lundi 19 octobre 2015
La soutenance aura lieu le jeudi 22 octobre 2015 à 14 h dans l’amphithéâtre du bâtiment 18, à l’Observatoire de Paris, site de Meudon.
Les Céphéides et l’échelle des distances galactiques : apport de l’interférométrie à longue base
Pierre Kervella (LESIA) et Antoine Mérand (ESO)
Les Céphéides sont utilisées depuis plus d’un siècle comme chandelles cosmiques pour estimer des distances dans l’univers, grâce à la relation qui unie leur période de pulsation et leur luminosité absolue. La calibration de cette relation (dite "Loi de Leavitt", en hommage à sa découvreuse) repose sur des estimations indépendantes de distances, qui sont généralement réalisées grâce à la méthode de la parallaxe de pulsation. Cette technique assez simple repose sur la comparaison de la variation de diamètre angulaire (mesurée par exemple via des relations de brillance de surface) et de la variation de diamètre linéaire (obtenue après une simple intégration de la courbe de vitesse radiale). Durant ma thèse j’ai fait usage d’une implémentation novatrice de cette méthode : le code SPIPS développé par Antoine Mérand. Celui-ci permet un ajustement simultané de toutes les observables disponibles (photométrie multi-filtre et multi-bande, vitesses radiales, diamètres interférométriques et températures effectives), se traduisant par une meilleur précision statistique. Le code intègre également des modèles d’atmosphère permettant de prendre en compte la physique des Céphéides, et d’assurer un meilleur contrôle des systématiques (par exemple, la présence d’une enveloppe circumstellaire se traduit par un excès apparent de la magnitude infrarouge). Bien que précise et élégante, cette méthode ne permet de mesurer des distances qu’à un paramètre près, le facteur de projection p utilisé pour convertir la vitesse radiale (déduite de la spectroscopie) en vitesse de pulsation. La valeur de p et sa dépendance avec la période de pulsation sont encore largement débattues. Pour les rares Céphéides dont la distance est connue avec une précision suffisante (par exemple grâce à une mesure de parallaxe), il est possible de faire un usage inverse de la méthode SPIPS et de remonter à la valeur de p, et c’est ce que j’ai fait durant ma thèse. Grâce à cette méthode, j’ai tout d’abord calculé le p-facteur de la Céphéide de type II κ Pavonis, pour laquelle nous aboutissons à p = 1.26 ± 0.07. J’ai ensuite étendu mon étude à un plus grand échantillon de Céphéides galactiques de parallaxe connue, auxquelles j’ai ajouté RS Pup, célèbre pour ses échos de lumière. Contrairement aux prédictions de certains auteurs, l’étude globale de ces étoiles a permis de conclure à une dépendance plutôt faible de p en fonction de la période. De fait, nous proposons pour le moment d’utiliser une valeur constante moyenne de p = 1.326 ± 0.021. Dans l’état de l’art actuel, la précision n’est pas limitée par la méthode, mais par les mesures de distance elles-mêmes. L’arrivée des parallaxes à moins de 1% du satellite Gaia permettra sans doute une avancée rapide dans cette problématique, ce travail préliminaire ayant dores et déjà permis de démontrer la faisabilité de la méthode et d’aboutir à des résultats prometteurs.
