1 Introduction

La détection de systèmes binaires parmi les objets à spectre particulier (étoiles Wolf-Rayet, Am et Ap, à spectre composite, à baryum, symbiotiques, etc.) et l'étude statistique des caractéristiques de ces systèmes ont conduit à de nombreux travaux. En ce qui concerne les étoiles de type Am, et plus généralement les étoiles A, diverses contributions ont été publiées : une investigation effectuée par Abt (1961), sur un échantillon de 25 étoiles brillantes, conclut que toutes les étoiles Am appartiennent à des systèmes binaires spectroscopiques (BS) ; d'autres études traitent de la répartition des périodes orbitales de ces objets (Abt 1965; Abt & Bidelman 1969; Ginestet et al. 1982; Abt & Levy 1985) : les étoiles Am appartiennent, typiquement, à des systèmes à courte période (< 100 jours), mais on en trouve aussi dans des systèmes à longue période (y compris des binaires visuelles). Dans leur article de 1985, Abt & Levy reprennent l'étude initiale de 1961 avec un échantillon plus conséquent de 60 étoiles (parmi lesquelles ils trouvent près de 30 % de BS à deux spectres !) et émettent plusieurs hypothèses pour expliquer la présence d'étoiles Am non seulement au sein de BS à courte période mais également, comme nous l'avons déjà mentionné, dans des systèmes binaires visuels, voire parmi les étoiles simples.

La question du synchronisme entre rotation axiale et révolution orbitale, qui revêt ici un intérêt majeur étant donné le lien qui paraît établi entre faible vitesse de rotation et phénomène Am (Michaud et al. 1983), a également fait l'objet de plusieurs publications (Abt & Hudson 1971; Narai 1971; Abt 1975; Kitamura & Kondo 1978). A noter que le travail de Kitamura & Kondo traite aussi des masses et rayons des Am, de leur état d'évolution ainsi que de la relation entre métallicité et rotation ; néanmoins l'échantillon sur lequel est basé cette intéressante investigation était nécessairement restreint, car limité aux systèmes pour lesquels les données utiles étaient disponibles, en l'occurence 23 BS dont la moitié sont connues comme étant des binaires à éclipses. Signalons aussi :
$\bullet$ un bilan de Abt & Snowden (1973) relatif à la binarité des étoiles Ap : il se traduit, à l'inverse des Am, par une déficience en BS, du moins pour le groupe le plus important des Ap à Si et Sr-Cr-Eu,
$\bullet$ un constat de Conti & Barker (1973), portant sur seulement cinq étoiles de l'amas de Coma Berenice, qui semble mettre en défaut la conclusion de Abt (1961) concernant la binarité de toutes les étoiles Am.

Mais, en dépit de ce grand intérêt manifesté pour les étoiles Am, il apparaît que beaucoup de ces objets n'ont pas encore été étudiés du point de vue des vitesses radiales, donc de la binarité : à titre d'exemple, le catalogue de Hauck (1986) répertoriait 1805 étoiles Am et dans le catalogue de binaires spectroscopiques de Batten et al. (1989), sur 1469 orbites, seulement 78 concernaient des étoiles Am alors qu'elles sont supposées être toutes binaires ! Avec le dernier catalogue de Hauck (1992), le nombre d'étoiles reconnues Am s'est encore accru de 19 % (2152 objets en tout !). Tout ceci nous a incités à entreprendre un programme d'observations systématiques à l'instrument CORAVEL (Baranne et al. 1979) des étoiles signalées Am qui ne figuraient pas dans les catalogues d'étoiles binaires spectroscopiques d'orbite connue : catalogue de Batten et al. (1989) et fichier des BS de l'Observatoire de Toulouse (CDS).

Notons cependant que seules les étoiles Am les plus métalliques, donc les plus typiques, sont accessibles à CORAVEL pour la mesure de leur vitesse radiale.