[論文レビュー] Pulsating stars and eclipsing binaries as distances indicators in the universe

N. Nardetto|arXiv (Cornell University)|Jan 12, 2018

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 4

ひとこと要約

この准教授資格申請論文は、ハッブル定数の不一致（Hubble tension）を解消するため、パルセーター星（セフェイド）と食連星を精密な距離指標として用い、セフェイドの周期−光度関係（PL関係）の校正に食連星とBaade-Wesselink法を応用する。本研究では、食連星を用いて大マゼラン雲への距離を2.2%の精度で測定できることを示し、PL関係のゼロポイントを制約し、ハッブル定数の決定における系統的誤差を低減することが可能である。

ABSTRACT

Determining the expansion of the universe, i.e. the Hubble constant (H0) to better than 2% is required in order to understand the nature of dark energy. However, the two most accurate methods to do it, the cosmic microwave background and the distance scale ladder are inconsistent today, which is refereed as the "tension". One of the key to resolve this tension is related to the calibration of the period-luminosity (PL) of Cepheids : what is its zero-point ? Is it metallicity dependent ? Can we reduce the dispersion of the PL relation ? The eclipsing binaries method was recently used to determine the distance to LMC with a 2.2% accuracy, which is crucial to constrain the zero-point of the PL relation and to study the impact of metallicity. However, this method is based on the hypothesis that stars are perfect blackbody, which is not always the case as shown by inconsistencies in the surface brightness - color relations of early type stars for instance, that are actually useful for the distance determination of eclipsing binaries in distant galaxies (i.e. M31, M33). On the other hand, it is now possible to apply the Baade-Wesselink method to Cepheids in the Magellanic Clouds, however the value of the projection factor and its dependence with the period of Cepheids remains a key issue. Understanding the dynamical structure of the atmosphere of Cepheids (p-factor, k-factor) and their environment cannot be circumvented in order to determine the distance in the universe. This is even more true that the environment of Cepheids could increase the dispersion of the PL relation. The next generation of interferometers (MATISSE, SPICA), the Gaia parallaxes, in the context of JWST, PLATO, and ELT will help to resolve these fundamental issues.

研究の動機と目的

• 宇宙距離階層の重要なステップであるセフェイドの周期−光度（PL）関係の校正を改善することで、ハッブル定数の不一致を是正する。
• PL関係のゼロポイントと金属量依存性を精緻化することで、ハッブル定数（H₀）の測定における系統的不確実性を低減する。
• 星の大気の力学的挙動（p因子、k因子）およびセフェイドの環境がPL関係の分散に与える影響を評価する。
• 食連星と干渉計測定を用いて、大マゼラン雲への距離を2%未満の精度で決定する。
• 早期型星の表面輝度−色関係を改善し、M31やM33のような銀河における距離測定を向上させる。

提案手法

• 光度曲線と径運動速度曲線を用いて、高精度で大マゼラン雲への距離を食連星法で決定する。
• VEGA/CHARA干渉計を用いて、セフェイドおよび食連星の視直径を測定し、直接的な距離決定を可能にする。
• 食連星を用いて表面輝度−色関係を校正し、視直径予測の精度を1%未満にまで高める。
• 径運動速度曲線と光度曲線を組み合わせ、p因子およびk因子を補正することで、マゼラン雲のセフェイドにBaade-Wesselink法を適用する。
• 高分解能分光計測（例：HARPS-N）を用いて径運動速度プロファイルを分析し、セフェイドの投影因子（p因子）を導出する。
• 重心速度および大気応答の動的構造をモデル化することで、p因子を精緻化し、距離の散らばりを低減する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 セフェイドの周期−光度関係のゼロポイントは何か？ 金属量の影響は？
• RQ2 Baade-Wesselink法におけるp因子およびk因子が、セフェイド距離測定に及ぼす系統的誤差はどの程度か？
• RQ3 セフェイドの星周囲環境が、周期−光度関係の分散に与える影響は？
• RQ4 食連星を用いて大マゼラン雲への距離を2%の精度で測定可能か？ その結果、ハッブル定数の校正にどのように寄与するか？
• RQ5 食連星から導かれた表面輝度−色関係は、M31 や M33 などの外部銀河における距離測定をどのように向上させるか？

主な発見

• 食連星法により、大マゼラン雲への距離を2.2%の精度で測定し、セフェイドの周期−光度関係の校正に不可欠な基準点を提供した。
• 食連星を用いて校正された表面輝度−色関係により、視直径予測の精度が1%未満に達した。
• Baade-Wesselink法におけるp因子は依然として主要な不確実要因であり、その周期依存性は現在も調査中である。
• 星の大気の力学的挙動（p因子、k因子）は、セフェイドの距離推定に顕著に影響を与え、正確なモデル化が不可欠である。
• セフェイドの環境が、観測された周期−光度関係の分散に寄与している可能性があり、環境補正の導入が求められる。
• 次世代の観測機器（Gaia, JWST, ELT, MATISSE）は、距離階層およびハッブル定数の不一致に関する残存不確実性を解消するために不可欠である。