Toutes les étoiles de notre échantillon
proviennent de la liste de standards MK de
Garcia (1989) : au total nous avons répertorié
513 étoiles de types G, K, M des classes de
luminosité Ia, Ib, II, III, IV, V ayant été
observées avec Hipparcos. Les standards de
classes de luminosité intermédiaires, telles
Ib-II, II-III, etc. ont été éliminées. Signalons
deux erreurs, détectées dans la liste de B.
Garcia, concernant les étoiles HD 50281 et
HD 125454 :
- HD 50281, binaire visuelle : HD 50281B =
Gliese 250B est une standard M2V
(Keenan & McNeil 1976) de magnitude visuelle 10,05
mais les paramètres indiqués dans la liste
(magnitude, indice de couleur) sont ceux de
HD 50281A (K3V) qui, elle, n'est pas
standard MK ; les données Hipparcos
concernent HD 50281A ;
- HD 125454 (Ups Vir) listée M1III est en
fait de type G8III (cf. SIMBAD du CDS) et
n'est pas standard MK.
Notre échantillon se réduit donc à 511 étoiles dont la répartition en types spectraux et en classes de luminosité est la suivante :
SP | G | K | M | total |
Ia | 1 | 1 | 2 | |
Ib | 14 | 8 | 4 | 26 |
II | 13 | 24 | 8 | 45 |
III | 98 | 172 | 88 | 358 |
IV | 12 | 5 | 17 | |
V | 33 | 20 | 10 | 63 |
total | 171 | 229 | 111 | 511 |
Excès de couleur, absorption interstellaire
Afin d'évaluer l'incidence du rougissement
interstellaire sur notre échantillon, nous
avons calculé, pour chaque standard, l'excès
de couleur
EB-V = (B-V) - (B-V)0 où (B-V)0
est l'indice de couleur intrinsèque
correspondant au type spectral MK d'après
les calibrations de Schmidt-Kaler (1982) et
B-V l'indice relevé dans le catalogue
Hipparcos (obtenu soit de mesure au sol, soit
de mesure avec Tycho). L'évolution de
l'excès de couleur en fonction de la distance
est donné en Fig. 1 : les points présentent une
certaine dispersion autour d'une droite de
faible pente qui représente, en moyenne,
l'augmentation de EB-V avec la distance ; un
effet de blanketing paraît exclu car la plupart
des étoiles de l'échantillon figurant dans le
catalogue de Cayrel et al. (1992) ont des
métallicités solaires (
).
Ceci nous a donc permis de corriger de
l'absorption interstellaire mais l'évaluation
de cette correction n'étant plus possible, par
manque d'objets, au-delà d'une distance
d'environ 600 pc, 19 étoiles (dont les deux
supergéantes Ia de l'échantillon) seront
éliminées en ce qui concerne les magnitudes
absolues (Sects. 3.2 et 3.4).
Le cas des étoiles ayant des EB-V fortement négatifs qui pourraient indiquer la présence de compagnons plus chauds, sera étudié au paragraphe 3.3.
Précision des parallaxes
L'erreur relative sur la parallaxe
croît, en moyenne, avec la distance, mais
également la dispersion des valeurs de ce
rapport autour des valeurs moyennes
augmente avec la distance des objets (Fig. 2).
La répartition des 511 standards MK selon
est la suivante :
![]() |
0-0,05 | 0,06-0,10 | 0,11-0,15 | 0,16-0,20 | 0,21-0,25 | 0,26-0,30 | >0,30 |
N | 210 | 130 | 64 | 33 | 20 | 13 | 41 |
Binarité
La binarité fausse l'estimation des magnitudes absolues, mais on peut supposer que ce biais ne dépend pas de la distance et affecte de façon homogène tout l'échantillon. Cependant, pour les objets dont la binarité était connue (binaires visuelles serrées et binaires spectroscopiques) nous avons effectué une correction en utilisant les mêmes critères que Jaschek & Gómez (1998) ainsi que les informations issues du Bright Star Catalogue (Hoffleit & Jaschek 1982), du Catalogue Hipparcos (ESA 1997) et du Catalogue de Batten et al. (1989).
Dans le cas des binaires spectroscopiques à
un seul spectre (binaires avec orbite connue
ou étoiles à vitesse radiale variable) une
correction de +0,2 mag a été appliquée, ce
qui correspond à
mag. Aucune
correction n'a été faite pour les étoiles à
baryum binaires, leurs compagnons étant
supposés être des étoiles de très faibles
luminosités (naines blanches).
Notons, comme l'indiquent Jaschek & Gómez (1998), qu'une des difficultés pour corriger l'effet de la binarité tient au fait qu'elle n'est toujours qu'imparfaitement connue pour un échantillon donné.
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Figure 3: Comparaison entre les parallaxes-Hipparcos et les parallaxes-sol ; a) la distance est limitée à 500 pc, b) à 50 pc |
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