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Up: Magnitudes absolues des étoiles


2 L'échantillon

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



$\bullet$ 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 ( $-0,4<{\rm [Fe/H]}<+0,4$). 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.


$\bullet$ Précision des parallaxes

L'erreur relative sur la parallaxe $\sigma(\pi)/\pi$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 $\sigma(\pi)/\pi$ est la suivante :



$\sigma(\pi)/\pi$ 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



$\bullet$ 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 $\Delta m=1,75$ 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.


  \begin{figure}\includegraphics{1763f2.eps}\end{figure} Figure 2: Erreur relative sur les parallaxes Hipparcos ( $\sigma(\pi)/\pi$) en fonction de la distance


  \begin{figure}\par a) \hfill b)
\par\includegraphics{1763f3a.eps}\includegraphics{1763f3b.eps}\end{figure} 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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