Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
métallicités, statistique de multiplicité, etc...). Mais pour cela encore faut-il que l’échantillon des étoile du
voisinage solaire soit complet. Ce n’est malheureusement pas le cas, même à des distances très proches.
Henry et al. (1997), par exemple, montre que environ 130 systèmes sont manquant dans une sphère de 10pc.
Nous entreprenons une recherche systématique des ces systèmes manquants en utilisant les données
photométriques de DENIS pour extraire les naines possédant une parallaxe photométrique inférieure à 30pc.
Nous collaborons avec l’Observatoire de Paris (J. Guibert, N. Phan-Bao et F. Crifo) pour obtenir leur
mouvement propre via d’anciennes plaques de Schmidt scannées par la MAMA. Ceux-ci permettent de
séparer les naines proches, possédant de grands mouvements propres, des étoiles géantes de même couleur,
mais beaucoup plus lointaines, et ayant donc des mouvements propres faibles.
Figure 3: Détection de mouvements propres (Données SRC, ESO et DENIS)
Les premiers résultats de cette étude sont la découverte d’une naine M9 à seulement 4 pc (DENIS-P
J104814.7-395606.1; Delfosse et al. 2001, voir aussi la figure 3) ce qui la place aux alentour de notre 20-
30 ième plus proche voisin. Nous avons également mis en évidence 30 autres nouvelles naines M du voisinage
solaires situées entre 15 et 30 pc (Phan-Bao et al. 2001, A&A sous presse).
6.3.5 Statistique de multiplicité des naines M
La statistique de multiplicité des étoiles apporte des contraintes fondamentales sur les scénarios de formation
stellaire (voir par exemple I.A. Bonnell 2001, dans les comptes rendus de l’école de Goutelas). Ceux-ci
devant reproduire les proportions relatives de systèmes simples, doubles, et multiples, ainsi que la fonction
de distribution des éléments orbitaux et leurs corrélations. Cette donnée est également fondamental pour
l’obtention de la fonction de luminosité (et donc pour celle de la fonction de masse) à partir des comptages
grand champ tels que ceux que nous effectuons avec DENIS. Ces comptages ne séparent pas les étoiles
binaires serrées, ce qui introduit un biais dans la fonction de luminosité qui dépend à la fois de la proportion
de systèmes binaires et de la distribution du rapport entre les masses des deux composantes.
Alors que la statistique de binarité est maintenant bien déterminée pour les naines G (Duquennoy et Mayor,
1991) et K (Halbwachs, Mayor et Udry, 1998), il n’en est pas de même pour les naines M. Une information
raisonnablement complète sur la multiplicité n’est disponible que pour le (petit) échantillon des naines M à
moins de 5 pc. (Henry and McCarthy, 1990; Leinert et al. 1997). Depuis 1996 nous menons une étude
observationnelle de recherche systématique de compagnons autour des naines M du voisinage solaire en
couplant mesure de vitesse radiale à haute précision (avec ELODIE sur le télescope de 1.93-m de l’OHP)
sensible aux périodes courtes et mesure angulaire avec un système d’optique adaptative (PUE'O sur le CFHT)
sensible aux périodes plus longues. Nous avons ainsi la certitude de pouvoir détecter toutes les périodes (voir
Delfosse et al. 1999). Nous avons découvert un nombre substantiel de nouveaux systèmes multiples, à moins
de 9 pc (Delfosse et al. 1999; Beuzit et al. 2001).
Une analyse par simulation Monte Carlo des biais de détection (Marchal 2001, stage de DEA) montre qu’ils
sont relativement faibles et donc facilement corrigés. Marchal et al. 2002 (en préparation) montre que le taux
de multiplicité des naines M est autour de 30% et est donc considérablement plus faible que pour les naines
G. Nous déterminons pour la première fois les distributions des éléments orbitaux pour les systèmes
multiples dont la primaire est une naines M.
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