Classical Cepheids as distance indicators and tracers of the disk abundance gradient

Classical Cepheids are the most popular primary distance indicator. They obey to well defined optical and near-infrared (NIR) Period-Luminosity (PL) relations and their distances can be estimated with an accuracy of a few percent. They also are, the best tracers of intermediate-mass stars. In particular, since they are distributed across the Galactic disk they can be adopted to trace the iron and heavy element radial gradients. In the past few years, significant progress has been made to understand and characterize the influence that chemical composition may have on the Cepheids Period-Luminosity relation but this issue is still unsettled. Although the existence of the Galactic abundance gradient is now widely accepted, its value still need to be established. To better understand these fundamental points, we focused our attenction on two main topics: i) the influence of the stellar iron content on the PL relation in the V and in the K band. ii) the behavior of the Galactic iron gradient between 5 and 17 kpc, using homogeneous iron abundances for 270 Galactic Cepheids located across the disk together with accurate distance determinations. To asses the effect of the metallicity on the PL relation, we have related the V and the K-band residuals from the standard PL relations of Freedman et al. (2001) and Persson et al. (2004), respectively, to iron abundance ([Fe/H]). We used iron measurements for 68 Galactic and Magellanic Cepheids based on high resolution and high signal-to-noise ratio (S/N) spectra collected with FEROS@1.5m and UVES@VLT (ESO, Telescopes). We have found a mean [Fe/H] ~ solar (sigma = 0.10) for our Galactic sample (32 stars), -0.33 dex (sigma = 0.13) for the Large Magellanic Cloud (LMC, 22 stars) and -0.75 dex (sigma = 0.08) for the Small Magellanic Cloud (SMC, 14 stars). Our abundance measurements of the Magellanic Cepheids double the number of stars studied up to now at high resolution. Our results show that the metallicity affects the Cepheid PL relation and this finding does not depend on the adopted LMC distance modulus. Results based on the canonical LMC distance (DM_LMC = 18.5) indicate a well defined effect in the V and a mild effect in the K-band PL relations. In particular, the metal-poor and the metal-rich bins are, in the visual band, at ~ 2 sigma and ~ 9 sigma, respectively, from the null hypothesis and the two bins differ at 3 sigma level. In the infrared band, the metal-poor bin is within 1 sigma consistent with zero while the metal-rich bin differs from the null hypothesis by ~ 4 sigma. Moreover, the magnitude residuals in the two metallicity bins differ by ~ 2 sigma. These findings support the evidence that the Cepheid PL relation is not Universal. To investigate the Galactic abundance gradient, we provided new calibrations of two photometric metallicity indices based on Walraven photometry. The best results have been obtained by the theoretical Metallicity-Index Color (MIC) relations. They rely on a homogeneous set of scaled-solar evolutionary tracks for intermediate-mass stars and on pulsation predictions concerning the topology of the instability strip. The intrinsic accuracy of the MIC relations are ~ 0.1 dex. Using the calibrated relations we have estimated photometric metallicities for the entire Walraven sample (122 Cepheids). Among them, 51 had accurate iron abundaces available in litterature and 71 are new estimates. We added four metal-rich Cepheids for which we collected high resolution spectra and for which we derived accurate distances based on the Baade-Wesselink technique. Moreover, to improve the number of tracers, we have also included 116 Cepheids from Andrievsky et al. (2002), 63 from Lemasle et al. (2007), 6 from Szila'di et al. (2007) and 10 from Romaniello et al. (2008) to end up with 270 Galactic Cepheids. Our result, over the entire data set, indicates that the iron gradient in the Galactic disk presents a slope of -0.048 +- 0.004 dex/kpc which is in very good agreement with the most recent literature values. However, the hypothesis of a linear gradient is still widely debated. Several investigations suggest a bimodal distribution with a steeper slope toward the bulge and a flattening of the gradient toward the outer disk with a discontinuity at Rg ~ 10 kpc. Our data do not support the discontinuity hypothesis but we have found that Cepheids present an increase in the spread in iron abundance and that it may depend on the Galactocentric longitude. The occurrence of this spread indicates that linear radial gradients should be cautiously treated to constrain the chemical evolution of the Galactic disk. Finally, with these results in hands, we decided to fit the Galactic abundance gradient with an exponential distribution, finding a good fit (rms=0.129 dex).

