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Up: Magnitudes absolues des étoiles


Subsections

3 Données Hipparcos-Tycho

3.1 Parallaxes : comparaison avec les données au sol

Parmi les 511 étoiles de l'échantillon, 357 avaient une parallaxe mesurée au sol reportée dans le General Catalogue of Trigonometric Stellar Paralaxes (van Altena et al. 1995).

La comparaison des parallaxes Hipparcos et des parallaxes sol pour ces étoiles est illustrée aux Figs. 3a et 3b où les distances sont limitées respectivement à 500 et 50 parsecs. On constate :
- jusqu'à environ 15 pc un excellent accord entre les deux séries de parallaxes ;
- pour d > 15 pc la dispersion des points autour de la bissectrice augmente avec la distance, mais cette dispersion présente un caractère dissymétrique : statistiquement, les distances déterminées à l'aide des parallaxes Hipparcos sont plus fortes que celles obtenues avec les parallaxes mesurées au sol. Ce fait était déjà mis en évidence par C. Turon (1998) à partir de deux échantillons : les étoiles du Catalogue of Nearby Stars, et des étoiles naines du Michigan Spectral Survey estimées être à moins de 80 pc du Soleil d'après leurs parallaxes spectroscopiques.

3.2 Magnitudes absolues : confrontation aux calibrations de Schmidt-Kaler

Dans ce qui suit nous présentons, sous forme de graphiques, une comparaison des magnitudes absolues déduites des parallaxes Hipparcos ( $M_{\rm Hip}$) à celles données par les calibrations de Schmidt-Kaler ( $M_{\rm SK}$). Ces comparaisons sont faites successivement sur plusieurs échantillons correspondant à différentes limites en $\sigma(\pi)/\pi$.

Afin d'effectuer la confrontation avec le plus de précision possible nous avons procédé, en ce qui concerne les $M_{\rm SK}$, aux interpolations indiquées par Keenan & McNeil (1976) pour les standards ayant des classes de luminosité accompagnées des suffixes a, b, ab.


$\bullet$ Diagrammes MHip / MSK
Sur la Fig. 4a nous constatons pour les magnitudes Hipparcos une grande dispersion des points (sauf pour les naines) mais pas de recoupements entre naines et géantes à l'exception d'une seule étoile HD 204613, objet très particulier ; la classe IV se situe normalement entre les classes V et III avec une dispersion plus grande que pour les naines. Notons que HD 204613 ( $\sigma(\pi)/\pi=0,11)$ est une étoile de type G1IIIa: CH1,5 dont les données photométriques et spectroscopiques sont en nette opposition (Bond 1970a, 1970b) : la photométrie correspondrait à celle d'une naine et le spectre indiquerait une classe III. Deux autres étoiles géantes sortent aussi nettement du groupe mais, cette fois, en direction de la classe II ; ce sont HD 81817 et HD 176670 :
- HD 81817, K3IIIa, B-V = 1,488 ( $\sigma(\pi)/\pi=0,18$) est située à environ 330 pc et l'indice de couleur paraît fort pour une classe III, même en tenant compte du rougissement ;
- HD 176670, K2,5III Ba0,5, B-V=1,465 ( $\sigma(\pi)/\pi=1,26$), 422 pc : comme pour HD 81817 l'indice B-V semble élevé, de plus plusieurs classifications K3II figurent dans les données du CDS.

Ces deux étoiles devraient être reclassées dans l'infrarouge.


  \begin{figure}\par a) \hfill b)
\par\includegraphics{1763f4a.eps}\includegraphic...
...ludegraphics{1763f4c.eps}\includegraphics{1763f4d.eps}\vspace*{1cm}
\end{figure} Figure 4: Confrontation entre les magnitudes absolues Hipparcos et celles de Schmidt-Kaler ; a) comporte toutes les étoiles de l'échantillon, b, c, d) correspondent à des limitations en $\sigma(\pi)/\pi$respectivement de 0,15 ; 0,05 et 0,02. A la Fig. 4a, 3 étoiles géantes sortent nettement de ce groupe : voir Sect. 3.2


  \begin{figure}\par a) \hfill b)
\par\includegraphics{1763f5a.eps}\includegraphic...
...ludegraphics{1763f5c.eps}\includegraphics{1763f5d.eps}\vspace*{1cm}
\end{figure} Figure 5: Comportement de la différence entre magnitudes absolues Hipparcos et Schmidt-Kaler en fonction de l'erreur relative sur la parallaxe ( a) $\sigma(\pi)/\pi < 0,50$ ; b) $\sigma(\pi)/\pi < 0,05$) et de la distance ( c) distance limitée à 600 pc ; d) ensemble de l'échantillon)


  \begin{figure}\par a) \hfill b)
\par\includegraphics{1763f6a.eps}\includegraphics{1763f6b.eps}\end{figure} Figure 6: a) comparaison entre les indices de couleur (B-V)Tycho et les indices (B-V)sol, b) différence entre les indices-Tycho et les indices-sol en fonction des types spectraux

En contraignant l'échantillon par différentes limites de $\sigma(\pi)/\pi$ nous constatons que plus cette quantité est petite plus les données Hipparcos sont en bon accord avec celles de Schmidt-Kaler (Figs. 4b, c, d), mais pour les plus faibles valeurs de $\sigma(\pi)/\pi$ il ne reste évidemment que les classes de luminosité V, IV et III, avec de moins en moins d'objets de la classe des géantes.


