[论文解读] 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 12

一句话总结

本研究利用多波段数据，首次对II型造父变星κ Pavonis的投影因子（p因子）进行了观测校准，数据包括HST/FGS视差、VLTI/PIONIER干涉测量以及CORALIE和HARPS的径向速度。测得的p因子为1.26 ± 0.07，与现有周期-p因子关系一致，表明在各类造父变星中p因子的周期依赖性较弱。

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.

研究动机与目标

• 为关键的脉动距离测量参数——II型造父变星κ Pavonis的投影因子（p因子）提供观测校准。
• 通过减少p因子中系统性不确定度，提升视差-脉动法的准确性，从而克服其在造父变星距离尺度校准中的主要限制。
• 检验p因子在不同类型造父变星（经典型与II型）之间的自洽性，并验证现有周期-p因子关系的适用性。
• 利用高灵敏度干涉与测光数据，评估恒星伴星或周围包层可能带来的偏差。
• 为河外距离测量中的周期-光度关系校准做出贡献，特别是在哈勃常数争议的背景下。

提出的方法

• 采用SPIPS（脉动恒星的光谱-测光-干涉）技术，该方法是视差-脉动法的稳健版本。
• 该方法结合了径向速度测量（来自CORALIE和HARPS）、光学干涉测量的角直径（来自VLTI/PIONIER）以及多色测光与已知视差。
• 以HST/FGS对κ Pav的视差（5%精度）作为几何距离基准，通过线直径与角直径变化之间的关系校准p因子。
• 对相位进行了修正，以应对恒星不稳定的脉动周期，确保不同观测周期间多历元数据的正确对齐。
• 通过闭合相位测试双星模型，以排除未分辨伴星的污染，结果表明在5σ水平下伴星通量比上限为1%。
• 在K波段（4.5 ± 0.5%）测试了潜在的红外超量，但未显著改善拟合效果，因此未确认存在明确的周围包层。

实验结果

研究问题

• RQ1 II型造父变星κ Pavonis的p因子观测值是多少？其与理论及经验估计值相比如何？
• RQ2 κ Pavonis的p因子是否与Nardetto等人（2009年）提出的周期-p因子关系及其他近期经验关系一致？
• RQ3 基于此单一测量在II型造父变星周期范围内的结果，p因子在多大程度上依赖于脉动周期？
• RQ4 若存在恒星伴星或周围包层，是否可能对p因子测量造成偏差？该问题如何被检验？
• RQ5 κ Pavonis测得的p因子与经典造父变星的值相比如何？这对p因子是否存在普适行为有何启示？

主要发现

• κ Pavonis的投影因子测得为p = 1.26 ± 0.07，这是首个针对II型造父变星的直接观测校准结果。
• 该值与Nardetto等人（2009年）提出的周期-p因子关系一致，支持其在II型造父变星中的适用性。
• 该结果与Pilecki等人（2013年）对大麦哲伦云中一颗造父变星测得的p = 1.26 ± 0.07一致，表明不同造父变星族群之间具有一致性。
• 该结果也与Mérand等人（2005b年）对δ Cep测得的p = 1.26 ± 0.07一致，表明经典型与II型造父变星的p因子行为相似。
• 分析未发现显著的恒星伴星证据（5σ水平下通量比<1%）或周围包层存在证据（红外超量不显著），降低了系统性偏差的风险。
• 结果支持p因子对脉动周期的弱依赖性，短周期与中周期造父变星（包括经典型与II型）的p因子值很可能在约5%以内一致。