IV.3 Etude d’étoiles doubles visuelles
IV.3.4 Etoiles doubles du voisinage solaire (avec optique adaptative)
V (others) Gin2002 TYC2000a HIP1997a FAB2000 Bright Star Cat.
G0 G5 K0 K5 4 2 0 -2 Spectral Type M V1 Schmidt-Kaler (II) Schmidt-Kaler (III) Pickles (III) Keenan (III) Keenan (IIIb)
FIG. IV.8: Mesures photométriques différentielles des composantes d’étoiles doubles obtenue avec PISCO. A gauche : comparaison avec les mesures d’autres auteurs. A droite : Magnitudes absolues déduites des mesures photométriques de PISCO pour les géantes de classe II (carrés), II-III (triangles) et III (cercles), comparées aux calibrations deSchmidt-Kaler(1982),Pickles(1998) etKeenan(1999). D’aprèsPrieur et al.(2003).
En collaboration avec J.-M. Carquillat, N. Ginestet (OMP) et de nombreux autres
col-lègues, nous avons observé avec PISCO au Pic du Midi un échantillon d’étoiles à spectre
composite. Notre but était de mettre en évidence leur binarité dans un premier temps et
d’identifier séparément le type spectral des deux étoiles dans un deuxième temps. Ce
pro-gramme a donné de bons résultats et nos mesures photométriques différentielles (en B, V,
R) nous ont permis d’apporter des contraintes sur les types spectraux des composantes
indi-viduelles de ces systèmes (Prieur et al.,2002,2003). Nous avons mis au point une procédure
complète de restauration d’images pour obtenir des mesures photométriques différentielles
(voir Sect II.1.3 et Annexe A). La validité de cette procédure a pu être établie en
compa-rant certaines de nos mesures avec d’autres sources et nous avons pu déterminer les
magni-tudes absolues des étoiles primaires froides, en supposant que les étoiles secondaires chaudes
étaient sur la séquence principale (voir Fig.IV.7).
IV.3.4 Etoiles doubles du voisinage solaire (avec optique adaptative)
En collaboration avec P. Lampens (Bruxelles, Belgique) et R. Argyle (Cambridge, UK),
nous avons observé des étoiles doubles du voisinage solaire avec le télescope de 3.6 m de
l’ESO et le système d’optique adaptative ADONIS (ADaptative Optics Near Infrared
Sys-tem), dans le proche infra-rouge (cf Sect. I.10). On disposait pour ces objets d’orbites et de
parallaxes assez précises, mais les masses calculées montraient des écarts par rapport à celles
déduites de la relation masse-luminosité des étoiles de la séquence principale. Notre but était
donc d’obtenir de nouvelles mesures astrométriques, mais aussi de photométrie différentielle
entre les deux composantes, de façon à apporter des contraintes sur leur nature (rapport des
masses et températures).
TAB. IV.2: Résolution théoriqueλC/Den secondes d’arc pour les divers télescopes avec lesquels nous avons observé, en fonction du filtre utilisé. Les combinaisons que nous avons effectivement utilisées sont indiquées en caractères gras. Filtre B V R J H K λC(µm) 0.450 0.550 0.650 1.253 1.643 2.177 λC/DpourD=0.7 m 0.13 0.16 0.19 0.37 0.49 0.64 Nice λC/DpourD=1.0 m 0.093 0.11 0.13 0.26 0.34 0.45 Merate λC/DpourD=2.0 m 0.046 0.057 0.067 0.13 0.17 0.22 TBL λC/DpourD=3.6 m 0.026 0.032 0.037 0.072 0.094 0.12 ESO
de Moffat et en analysant leur transformée de Fourier (voir Sect.II.1.4). Nous présentons ici
les principaux résultats, mais pour plus de détails, nous invitons le lecteur à consulter la
publication qui en a résulté (Lampens et al.,2012).