$\bullet$ Diagrammes ( $M_{\rm Hip} - M_{\rm SK}) / (\sigma(\pi)/\pi)$
Nous étudions ici le comportement de la différence $D = M_{\rm Hip} - M_{\rm SK}$ en fonction de l'erreur relative sur la parallaxe (Fig. 5a). Nous constatons que :
- tant que l'erreur relative sur les parallaxes ne dépasse pas 5 % ( $\sigma(\pi)/\pi\leq 0,05$), soit $d \cong
75$ pc (Fig. 5b), les points sont distribués de part et d'autre de la droite D = 0, avec une plus forte concentration à son voisinage. Ceci est vrai pour les naines comme pour les géantes, sauf quelques cas isolés sur lesquels nous reviendrons. À ces faibles distances, nous ne trouvons pas de supergéante dans l'échantillon, et une seule géante brillante (classe IIb).
- pour $\sigma(\pi)/\pi > 0,05$ les géantes ont un comportement pour le moins surprenant : les points représentatifs de ces étoiles "descendent'' en dessous de la droite D = 0, "descente'' qui semble même s'amorcer vers $\sigma(\pi)/\pi= 0,035$. En d'autres termes, les géantes seraient plus brillantes quand elles sont plus éloignées ! et comme les distances concernées sont relativement faibles, à partir d'environ 75 pc, ce comportement peut difficilement être attribué à un simple biais observationnel. Cette "dérive'' en fonction de l'erreur relative sur la parallaxe semble aller dans le même sens pour les géantes brillantes. Les supergéantes de l'échantillon sont, quant à elles, trop peu nombreuses et trop dispersées sur le diagramme pour une analyse du comportement du groupe en fonction de $\sigma(\pi)/\pi$ : on remarque simplement que, contrairement aux géantes, les supergéantes présenteraient, en moyenne et pour l'intervalle considéré, un "déficit'' de luminosité par rapport aux valeurs de Schmidt-Kaler.

Nous illustrons également cette différence D des magnitudes absolues en fonction de la distance aux Figs. 5c et 5d. La Fig. 5c est réalisée avec des $M_{\rm Hip}$ corrigées de la binarité et de l'absorption interstellaire (comme 5a et 5b) l'échantillon étant limité à 600 pc. Par contre la Fig. 5d est constituée avec l'échantillon complet et donc les $M_{\rm Hip}$ n'ont été corrigées que de la binarité car les distances allant jusqu'à près de 4500 pc le nombre d'étoiles compris entre 600 et 4500 pc est trop faible pour évaluer de façon correcte l'absorption. Cette dernière figure montre nettement la tendance de la différence D à décroître avec la distance et ceci pour toutes les luminosités, tendance qui serait encore renforcée si on introduisait une correction pour l'absorption interstellaire !

  \begin{figure}\par a) \hfill b)
\par\includegraphics{1763f7a.eps}\includegraphics{1763f7b.eps}\end{figure} Figure 7: Diagrammes HR (MvHip./(B-V)0) : a) avec l'échantillon complet, b) avec $\sigma(\pi)/\pi\leq 0,05$

3.3 Indices de couleur B-V

Sur les 511 étoiles de l'échantillon 92 seulement ont des mesures de B-V avec Tycho et, parmi ces 92 objets, 12 n'ont pas de mesure de B-V au sol. La comparaison des indices-sol et des indices-Tycho est donc faite à partir de 80 étoiles et est illustrée à la Fig. 6a.


  \begin{figure}\par a) \hfill b)
\par\includegraphics{1763f8a.eps}\includegraphics{1763f8b.eps}\end{figure} Figure 8: Répartition des Standards MK géantes rouges en fonction de l'indice de couleur V-I pour comparaison avec celle de Girardi et al. (1998) : voir texte Sect. 3.4 ; a) $\sigma(\pi)/\pi < 0,05$ et b) $\sigma(\pi)/\pi < 0,10$

Pour un certain nombre d'étoiles les indices-Tycho sont sensiblement inférieurs aux indices-sol : il s'agit surtout de géantes rouges plus tardives que M4, variables pulsantes de type Mira pour la plupart, mais il y a également quelques supergéantes Ib. La Fig. 6b présente les différences d'indices (B-V)Tycho - (B-V)sol en fonction des types spectraux : ci-dessous nous identifions les objets pour lesquels ces différences sont plus négatives que -0,075.

