[論文レビュー] Observational calibration of the projection factor of Cepheids. II. Application to nine Cepheids with HST/FGS parallax measurements

J. Breitfelder, A. Mérand+5 more|Universidad de Chile|Jan 18, 2016

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 69被引用数 23

ひとこと要約

本研究では、HST/FGS視差、干渉測定による角直径（PIONIER）、および径方向速度データを統合するSPIPSアルゴリズムを用いて、9個の銀河系セフェイドの投影因子（p-要因）を校正した。p-要因は一貫して1.324 ± 0.024に近く、周期に顕著な依存性は認められず、将来的なGaiaデータを活用することで、セフェイド距離スケールの精度を1%レベルまで向上させるにあたり、信頼性の高い経験的校正が得られた。

ABSTRACT

The distance to pulsating stars is classically estimated using the parallax-of-pulsation (PoP) method, which combines spectroscopic radial velocity measurements and angular diameter estimates to derive the distance of the star. An important application of this method is the determination of Cepheid distances, in view of the calibration of their distance scale. However, the conversion of radial to pulsational velocities in the PoP method relies on a poorly calibrated parameter, the projection factor (p-factor). We aim to measure empirically the value of the p-factors of a homogeneous sample of nine Galactic Cepheids for which trigonometric parallaxes were measured with the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor. We use the SPIPS algorithm, a robust implementation of the PoP method that combines photometry, interferometry, and radial velocity measurements in a global modeling of the pulsation. We obtained new interferometric angular diameters using the PIONIER instrument at the Very Large Telescope Interferometer, completed by data from the literature. Using the known distance as an input, we derive the value of the p-factor and study its dependence with the pulsation period. We find the following p-factors: 1.20 $\pm$ 0.12 for RT Aur, 1.48 $\pm$ 0.18 for T Vul, 1.14 $\pm$ 0.10 for FF Aql, 1.31 $\pm$ 0.19 for Y Sgr, 1.39 $\pm$ 0.09 for X Sgr, 1.35 $\pm$ 0.13 for W Sgr, 1.36 $\pm$ 0.08 for $β$ Dor, 1.41 $\pm$ 0.10 for $ζ$ Gem, and 1.23 $\pm$ 0.12 for $\ell$ Car. These values are consistently close to p = 1.324 $\pm$ 0.024. We observe some dispersion around this average value, but the observed distribution is statistically consistent with a constant value of the p-factor as a function of the pulsation period. The error budget of our determination of the p-factor values is presently dominated by the uncertainty on the parallax, a limitation that will soon be waived by Gaia.

研究の動機と目的

• セフェイドの投影因子（p-要因）を経験的に校正すること。これは、視差の脈動法（PoP）による距離決定のための重要なパラメータである。
• p-要因の校正が不十分であることが原因で生じる、セフェイド距離の5–10%の系統的不確実性を低減すること。
• 理論的モデルが予測するようにp-要因が脈動周期に依存するかどうかを、正確なHST視差が測定された明るいセフェイドの均一なサンプルを用いて検証すること。
• 視差および観測データの不確実性がp-要因の決定にどのように影響するかを評価し、Gaiaによる改善を想定して考察すること。

提案手法

• SPIPSアルゴリズムを用いて、多色光度測定、干渉測定による角直径（VLTIのPIONIER）、および分光測定による径方向速度曲線を同時にモデル化する。
• HST/FGSによる三角視差を、全脈動モデルを通じて各セフェイドのp-要因を導出するための既知の距離として用いる。
• 観測された径方向速度振幅（星面積分されたもの）と、角直径の変動から推定される脈動速度振幅を比較することでp-要因を導出する。
• 不確実性推定のため、1000回以上のブートストラップを実施し、残差の標準偏差を用いた追加の保守的誤差推定も行う。
• SPIPSモデルで不規則な挙動を示したため、FF Aqlのデータは最終的な周期-p-要因フィットから除外された。
• カイ二乗統計を用いて、定数モデルおよび線形p-要因モデル（脈動周期関数）の適合度を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 理論的モデルが予測するように、セフェイドのp-要因は異なる脈動周期で変化するのか、それとも一定であるのか。
• RQ2 独立して測定されたHST/FGS視差を持つ9個の明るい銀河系セフェイドのサンプルにおけるp-要因の経験的値は何か。
• RQ3 視差および観測データの不確実性が、最終的なp-要因の決定にどのように伝播するか。
• RQ4 干渉測定、光度測定、分光測定データと組み合わせたSPIPSアルゴリズムが、p-要因を信頼性高く導出できるか。
• RQ5 周囲星間物質や星周囲環境、星間赤道がp-要因の校正にどの程度影響を及ぼすか。

主な発見

• RT Aurのp-要因は1.20 ± 0.12、T Vulは1.48 ± 0.18、FF Aqlは1.14 ± 0.10、Y Sgrは1.31 ± 0.19である。
• X Sgrのp-要因は1.39 ± 0.09、W Sgrは1.35 ± 0.13、β Dorは1.36 ± 0.08、ζ Gemは1.41 ± 0.10、ℓ Carは1.23 ± 0.12である。
• FF Aqlをモデルの不規則性のため除外した後、最良の定数p-要因は1.324 ± 0.024であり、自由度補正済みカイ二乗値は0.669であった。
• p-要因を対数周期関数としてモデル化した線形モデルでは、勾配は0.017 ± 0.111であり、ゼロと有意に異なるとは言えない。
• 観測されたp-要因の分布は、脈動周期範囲全体で一定値と統計的に一貫しており、顕著な周期依存性は認められない。
• 現在のp-要因の不確実性は主に視差誤差に起因しており、Gaiaデータによる改善で顕著に低減され、Leavittの法則の1%レベルの校正が可能になる。