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.
Dans ce qui suit nous présentons, sous forme
de graphiques, une comparaison des
magnitudes absolues déduites des parallaxes
Hipparcos (
)
à celles données par les
calibrations de Schmidt-Kaler (
). Ces
comparaisons sont faites successivement sur
plusieurs échantillons correspondant à
différentes limites en
.
Afin d'effectuer la confrontation avec le plus
de précision possible nous avons procédé, en
ce qui concerne les
,
aux interpolations
indiquées par Keenan & McNeil (1976) pour
les standards ayant des classes de luminosité
accompagnées des suffixes a, b, ab.
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
(
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
(
)
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
(
), 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.
![]() |
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
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
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.
Diagrammes (
Nous étudions ici le comportement de la
différence
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 % (
), soit
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
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
.
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
: 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
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
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 !
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.
![]() |
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)
![]() ![]() |
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 !
Les Figs. 7a,b montrent des diagrammes
HR (
/(B-V)0) effectués respectivement
pour l'échantillon complet et pour un
échantillon limité à
,
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
,
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 (
obtenus avec des limitations de
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
,
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
,
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.
![]() |
![]() |
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 % |
Copyright The European Southern Observatory (ESO)