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
)
sur les magnitudes absolues déduites
des parallaxes trigonométriques, quantité
directement liée à l'erreur relative
sur la parallaxe : ainsi Jaschek & Gómez ont-ils adopté comme condition
mag,
soit
et Paunzen une
valeur légèrement supérieure
,
soit
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
.
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