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1 Introduction

Les données Hipparcos présentaient un double intérêt pour nos travaux sur les étoiles à spectre composite, systèmes binaires constitués d'une étoile naine chaude de type B ou A et d'une géante ou supergéante froide de type G, K ou M :
- tester nos classifications, effectuées dans le proche infrarouge (Ginestet et al. 1997, 1999), des composantes froides d'un petit échantillon de ces binaires pour lesquelles les classifications des composantes chaudes étaient bien connues ;
- et, si ce premier test était concluant, déduire des données Hipparcos les classifications des composantes chaudes d'un échantillon plus large d'étoiles à spectre composite. Notre première tentative d'utiliser en ce sens les données d'Hipparcos (Carquillat et al. 1997) s'est révélée décevante, ce qui nous a conduits à examiner pour les étoiles standards MK de types G, K, M l'accord ou le désaccord existant entre les données Hipparcos et les données issues des calibrations Mv/Type MK de Schmidt-Kaler (1982).

De récents travaux ont déjà été effectués dans ce sens, dont deux se rapportent aux étoiles chaudes (Jaschek & Gómez 1998; Paunzen 1999), les échantillons étant constitués uniquement de standards MK ; un autre travail (Gómez et al. 1997) porte sur un échantillon beaucoup plus important de quelque 22000 étoiles observées par Hipparcos, de types B à K et possédant une classification MK. Pour les deux premières études, l'un des critères de sélection des échantillons est la limite admise pour l'erreur $\sigma(M_v$) sur les magnitudes absolues déduites des parallaxes trigonométriques, quantité directement liée à l'erreur relative $\sigma(\pi)/\pi$ sur la parallaxe :  ainsi Jaschek & Gómez ont-ils adopté comme condition $\sigma(M_v) \leq 0,3$ mag, soit $\sigma(\pi)/\pi\leq 0,14$ et Paunzen une valeur légèrement supérieure $\sigma(\pi)/\pi\leq 0,18$, soit $\sigma(M_v) \leq 0,4$ magnitude ; par contre Gómez et al. utilisent une méthode statistique mettant en jeu non seulement les parallaxes trigonométriques elles-mêmes mais également des données cinématiques (mouvements propres et vitesses radiales), cette méthode permettant, selon eux, une amélioration de l'estimation des magnitudes absolues qui autorise l'extension de l'échantillon à toutes les parallaxes disponibles, y compris celles de faibles précisions.

Nous pouvons résumer en ces termes les principales conclusions qui ressortent de ces études :
1) la dispersion en magnitudes, vis-à-vis des séquences "traditionnelles" du diagramme HR, des étoiles observées par Hipparcos est beaucoup plus importante qu'on ne le pensait auparavant, en particulier pour la séquence principale ;
2) on constate un large empiétement entre les séquences des naines et des géantes, ce qui remet en cause l'existence de la classe IV ;
3) l'ampleur de cette dispersion des magnitudes remet fortement en question la fiabilité de l'utilisation des calibrations (par exemple celles de Schmidt-Kaler) en Mv des différentes classes de luminosité quant à l'estimation de la magnitude absolue d'une étoile à partir de son type spectral MK.

C'est donc l'un des aspects potentiels majeurs du système MK ayant contribué à assurer jusqu'ici sa pérennité, en l'occurrence son lien avec les paramètres physiques fondamentaux des étoiles, qui se trouve ainsi mis à mal. L'importance de cette question, en plus des motivations exposées plus haut, nous a conduits à effectuer cette nouvelle investigation sur un échantillon, sans équivalent dans les travaux précédents, composé uniquement de standards MK des types froids (G à M). Nous avons aussi abordé d'une façon différente le problème de la limitation de l'échantillon suivant la valeur de $\sigma(\pi)/\pi$.


  \begin{figure}\includegraphics{1763f1.eps}\end{figure} Figure 1: Évolution de l'excès de couleur ( B-V) - (B-V)0, pour un échantillon de standards MK, en fonction de la distance ; (B-V), donnée Hipparcos et (B-V)0, indice de couleur de Schmidt-Kaler (1982)


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