Le Cefeidi Classiche sono gli indicatori primari di distanza piu' utilizzati. Relazioni ben definite intercorrono tra il loro periodo e la loro luminosita', sia nella banda ottica che in quella del vicino infrarosso. Grazie a queste relazioni e' possibile determinare le loro distanze con grade accuratezza. Inoltre sono i migliori traccianti di stelle di massa intermedia. Infatti, poiche' sono distribuite lungo tutto il disco Galattico, possono essere adottate per tracciare i gradienti radiali di abbondanza di ferro e elementi pesanti. Negli ultimi anni sono stati fatti molti progressi verso la comprensione e caratterizzazione dell'influenza che la composizione chimica potrebbe avere sulla relazione Periodo-Luminosita' (PL) delle Cefeidi, ma tale problema rimane ancora irrisolto. Inoltre, nonostante l'esistenza di un gradiente di abbondanza Galattico sia oggi largamente accettata, il suo preciso valore e' ancora da definire. Con lo scopo di comprendere meglio questi punti fondamentali, abbiamo rivolto la nostra attenzione su due obiettivi principali: i) valutare l'influenza della metallicita' sulla PL nelle bande V e K. ii) dare una stima accurata del gradiente di abbondanza Galattico tra 5 e 17 kpc, utilizzando misure omogenee di composizione chimica per un campione che comprende 270 Cefeidi situate lungo il disco e delle quali abbiamo ottenuto una buona stima delle distanze. Per valutare l'effetto che la metallicita' ha sulla PL, abbiamo messo in relazione, per le bande V e K, i residui dalla PL standard di Freedman et al. (2001) e Persson et al. (2004), rispettivamente, all'abbondanza di ferro ([Fe/H]). A tale scopo, abbiamo usato misure dirette del ferro per 68 Cefeidi Galattiche e Magellaniche ricavate dall'analisi di spettri ad alta risoluzione e alto rapporto segnale rumore (S/N) ottenuti con strumenti e telescopi ESO (FEROS@1.5m e UVES@VLT). In questo studio, abbiamo trovato una metallicita' media circa solare (sigma = 0.10) per il campione Galattico (32 stelle), -0.33 dex (sigma = 0.13) per quello della grande Nube di Magellano (LMC, 22 stelle) e -0.75 dex (sigma = 0.08) per la Piccola Nube di Magellano (SMC, 14 stelle). Il numero delle nostre misure di abbondanza per le Cefeidi Magellaniche risulta essere piu' del doppio di quello totale studiato fino ad ora ad alta risoluzione. I nostri risultati mostrano che la metallicita' influisce sulla PL delle Cefeidi e questa constatazione non dipende dal modulo di distanza adottato per LMC. Risultati basati sulla distanza canonica di LMC (DM_LMC = 18.5) indicano un ben definito effetto nella banda visuale V e un effetto piu' lieve in quella nel vicino infrarosso K. In dettaglio, abbiamo visto che i due bin di metallicita', quello povero di metalli e quello ricco, nella banda visuale, si trovano rispettivamente a ~ 2 sigma e a ~ 9 sigma, rispetto all'ipotesi di indipendenza e i due bins hanno una differenza di 3 sigma. Nella banda infrarossa, il bin povero di metalli si trova entro 1 sigma consistente con zero mentre quello ricco di metalli differisce dall'ipotesi di indipendenza di ~ 4 sigma. Inoltre, i due bins differiscono tra loro ~ 2 sigma. Questi risultati suggeriscono che la PL delle Cefeidi non puo' essere considerata Universale. Per indagare il gradiente di abbondanza Galattico, abbiamo fornito due nuove calibrazioni, una empirica e una teorica, di due indici di metallicita' basati sulla fotometria di Walraven. I migliori risultati sono stati ottenuti con le relazioni teoriche tra la metallicita' e gli Indici di Colore (MIC). Queste sono basate su un insieme omogeneo di tracce evolutive solar-scaled per stelle di massa intermedia e su previsioni pulsazionali riguardanti la topologia della striscia di instabilita'. Lo scatter intrinseco delle relazioni e' ~ 0.1 dex. Usando le relazioni calibrate, abbiamo ottenuto metallicita' fotometriche per l'intero campione di Walraven (122 stelle). Di queste, 51 disponevano di misure accurate di abbondanza di ferro in letteratura, per le rimanenti 71 abbiamo fornito noi una nuova stima. Abbiamo, inoltre, aggiunto le 4 per cui avevamo stimato le distanze con il metodo del Baade-Wesselink. Per aumentare ulteriormente il numero dei traccianti, abbiamo incluso anche 116 Cefeidi dal set di dati di Andrievsky et al. (2002b), 63 da quello di Lemasle et al. (2007), 6 dal campione di Szila'di et al. (2007) e 10 da quello di Romaniello et al. (2008). In questo modo siamo riusciti ad ottenere un campione di 270 stelle. Il risultato ottenuto facendo un fit lineare dell'intero dataset, indica che il gradiente di abbondanza Galattico presenta una pendenza di -0.048 +- 0.004 dex/kpc, in ottimo accordo con le stime piu' recenti. In ogni modo, la variazione dell'abbondanza di ferro lungo il disco, sembra essere meglio descritta da una distribuzione bimodale con una pendenza maggiore verso il bulge e un appiattimento del gradiente in direzione del disco piu' esterno con una discontinuita' attorno Rg ~ 10 kpc. Dall'analisi dei nostri dati non sembra emergere nessuna discontinuita' ma abbiamo trovato che le Cefeidi presentano un aumento dello spread in contenuto di ferro e che questo spread possa dipendere dalla longitudine Galattocentrica. Il verificarsi di uno spread in metallicita' in funzione della longitudine Galactocentrica indica che il gradiente radiale dovrebbe essere utilizzato con cautela nel porre dei limiti per l'evoluzione chimica in tutto il disco. Infine, con questi risultati, abbiamo deciso di fare un fit esponenziale del gradiente ottenendo uno scarto quadratico medio di 0.129 dex.