Intérêt des observations dans l’infra-rouge
Les bandes spectrales utilisées par ADONIS étaientJ H etK, respectivement centrées
sur 1.253, 1.643 et 2.177µm. Dans ce domaine du proche infra-rouge, les longueurs d’onde
sont donc deux à trois fois plus longues que dans le domaine optique, que nous utilisons avec
PISCO. La résolution angulaire étant égale àλ/D, oùDest le diamètre du télescope, est ainsi
pénalisée en infra-rouge. Le tableauIV.3.4montre la résolution maximale correspondant à la
limite de diffraction des divers télescopes que nous avons utilisés. On remarque qu’il n’y
a qu’un gain minime en résolution avec le système ADONIS sur le télescope de 3.6 m de
l’ESO par rapport à PISCO sur le télescope Zeiss de Merate. L’intérêt principal est ailleurs :
le domaine infra-rouge est bien mieux adapté à l’observation des étoiles naines froides de type
K-M, que le domaine optique. Or ce sont justement des étoiles de ce type qui sont fréquentes
dans l’environnement proche du Soleil, que nous voulions étudier dans ce programme.
Etude d’objets particuliers
FIG. IV.9: Etoile quadrupleζCancri observée le 15/12/2000 avec optique adaptative sur le télescope de 3.6 m de l’ESO (Chili).
La figureIV.8 montre une image des composantes ABCD du système multipleζ Cancri
(STF 1196, ADS 6650, HIP 40167) obtenue le 15 décembre 2000 par notre groupe avec
ADONIS. Les 4 composantes du système sont bien visibles : (ρ = 0”.33,θ = 68
◦) pour le
couple CD (sur la partie gauche) et (ρ = 0”.86, θ = 78
◦) pour le couple AB (sur la partie
droite). En fait, la composante D de système avait été détectée seulement quelques mois
auparavant avec le système d’optique adaptative du télescope CFHT (Canada-France Hawaii
Telescope), parHutchings et al.(2000). L’existence de ce compagnon était proposée depuis
plusieurs années pour expliquer les irrégularités du mouvement orbital de la composante C
autour du système AB, et par l’analyse de l’orbite spectroscopique de C. Hutchings et al. ont
attribué le type spectral M2V à ce compagnon D. Comme la masse de cette composante D est
très élevée, il pourrait même s’agir d’une autre étoile double, formée de deux étoiles naines
de type M. Rappelons que les étoiles M ont une faible luminosité dans le domaine visible, et
sont plus lumineuses dans le proche infra-rouge. C’est ce qui explique la non-détection de la
composante D avec PISCO et par tous les autres observateurs dans le domaine visible.
FIG. IV.10: Images en optique adaptative de HIP 730, 5165, 22550, 22607, 30953 et 42913 obtenues en dé-cembre 2000. avec ADONIS sur le télescope de 3.6 m de l’ESO. Même champ (6".4×6".4) et même orienta-tion que Fig.I.8(Nord vers le bas, Est à gauche).
Etude de l’échantillon complet
En utilisant les méthodes d’ajustement de profils de Moffat et d’analyse de Fourier
dé-crites en Sect.II.1.4, nous avons obtenu de nouvelles mesures de la position des composantes
des systèmes multiples observés avec ADONIS. Ces mesures ont des incertitudes de l’ordre
de 0".008 et 0
◦.8 pourρetθ, qui sont donc légèrement supérieures à celles que ce que nous
obtenons avec PISCO (voir Fig. IV.4). Ceci est dû à la meilleure précision de la calibration
de PISCO, et au bruit assez élevé des images obtenues en optique adaptative.
0 0.5 1 1.5 2 0 1 2 3 ρ(") ∆ m (mag) J filter H filter K filter -0.5 0 0.5 1 0 0.5 1 1.5 H-K J-K Primary star Companion Standard MS star Standard giant star
HIP 15382 B B1 A7 F2 G3 K0 K3 M1
FIG. IV.11: Mesures des étoiles doubles observées en optique adaptative. A gauche : différence de magnitude entre les deux composantes mesurée enJ (+bleu),H (×vert), etK (⊕rouge), en fonction de la séparation angulaire. A droite : indices de couleur infra-rouge des composantes stellaires individuelles : primaires (cercles bleus) et compagnons (carrés bleus). Des étoiles standard ont été rajoutées à ce graphe pour comparaison : séquence principale (carrés pleins noirs) et étoiles géantes (disques rouges). D’aprèsLampens et al.(2012).