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Céphéides et RR Lyrae dans le LMC

24/06/2015. Pendant les 28 premiers jours d’observations scientifiques, du 25 juillet au 22 août 2014, Gaia a observé le ciel avec un mode de balayage particulier, tous les grands cercles balayés passant par les pôles écliptiques (mode EPSL = Ecliptic Pole Scanning Law). Ce mode, destiné à tester tous les sous-systèmes de Gaia dans un champ préalablement soigneusement observé depuis le sol, était particulièrement favorable à l’observation d’étoiles variables. Dans ce mode de balayage, ainsi que dans le mode de balayage nominal (NSL = Nomoinal Scanning Law), un champ du ciel est d’abord observé par le télescope 1 puis, 106 minutes plus tard, par le télescope 2. La série se répète 4h 14 minutes plus tard, chaque grand cercle de la sphère céleste étant balayé en 6h.

Il se trouve que la zone couvrant le Pôle Écliptique Sud recouvrait une partie externe du Grand Nuage de Magellan (LMC = Large Magellanic Cloud), ce qui a permis de mesurer régulièrement de très nombreuses étoiles du LMC. Ce champ, appelé Gaia South Ecliptic Pole (Gaia SEP) est montré sur la figure ci-dessous à gauche. Il a aussi été systématiquement observé par le programme de recherche de micro-lentilles OGLE, essentiellement en bande I (700-900 nm). Pour plus de détail, voir le catalogue OGLE IV (Soszynski et al. 2012, AcA, 62, 219).

Première étape : utilisation des périodes de OGLE IV

Dans une première étape, les observations photométriques de Gaia (en bande G) de quelques centaines de RR Lyrae ont été analysées en utilisant les périodes de variation publiées dans le catalogue OGLE IV. La figure de droite ci-dessous montre les courbes de lumière de trois RR Lyrae du LMC observées pendant la phase de balayage EPSL. La colonne de gauche rassemble les courbes de lumière obtenues par Gaia en bande G (respectivement 118, 74 et 96 observations réparties sur les 28 jours), la colonne de droite les observations OGLE en bande I. Ces courbes recouvrent 1,5 cycle de pulsation de chaque étoile. Les magnitudes apparentes moyennes sont de l’ordre de 19,5. La magnitude des RR Lyrae est plus faible et leur amplitude plus grande en bande G qu’en bande I (plus rouge). Il faut noter la qualité remarquable de la photométrie Gaia, même à ces faibles magnitudes et après seulement une première analyse des données : on distingue clairement la bosse juste avant le minimum et une inflexion de la courbe de lumière avant le maximum. Ces détails sont typiques des courbes de lumière des RR Lyrae. Ils seront encore mieux définis lorsque les données seront mieux calibrées.

Gaia SOuth Ecliptic Pole field dans le Grand Nuage de Magellan Courbes de lumière de trois RR Lyrae du LMC. A gauche, en bande G (Gaia). A droite en bande I (OGLE IV)

A gauche : Champ couvert par le balayage du Pole Écliptique Sud par Gaia (Gaia South Ecliptic Pole), entouré en noir. Les champs entourés de blanc montrent l’ensemble des champs OGLE-IV dans le Grand Nuage de Magellan (Soszynski et al., 2012, AcA 62, 2019, fig1)

A droite : Courbes de lumière Gaia (à gauche) et OGLE (à droite) de trois RR Lyrae (Crédits : ESA/Gaia/DPAC/CU5/CU7/INAF-OABo, Gisella Clementini, Dafydd Evans, Laurent Eyer, Krzysztof Nienartowicz, Lorenzo Rimoldini et le Geneva CU7/DPCG et les équipes CU7/INAF-OACN)

Deuxième étape : traitement complet à partir des données Gaia

Dans une deuxième étape, dans la semaine du 19 au 25 mars 2015, les 800 000 sources ayant chacune effectué plus de 20 transits du champ de vision (FOV = Field of View) ont été traitées complètement par la chaîne d’analyse de la variabilité (CU7= Unité de Coordination 7) : détection des sources variables, caractérisation, classification des sources et, finalement, vérification détaillée des objets particuliers. Les variations photométriques de 1242 sources de la région du Pôle Écliptique Sud recouvrant le LMC ont été traitées avec le logiciel d’analyse dédié aux Céphéides et RR Lyrae.
Résultat :

  • plus de 800 RR Lyrae, y compris quelques centaines de nouvelles découvertes, avec des magnitudes moyennes autour de G=19.5 mag et des périodes entre 0,15 et 1,0 jour
  • quelques Céphéides, dont quelques nouvelles, à l’extrémité faible de la relation période-luminosité des Céphéides du Grand Nuage de Magellan.

