Physique Stellaire

Calibration en luminosité du diagramme HR

Une méthode par maximum de vraisemblance développée dans le cadre des Actions intégrées avec l’Espagne, en utilisant à la fois des données astrométriques et cinématiques, a été appliquée aux étoiles simples, non doubles ni variables du survey Hipparcos (Gómez et al 1997a, Gómez et al 1997b) ainsi qu’aux étoiles à baryum (Gómez et al 1997c, Mennessier et al 1997). Cette méthode tient compte du fait qu’un échantillon peut contenir des étoiles appartenant à des Populations différentes, c. à d. n’ayant pas la même magnitude absolue moyenne et le même comportement cinématique. Les biais d’échantillonnage et les erreurs de mesure sont prises en compte et la méthode donne une estimation individuelle de la magnitude absolue. Nos résultats sur les étoiles à baryum montrent l’hétérogénéité du groupe et donnent un nouvel éclairage sur l’état d’évolution de ce type d’étoiles. En ce qui concerne les étoiles du survey Hipparcos la méthode a permis de séparer les étoiles dans différents états évolutifs et confirment la grande dispersion en magnitude absolue obtenue lors des calibrations en luminosité effectuées à partir d’échantillons d’étoiles sélectionnés par type spectral et classe de luminosité (Jaschek and Gómez 1997). Ces résultats sont le produit d’une collaboration étroite entre notre équipe et les Universités de Montpellier et de Barcelone.

Les magnitudes absolues bolométriques de quelques sous-naines et naines M vont être estimées à l’aide des données Hipparcos et ISO. Il s’agit d’obtenir une bonne position du bas de la séquence principale du diagramme HR, juste avant la transition vers les naines brunes et une meilleure connaissance des paramètres physiques des sous-naines (vieilles étoiles du halo déficientes en métaux) en fonction de leur métallicité (Meillon et al 1997), travail en collaboration avec des membres du D.A.S.G.A.L. du thème Populations stellaires et évolution chimique des galaxies, l’Observatoire de Paris (D.E.S.P.A.), l’Observatoire de Grenoble et l’Institut A.R.I. (Heidelberg).

Amas ouverts

Hipparcos a fourni la distance des amas ouverts proches. Les premiers résultats montrent que les séquences principales obtenues pour des amas d’âges et de métallicités variés ne sont pas en accord avec les modèles standard d’évolution stellaire (Mermilliod et al 1997, Robichon et al 1997, Robichon et al 1999a, Robichon et al 1999b, Robichon et al 2000). En particulier, une révision critique de la distance, de l’âge et de la composition chimique en hélium des Hyades a été réalisée (Perryman et al 1997 ; Lebreton et al 1997 ; Brown et al 1997). Ces travaux font partie d’une collaboration entre notre équipe et des membres du D.A.S.G.A.L. (thèmes Sismologie Stellaire et Populations stellaires et évolution chimique des galaxies), l’OCA-Cerga, l’Institut d’Astronomie de Lausanne, l’Observatoire de Leiden et l’ESA-ESTEC.

L’étude de la dynamique des amas nécessite au préalable l’identification de ses membres, en particulier les plus faibles. La région de l’amas Praesepe a été analysée, les mouvements propres des étoiles ont été mesurés à la MAMA à partir de plaques de Schmidt. Plus de 400 nouveaux membres ont été ainsi identifiés. Ces résultats en liaison avec les données d’Hipparcos ont permis la détermination précise de la distance, de l’âge et de la fonction de luminosité de l’amas (Thèse de N. Robichon 1997).

Etude d’étoiles "particulières"

• Etoiles sous-naines
  • Ces étoiles sont les seules représentantes de la population du halo pour lesquelles Hipparcos a fourni des parallaxes trigonométriques précises. Des estimations d’âge sont en cours, pour des sous-ensembles de ces étoiles classés par groupes de métallicité soit à partir des observations Coravel, soit à partir d’observations spectroscopiques à haute résolution. La comparaison des séquences ainsi obtenues avec celles des amas globulaires permet de réviser les distances et âges de ces objets, résultats en liaison avec la détermination de l’âge de l’Univers (Pont et al 1998 ; Pont et al 1997 ; Cayrel et al 1997 ; Lebreton et al 1997). Ces travaux se font en collaboration avec des membres du D.A.S.G.A.L. des thèmes Sismologie Stellaire et Populations stellaires et évolution chimique des galaxies, les Observatoires de Genève et de Toulouse.
• Etoiles à lithium
  • D’après les modèles standard d’évolution stellaire, le lithium primordial ne subsiste que dans les vieilles étoiles suffisamment chaudes pour avoir une zone convective de faible épaisseur. Certaines étoiles semblaient en contradiction avec ces modèles. Les nouvelles parallaxes d’Hipparcos ont permis de les replacer plus précisément dans le diagramme HR, dans chaque cas la nouvelle position est en accord avec celle prédite par la théorie (Crifo et al 1997, Crifo et al 1998, en collaboration avec des membres du D.A.S.G.A.L. du thème Populations stellaires et évolution chimique des galaxies).
• Etoiles Beta Picoris
  • Cette étoile est connue pour avoir un disque d’accrétion important. Jusqu’ici, elle était considérée comme sous-lumineuse, et on cherchait à expliquer ce phénomène par une forte absorption par les poussières du disque. La parallaxe mesurée par Hipparcos montre que l’étoile est plus lumineuse qu’on ne le croyait, ce qui résout les contradictions et la place sur la ZAMS (Crifo et al 1997, en collaboration avec l’I.A.P).
• Etoile Gamma 2 Velorum.
  • Il s’agit d’un système double (WC+O) contenant l’étoile Wolf-Rayet la plus proche. Les étoiles Wolf-Rayet représentent les états d’évolution avancés des étoiles à l’origine très massives (masse > 25 Mo). A l’aide de la parallaxe mesurée par Hipparcos la masse de l’étoile Wolf-Rayet a pu être estimée (8+/-4 Mo), valeur plus faible que celle obtenue jusqu’à présent, ainsi que le taux de perte de masse. Ce dernier est en bon accord avec la valeur obtenue à partir de données spectroscopiques dans le domaine X (Van der Hucht et al 1997, collaboration avec les Universités de Montréal et de Bonn et le SRON Utrecht)