[論文レビュー] Observational calibration of the projection factor of Cepheids I. The Type II Cepheid kappa Pavonis

J. Breitfelder, P. Kervella+6 more|arXiv (Cornell University)|Mar 17, 2015

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 50被引用数 12

ひとこと要約

本研究では、HST/FGSパララックス、VLTI/PIONIER干渉測定、およびCORALIEとHARPSからの径速度を含む多波長データを用いて、タイプIIセフェイドκ Pavonisの投影因子（p因子）の最初の観測的校正を実施した。p因子は1.26 ± 0.07として測定され、既存の周期-p因子関係と整合的であり、セフェイド種別をまたがる弱い周期依存性を示している。

ABSTRACT

The distances of pulsating stars, in particular Cepheids, are commonly measured using the parallax of pulsation technique. The different versions of this technique combine measurements of the linear diameter variation (from spectroscopy) and the angular diameter variation (from photometry or interferometry) amplitudes, to retrieve the distance in a quasi-geometrical way. However, the linear diameter amplitude is directly proportional to the projection factor (hereafter p-factor), which is used to convert spectroscopic radial velocities (i.e., disk integrated) into pulsating (i.e., photospheric) velocities. The value of the p-factor and its possible dependence on the pulsation period are still widely debated. Our goal is to measure an observational value of the p-factor of the type-II Cepheid kappa Pavonis, whose parallax was measured with an accuracy of 5% using HST/FGS. We used this parallax as a starting point to derive the p-factor of kappa Pav, using the SPIPS technique, which is a robust version of the parallax-of-pulsation method that employs radial velocity, interferometric and photometric data. We applied this technique to a combination of new VLTI/PIONIER optical interferometric angular diameters, new CORALIE and HARPS radial velocities, as well as multi-colour photometry and radial velocities from the literature. We obtain a value of p = 1.26 +/- 0.07 for the p-factor of kappa Pav. This result agrees with several of the recently derived Period-p-factor relationships from the literature, as well as previous observational determinations for Cepheids. Individual estimates of the p-factor are fundamental to calibrating the parallax of pulsation distances of Cepheids. Together with previous observational estimates, the projection factor we obtain points to a weak dependence of the p-factor on period.

研究の動機と目的

• 脈動に基づく距離測定における主要なパラメータである、タイプIIセフェイドκ Pavonisの投影因子（p因子）の観測的校正を提供すること。
• p因子における系統的不確実性を低減することで、パララックス・オブ・パルセーション法の精度を向上させ、セフェイド距離スケール校正における主要な制限要因を克服すること。
• 古典的セフェイドとタイプIIセフェイドを含む異なるセフェイド種別におけるp因子の一貫性を検証し、既存の周期-p因子関係を検証すること。
• 高感度の干渉測定および光度測定データを用いて、星の伴星や周囲星間物質の存在によるバイアスの可能性を評価すること。
• ハッブル・トレンドの文脈において、銀河間距離測定のための周期-光度関係の校正に貢献すること。

提案手法

• p因子は、パララックス・オブ・パルセーション法の強固なバージョンであるSPIPS（脈動星の分光的・光度的干渉測定）手法を用いて導出された。
• この手法は、径速度測定（CORALIEおよびHARPS）、VLTI/PIONIERによる光学的干渉測定による視直径、および既知のパララックスを併用した多色光度測定を統合する。
• κ PavのHST/FGSパララックス（精度5%）を幾何的距離の基準として用い、線形直径変動と視直径変動の関係を通じてp因子を校正した。
• 不安定な脈動周期を補正するための位相補正を実施し、異なる観測キャンペーンにわたる複数エポックのデータを適切に整合させた。
• 閉じた位相（closure phases）に二重星モデルを適用し、解明不能な伴星による汚染の可能性を検証したが、5σ水準で1%未満の光度比上限が得られた。
• 赤外過剰（Kバンド：4.5 ± 0.5%）の可能性を検証したが、フィットを著しく改善しなかったため、明確な周囲星間物質は確認されなかった。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 タイプIIセフェイドκ Pavonisのp因子の観測的値は何か？ また、理論的および経験的推定値と比較してどうか？
• RQ2 κ Pavのp因子は、Nardettoら（2009）が提唱した周期-p因子関係および他の最近の経験的関係と整合するか？
• RQ3 本研究の単一の測定結果に基づき、p因子が脈動周期に依存する程度はどの程度か？ これはタイプIIセフェイド領域全体に適用可能か？
• RQ4 伴星や周囲星間物質の存在がp因子測定をバイアスする可能性はあり、その検証はどのように行われたか？
• RQ5 κ Pavに導出されたp因子は、古典的セフェイドに測定された値と比較してどうか？ これは普遍的なp因子行動の可能性に何を示唆するか？

主な発見

• κ Pavonisの投影因子はp = 1.26 ± 0.07として測定され、これはタイプIIセフェイドにおける最初の直接観測的校正である。
• この値は、Nardettoら（2009）が提唱した周期-p因子関係と整合的であり、タイプIIセフェイドへの適用可能性を支持する。
• Pileckiら（2013）がLMCのセフェイドで測定した1.26 ± 0.07の値とも一致しており、異なるセフェイド集団間で一貫性があることを示唆する。
• Mérandら（2005b）がδ Cepで測定した1.26 ± 0.07の値とも整合しており、古典的セフェイドとタイプIIセフェイドの間で類似した挙動を示している。
• 伴星（5σ水準で光度比<1%）や周囲星間物質（赤外過剰は有意でない）の顕著な証拠は得られず、系統的バイアスのリスクは低減された。
• p因子は脈動周期に弱い依存性を示すことが支持され、短周期および中周期セフェイド（両方のタイプ）は約5%の範囲内で同じp因子を持つと予想される。