La figure ci-dessous à gauche montre les courbes de luminosité en bande G de cinq de ces Céphéides, repliées selon les périodes déterminées par le logiciel spécifiquement dédié aux Céphéides et RR Lyrae. Leurs magnitudes moyennes vont de 18,3 à 18,7 et leurs périodes de 0,3 à 1,93 jours, recouvrant en partie l’intervalle de période des RR Lyrae.

Les courbes de lumière (de haut en bas) sont respectivement tracées à partir de 56, 44, 39, 49 et 31 observations, chacune correspondant au transit de 9 CCDs, réparties sur une période de temps totale de 32 jours. Quelques observations (1 à 3), avec des incertitudes estimées à plus de 0,05 mag ont été exclues. Les incertitudes médianes sont autour de 10-15 mmag.

L’échantillon comprend une Céphéide classique pulsant sur le premier harmonique (panneau supérieur), 3 étoiles qui pourraient être des Céphéides anormales (les trois panneaux centraux) et une Céphéide qui pourraient être de Type 2 (panneau du bas). La classification en sous-types fournie par le logiciel dédié aux Céphéides et RR Lyrae sera affinée dès que les données des spectrophotomètres BP et RP seront disponibles.

Par comparaison, les étoiles des quatre panneaux supérieurs ont bien été classées comme Céphéides soit par OGLE III (Soszynski et al., 2008, Acta Astron., 58, 163) soit par EROS-2 (Kim et al. 2014, A & A, 566, A43 ). La Céphéide du panneau du haut est aussi classée par OGLE III comme une Céphéide classique pulsant sur premier harmonique. Par contre, l’étoile du panneau du bas est classée binaire à éclipses par EROS-2 alors que les données Gaia ne montrent aucun signe de binarité.

Les Céphéides brillantes connues dans le LMC (dont la magnitude au maximum monte à G ≃ 15,5 mag.) n’ont pas été traitées pendant cette première analyse. Elles le seront dès que le traitement global de l’ensemble de données obtenues pendant la phase d’EPSL sera effectué. Cependant, la qualité des courbes de lumières obtenues pour ces cinq Céphéides de faibles magnitudes montre l’efficacité de la chaîne de traitement de la CU7.

Céphéides dans le Grand Nuage de Magellan Henrietta Leavitt et la première relation Période-Luminosité

A gauche : Courbes de lumière Gaia de cinq Céphéides à courte période (Crédits : ESA/Gaia/DPAC/CU5/DPCI/CU7/INAF-OABo/INAF-OACn Gisella Clementini, Vincenzo Ripepi, Silvio Leccia, Laurent Eyer, Lorenzo Rimoldini, Isabelle Lecoeur-Taibi, Nami Mowlavi, Dafydd Evans, Geneva CU7/DPCG et toute l’équipe CU7)

A droite : Henrietta Leavitt et la découverte de la relation Période-Luminosité. Ayant pour travail d’identifier les étoiles variables sur des plaques photographiques prises à différentes époques, elle eut l’idée que la luminosité intrinsèque des étoiles pouvait être reliée à leur période de variation. Pour tester cette hypothèse, elle sélectionna un échantillon de 25 Céphéides du Petit Nuage de Magellan dans son Catalogue de 1777 variables des Nuages de Magellan (Leavitt, 1908, Annals of Harvard College Observatory, vol. 60, p87). Vu l’éloignement de cet ensemble d’étoiles, elle supposa, à juste titre, que toutes les étoiles pouvaient être considérées comme étant à la même distance. Et elle obtint ainsi le premier graphique montrant cette relation tant utilisée par la suite pour déterminer les distances de Céphéides dans des galaxies de plus en plus lointaines : plus les Céphéides étaient brillantes plus leur période étaient longue. (Crédits : Wikipedia pour le portrait d’Henrietta Leavitt ; Leavitt & Pickering, 1912, Harvard College Observatory, Circular 173, Fig. 1)

Voir Gaia image of the week des 5 mars et 28 mai 2015.