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

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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. 94
Chapitre B Thèmes: Bilan et prospective 6.3.6 Relation masse-luminosité L’étude des systèmes binaires est l’unique méthode de mesure directe des masses des étoiles, et elle est donc fondamentale pour la construction de la relation masse-luminosité. Cette relation est à la fois fondamentale pour contraindre les modèles de physique stellaires (masses et luminosité étant les deux principales caractéristiques des étoiles), mais également pour construire la fonction de masse qui est obtenue en combinant fonction de luminosité (corrigée des biais de binarité) et relation masse-luminosité. Figure 4: Relation masse-luminosité en V (Sur la base de données obtenues à l’OHP, l’ESO et au CFHT). Figure 5: Relation masse-luminosité en K Dans la gamme des masses inférieures à 0.5 M o cette relation (cf. Henry et McCarthy, 1993; Henry et al. 1999) n’était récemment déterminée que par une quinzaine de mesures peu précises. En couplant un suivi en imagerie infrarouge à haute résolution (optique adaptative) avec des mesures ELODIE de naines M nous avons déterminer une quinzaine de masses avec une grande précision (de 0.5% à 5%) (Forveille et al. 1999; 95
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