Ce sont :
HD 94613 (M3+Ib), 94705 (M5,5III), 108849 (M7-III), 111499 (M4,5II), 122250 (M6,5III), 123657 (M4,5III), 148783 (M6-III), 151732 (M4,5III), 160371 (K2Ib H1), 172380 (M4,5-M5+II), 175588 (M4II), 175865 (M5IIIv), 194258 (M4,5-M5III), 196610 (M6III), 196819 (K2,5IIb) 202380 (M2-Ib), 204585 (M4,5IIIa), 221861 (G9Ib), donc 4 supergéantes, 4 géantes brillantes et 10 géantes (ces dernières étant toutes plus tardives que M4).

Pour les géantes M tardives les B-V mesurés au sol, souvent plusieurs valeurs proches pour une même étoile, proviennent de SIMBAD et sont, quant à eux, en bon accord avec les classifications spectrales.

On pourrait attribuer les écarts constatés entre (B-V)sol et (B-V)Tycho à des problèmes de conversion des magnitudes Tycho en magnitudes B, V du système de Johnson, mais d'après les indications du catalogue Hipparcos (Vol. 1), cette conversion nécessite une bonne connaissance de la classification spectrale, ce qui est le cas puisque les objets concernés sont des standards MK !

3.4 Diagramme HR

Les Figs. 7a,b montrent des diagrammes HR ( $M_{\rm Hip}$ /(B-V)0) effectués respectivement pour l'échantillon complet et pour un échantillon limité à $\sigma(\pi)/\pi\leq 0,05$, où (B-V)0 est l'indice de couleur Hipparcos corrigé du rougissement (cf. Sect. 2). On constate là aussi que la séquence des géantes s'affine lorsque l'on diminue la limite pour $\sigma(\pi)/\pi$, et, encore une fois, on n'observe pas de chevauchement entre la zone des naines et celle des géantes ; le chevauchement entre les géantes et les supergéantes reste très marginal.

Confrontation avec les travaux de Girardi et al. (1998)
Girardi et al. (1998) ont étudié la structure fine du groupe des géantes rouges à partir d'un échantillon de 2546 étoiles sélectionnées dans le Catalogue Hipparcos (ESA 1997) : ils comparent les diagrammes HR ( $M_i /\ V-I)$ obtenus avec des limitations de $\sigma(\pi)/\pi$ de 0,05 et 0,1 à des diagrammes similaires obtenus par une simulation. La théorie utilisée met en jeu plusieurs catégories de géantes rouges de masses différentes. Pour résumer, cette théorie prévoit un parcours évolutif différent suivant que la masse de l'étoile est supérieure ou inférieure à une valeur voisine de 2 $M_\odot$, avec en corollaire des différences de luminosités qui vont se traduire par une dispersion caractéristique des points sur les diagrammes.

Avec notre échantillon, réduit aux seules étoiles géantes (classe III) et en adoptant les mêmes limitations en $\sigma(\pi)/\pi$, nous trouvons une structure (Figs. 8a, b) qui peut être rapprochée de celle trouvée, avec leur échantillon, par Girardi et al. Comme ces derniers concluent à un bon accord entre la structure observée et celle prédite par la théorie, si le processus impliqué était confirmé il pourrait peut-être expliquer, en partie, la dispersion des magnitudes absolues des géantes, et la calibration de Schmidt-Kaler s'appliquerait essentiellement aux étoiles du coeur compact de la structure.


  
Table 1: Standards MK avec $\sigma(\pi)/\pi \leq 0,10$ et ayant un désaccord d'une classe de luminosité entre données Hipparcos et calibrations Schmidt-Kaler. Les valeurs des magnitudes déduites des données Hipparcos (Mv Hip.*) ont été corrigées du rougissement et de la binarité (voir Sect. 2)
\begin{table}\includegraphics{1763t1.eps}\end{table}


$\sigma(\pi)/\pi$ 0-0,05 0,06-0,10 0,11-0,15 0,16-0,25 0,26-0,50 total
n (étoiles) 209 128 63 51 35 486
Désaccord 6 8 8 13 19 54
(1 cl. Lumi.) 2,9 % 6,3 % 12,7 % 25,5 % 54,3 % 11,1 %
Désaccord 17 29 22 11 9 88
(1/2 cl. Lumi.) 8,1 % 22,7 % 34,9 % 21,6 % 25,7 % 18,1 %
Désaccord 23 37 30 24 28 142

11,0 % 28,9 % 47,6 % 47,1 % 80,0 % 29,2 %
Accord 186 91 33 27 7 344

89,0 % 71,1 % 52,4 % 52,9 % 20,0 % 70,8 %



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