[논문 리뷰] Cepheid distances from infrared long-baseline interferometry - I. VINCI/VLTI observations of seven Galactic Cepheids

P. Kervella, N. Nardetto외 3명|ArXiv.org|2003. 11. 23.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 58인용 수 80

한 줄 요약

이 논문은 K 대역에서 VLT 간섭계의 VINCI 장치를 사용하여 은하수 Cepheid 7개의 끝부리 어두움을 띠는 각지름을 직접 간섭계 측정한 결과를 제시한다. 진동하는 별 4개에 대해 검출 가능한 지름 변화가 있는 수정된 Baade-Wesselink 방법을 적용하여 통계적 불확실성만을 포함한 독립적인 거리값을 도출하였고, 나머지 별들에 대해서는 주기-반지름 관계를 이용한 하이브리드 방법으로 거리를 산정하여 Cepheid 거리 척도의 보정을 크게 향상시켰다.

ABSTRACT

We report the angular diameter measurements of seven classical Cepheids (X Sgr, eta Aql, W Sgr, zeta Gem, beta Dor, Y Oph and L Car) that we have obtained with the VINCI instrument, installed at ESO's VLT Interferometer (VLTI). We also present reprocessed archive data obtained with the FLUOR/IOTA instrument on zeta Gem, in order to improve the phase coverage of our observations. We obtain average limb darkened angular diameter values of LD(X Sgr) = 1.471 +/- 0.033 mas, LD(eta Aql) = 1.839 +/- 0.028 mas, LD(W Sgr) = 1.312 +/- 0.029 mas, LD(beta Dor) = 1.891 +/- 0.024 mas, LD(zeta Gem) =1.747 +/- 0.061 mas, LD(Y Oph) = 1.437 +/- 0.040 mas and LD(L Car) = 2.988 +/- 0.012 mas. For four of these stars (eta Aql, W Sgr, beta Dor, and L Car) we detect the pulsational variation of their angular diameter. This enables us to compute directly their distances, using a modified version of the Baade-Wesselink method: d(eta Aql) = 276 [+55 -38] pc, d(W Sgr) = 379 [+216 -130] pc, d(beta Dor) = 345 [+175 -80] pc, d(L Car) = 603 [+24 -19] pc. The stated error bars are statistical in nature. Applying a hybrid method, that makes use of the Gieren et al. (1998) Period-Radius relation to estimate the linear diameters, we obtain the following distances (statistical and systematic error bars are mentioned): d(X Sgr) = 324 +/- 7 +/- 17 pc, d(eta Aql) = 264 +/- 4 +/- 14 pc, d(W Sgr) = 386 +/- 9 +/- 21 pc, d(beta Dor) = 326 +/- 4 +/- 19 pc, d(zeta Gem) = 360 +/- 13 +/- 22 pc, d(Y Oph) = 648 +/- 17 +/- 47 pc and d(L Car) = 542 +/- 2 +/- 49 pc.

연구 동기 및 목표

• 직접 간섭계 측정을 통해 Cepheid 주기-광도 관계의 제로 포인트 보정을 향상시키기.
• 근접한 Cepheid의 진동에 의한 각지름 변화를 측정하여 수정된 Baade-Wesselink 방법을 시험하고 개선하기.
• 장기 기반 적외선 간섭계를 사용하여 은하수 Cepheid에 대한 정밀한 거리값을 도출하여 LMC 거리 추정의 불확실성에 의존하는 것을 줄이기.
• 미래 연구에서 주기-반지름 관계 및 표면 밝기-색상 관계를 보정하기 위한 견고한 데이터 세트를 제공하기.
• 고정밀 간섭계 측정에서 끝부리 어두움과 쌍성의 영향을 고려한 체계적 불확실성 평가하기.

제안 방법

• K 대역(λ ≈ 2.18 μm)에서 VLT 간섭계의 VINCI 장치를 사용하여 7개의 고전적 Cepheid의 각지름을 측정한다.
• 66 m, 102.5 m, 140 m의 세 개의 VLTI 기준선을 사용하여 고정밀도의 시야도 측정을 수행하고 기준선 기하학을 고려한다.
• 시야도 데이터에서 정확한 끝부리 어두움을 고려한 각지름(θ_LD)을 도출하기 위해 끝부리 어두움 보정 및 대역폭 스메어링 보정을 적용한다.
• η Aql, W Sgr, β Dor, ℓ Car의 4개 별에 대해 진동에 의해 유도된 지름 변화를 이용하여 수정된 Baade-Wesselink 방법을 적용하여 직접 거리를 계산한다.
• 남은 3개 별(X Sgr, ζ Gem, Y Oph)에 대해서는 측정된 각지름과 Gieren 등(1998)의 주기-반지름 관계를 이용한 선형 반지름 추정치를 조합하여 하이브리드 거리를 산정한다.
• 통계적 오차와 체계적 오차의 두 가지 오차 막대를 보고하며, 체계적 오차는 주로 가정된 p因수와 P-R 관계의 불확실성에 의해 지배된다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 장기 기반 적외선 간섭계 측정이 은하수 Cepheid의 직접적이고 고정밀 각지름 측정을 가능하게 하는가?
• RQ2 각지름의 진동 변화를 얼마나 정확히 검출하고, Baade-Wesselink 방법을 통해 독립적인 거리를 유도하는 데 사용할 수 있는가?
• RQ3 주기-반지름 관계를 기반으로 한 하이브리드 거리는 진동에 의한 직접 거리와 어떻게 비교되는가?
• RQ4 간섭계 Cepheid 거리 측정에서 지배적인 체계적 불확실성은 무엇인가, 특히 끝부리 어두움과 쌍성의 영향은 어떤가?
• RQ5 이러한 측정치는 은하간 거리 척도를 위한 Cepheid 주기-광도 관계의 제로 포인트 보정을 어떻게 향상시키는가?

주요 결과

• X Sgr의 끝부리 어두움을 고려한 각지름은 1.471 ± 0.033 mas로 측정되었다.
• ℓ Car의 각지름은 2.988 ± 0.012 mas로 측정되었으며, 이는 그 가까이 있고 밝기 때문에 샘플에서 가장 큰 값이다.
• η Aql, W Sgr, β Dor, ℓ Car에 대해 진동에 의한 각지름 변화가 검출되어 수정된 Baade-Wesselink 방법을 통해 직접 거리를 유도할 수 있었다.
• η Aql의 직접 거리는 276+55−38 pc이며, 통계적 불확실성만 포함되어 있다.
• 하이브리드 방법을 통해 η Aql의 거리는 264 ± 4 ± 14 pc로 도출되었으며, 통계적 오차와 체계적 오차가 별도로 기재되었다.
• ℓ Car의 거리는 하이브리드 방법을 통해 542 ± 2 ± 49 pc로 유도되었으며, 높은 신호 대비 잡음비로 인해 통계적 오차가 매우 작았다.