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

P. Kervella, N. Nardetto+3 more|ArXiv.org|Nov 23, 2003

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 58被引用 80

一句话总结

本文利用甚大望远镜干涉仪上的VINCI仪器，在K波段对七颗银河系造父变星进行了直接的干涉测量，获得了其临边变暗的角直径。通过对四颗具有可检测直径变化的脉动恒星应用改进的Baade-Wesselink方法，获得了具有统计不确定性的独立距离；其余恒星则通过结合周期-半径关系的混合方法获得距离，显著改善了造父变星距离尺度的标定。

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.

研究动机与目标

• 通过直接的干涉测量改进造父变星周期-光度关系的零点标定。
• 通过测量邻近造父变星的脉动引起的角直径变化，检验并优化改进的Baade-Wesselink方法。
• 利用长基线红外干涉测量法精确测定银河系造父变星的距离，减少对大麦哲伦云距离假设的依赖。
• 为未来研究提供可靠的周期-半径关系和表面亮度-颜色关系校准数据集。
• 评估在高精度干涉测量中，临边变暗和伴星带来的系统误差。

提出的方法

• 使用甚大望远镜干涉仪上的VINCI仪器，在K波段（λ ≈ 2.18 μm）测量七颗经典造父变星的角直径。
• 利用三条VLTI基线（66 m、102.5 m、140 m）实现高精度的可见度测量，并考虑基线几何的影响。
• 对临边变暗效应和带宽展宽效应进行修正，从可见度数据中推导出准确的临边变暗角直径（θ_LD）。
• 对四颗造父变星（η Aql、W Sgr、β Dor、ℓ Car）应用改进的Baade-Wesselink方法，利用脉动引起的直径变化计算直接距离。
• 对剩余三颗恒星（X Sgr、ζ Gem、Y Oph）结合测量的角直径与Gieren等人（1998）提出的周期-半径关系估算的线性直径，推导出混合距离。
• 报告统计误差和系统误差，系统误差主要来自假设的p因子和周期-半径关系的不确定性。

实验结果

研究问题

• RQ1 长基线红外干涉测量能否为银河系造父变星提供直接、高精度的角直径测量？
• RQ2 在多大程度上可以探测到角直径的脉动变化，并利用Baade-Wesselink方法推导出独立距离？
• RQ3 基于周期-半径关系的混合距离与通过脉动直接推导的距离相比如何？
• RQ4 在干涉测量中，造父变星距离测量的主要系统误差来源是什么，特别是临边变暗和伴星的影响？
• RQ5 这些测量如何改善造父变星周期-光度关系的零点标定，以服务于河外距离尺度的校准？

主要发现

• X Sgr的临边变暗角直径测量值为1.471 ± 0.033 mas。
• ℓ Car的角直径为2.988 ± 0.012 mas，是样本中最大值，因其距离近且亮度高。
• 对η Aql、W Sgr、β Dor和ℓ Car四颗恒星，检测到角直径的脉动变化，从而可通过改进的Baade-Wesselink方法实现直接距离推导。
• η Aql的直接距离为276+55−38 pc，仅含统计不确定性。
• 混合方法对η Aql的测量结果为264 ± 4 ± 14 pc，分别报告了统计误差和系统误差。
• 利用混合方法，ℓ Car的距离被推导为542 ± 2 ± 49 pc，由于信噪比高，统计误差极小。