4 Discussion

4.1 Masses et paramètres géométriques

Comme nous venons de le voir, HD 174016-7 est une binaire à spectre composite dont les deux composantes sont détectables avec CORAVEL, ce qui nous permet d'obtenir avec une bonne précision le rapport des masses des composantes, soit $q = K_1 / K_2 = 0,855 \pm 0,009$. Ce fait, relativement peu fréquent dans les systèmes de ce type (quand la composante chaude est une étoile normale, elle ne donne pas de trace de corrélation à CORAVEL), nous permet ici de faire une estimation assez fiable de la masse de l'étoile géante. Il est en effet établi que les masses des étoiles naines sont bien mieux connues que celles des géantes, qui perdent une part conséquente de leur masse durant leur évolution. Pour la masse de la composante chaude, que nous supposons être celle d'une étoile naine de type A0, nous avons utilisé la relation log M / (B - V)₀ donnée par J. Andersen (1991). Dans cet article, Andersen ré-examine la question des masses des étoiles de la séquence principale à la lumière d'un échantillon, soigneusement sélectionné, de 45 systèmes à éclipses. Vu la dispersion des points sur le graphique, nous pouvons estimer à $2,4 \pm 0,1~ M_\odot$ la masse de la secondaire, ce qui donne pour la primaire géante $M_1 = 2,81 \pm 0,12~M_\odot$, compte tenu de la précision de la valeur de q. L'échantillon utilisé par Andersen comporte une seule étoile géante, la primaire du système TZ For = HD 20301, de type G8 III (la secondaire étant de type F7 IV). Pour cette étoile, la masse est de $2,05 \pm 0,06~ M_\odot$, valeur sensiblement plus faible que celle que nous trouvons plus haut. Cette différence peut s'expliquer si l'on considère que la primaire de HD 174016-7, associée à une secondaire naine chaude A0, est en fait une géante jeune dont la masse doit être proche de celle qu'elle avait quand elle appartenait encore à la séquence principale. Toujours en nous basant sur la valeur présumée de la composante naine chaude, $2,4~M_\odot$, nous obtenons $\sin i = 0,888$, soit $i = 62,6^\circ$, et pour séparation moyenne des composantes : a = a₁ + a₂ = 1077,7 Gm $\sim$ 7,2 UA. Etant donné la distance du système (476 pc), cette séparation se traduirait par un écart angulaire de 15 millisecondes d'arc (mas), donc au maximum a(1 + e) = 24 mas. Ce résultat est cohérent avec le fait que Hartkopf & McAlister (1984) n'aient pu séparer les composantes de HD 174016-7 par interférométrie des tavelures, avec un télescope de 4 m de diamètre permettant seulement une résolution limite de 30 mas.

4.2 Rotation

Le profil des traces de corrélation à CORAVEL permet d'accéder à la vitesse de rotation projetée $v\sin i$ (Benz & Mayor 1981 ; De Medeiros & Mayor 1999). Cette analyse, effectuée à l'observatoire de Genève conjointement à l'obtention des VR définitives, conduit à $v\sin i = 5,1 \pm 0,4$ km s^-1, valeur moyenne obtenue pour la primaire. Cette quantité correspondrait, dans l'hypothèse de coplanarité entre plan équatorial et plan orbital, à une vitesse équatoriale de 5,7 km s^-1 ; elle apparaît relativement faible pour une étoile géante mais est néanmoins très au- dessus de la valeur de synchronisme ($\sim 0,2$ km s^-1), ce à quoi on pouvait s'attendre au vu des dimensions du système. Pour la secondaire, le pic de corrélation trop étroit ne permettait pas une estimation valable du $v\sin i$ de cette composante.

4.3 État d'évolution du système

Sur le diagramme $M_{\rm bol} / \log T_{\rm eff}$ issu du code d'évolution stellaire de Schaller et al. (1992), diagramme qui illustre les trajets évolutifs d'étoiles de différentes masses pour la métallicité solaire, nous avons situé les composantes de HD 174016-7 (Fig. 5). Les points représentatifs de la primaire et de la secondaire du système ont été reportés en fonction des paramètres intrinsèques proposés plus haut : types spectraux, classes de luminosité et magnitudes absolues visuelles. Nous constatons que les masses théoriques données par le diagramme, voisines de $3~ M_\odot$ pour la primaire et de 2, $5~ M_\odot$ pour la secondaire, sont en très bon accord avec les estimation faites précédemment, ce qui contribue à valider le modèle proposé. La Fig. 5 fournit également des informations sur l'état présumé d'évolution du système : la composante chaude serait environ au milieu de sa durée de vie sur la séquence principale, tandis que la composante froide serait au tout début de son évolution dans la phase d'étoile géante.

Nous conclurons en notant que si nos études dans le bleu et dans l'IR nous ont permis de déceler jusqu'ici un certain nombre d'étoiles à raies métalliques (étoiles Am) comme composantes secondaires d'étoiles à spectre composite, avec HD 174016-7 nous trouvons un second cas de SC avec une composante chaude Ap.

Ces associations d'une étoile géante froide et d'une étoile chaude chimiquement particulière n'ont été mises en évidence que récemment et constituent une information importante quant à la connaissance de cette famille de binaires.