Débloquer le facteur de projection des Céphéides – Unlock-pfactor

Nous utiliserons une nouvelle génération d'interféromètres, des observations photométriques et spectroscopiques dédiées ainsi que des modèles de pointe de Céphéides,

Nous espérons mieux comprendre le facteur de projection des Céphéides et ouvrir une nouvelle route vers Ho.

La méthode BW, si elle est robuste, a le potentiel de tester la tension de Hubble au cours de la prochaine décennie, en fournissant la distance des Céphéides dans le Groupe Local (LG) et au-delà, individuellement, en utilisant les capacités spectroscopiques des instruments ANDES et MOSAIC au foyer de l'ELT.

Les publications seront listées ici (https://lagrange.oca.eu/fr/unlockpfactor-publications) et sur HAL

Les céphéides constituent l'épine dorsale de l'échelle des distances extragalactiques. La découverte de l'expansion accélérée de l'Univers, Ho (prix Nobel 2011) est largement basée sur les Céphéides. Cependant, il existe actuellement une tension de 5s entre la valeur de Ho déduite du rayonnement de fond cosmologique et celle obtenue à partir des échelles de distance. Si confirmée, cette tension signifierait que le modèle lambda-CDM de l'univers doit être affiné. Le but de ce projet ANR est d'ouvrir une nouvelle voie vers Ho en utilisant la méthode Baade-Wesselink de détermination de la distance des Céphéides. Le concept de cette méthode est simple : La variation du diamètre angulaire (à partir des relations brillance de surface-couleur ou de l'interférométrie) est comparée à la variation du diamètre linéaire (à partir de l'intégration de la vitesse radiale). La distance de la céphéide est ensuite obtenue par une simple division des amplitudes linéaire et angulaire. La principale faiblesse de la technique BW est qu'elle utilise un facteur numérique pour convertir les vitesses radiales intégrées au disque en vitesses photosphériques, le facteur de projection. Ce facteur, dont la valeur est typiquement autour de 1.3, caractérise simultanément la géométrie sphérique de l'étoile pulsante, l'assombrissement centre bord, et la différence de vitesse entre la photosphère et les régions de formation des raies spectrales ! En raison de cette complexité intrinsèque, le facteur p est actuellement incertain à ~7%. En utilisant une nouvelle génération d'interféromètre ainsi que des modèles de céphéides de pointe, nous visons à débloquer le facteur de projection. La méthode BW, une fois robuste, a le potentiel dans la prochaine décennie de fournir la distance des Céphéides dans le Groupe Local et au-delà, individuellement, en utilisant les capacités spectroscopiques des instruments ANDES et MOSAIC au foyer de l'ELT, permettant ainsi de tester la tension de Hubble.