Température effective des étoiles de la séquence principale

Température effective des étoiles de la séquence principale

Intérêt scientifique

La mesure du diamètre angulaire d’un échantillon suffisant d’étoiles naines proches de la séquence principale est importante, car elle permettra de compléter le diagramme Hertzsprung Rus vfg6fsell par des diamètres intrinsèques précis. Les parallaxes Hipparcos complètent très élégamment les mesures de diamètre angulaire du VLTI. Le « produit final » de ces observations sera un étalonnage de la température effective de ces étoiles avec une excellente précision.

Ces valeurs pourront être utilisées pour améliorer les modèles stellaires, particulièrement pour les étoiles les plus froides. Une large gamme de types spectraux est accessible avec VINCI et les sidérostats, depuis O8V jusqu’à M5.5V.

Des observations vers les types plus tardifs ou les étoiles plus chaudes seront possibles avec les télescopes auxiliaires et les télescopes de 8 mètres. Un produit secondaire de ces observations sera l’identification et la mesure d’excellents calibrateurs pour l’usage général du VLTI, car ces étoiles sont généralement stables et de petite taille angulaire. 9.2. Etoiles B à K

Etoiles froides Les naines de types spectraux tardifs M0V à M5.5V et plus sont plus difficiles à observer en raison de leur très petite taille et de leur faible luminosité intrinsèque. Cependant, elles sont très intéressantes du fait de l’incertitude actuelle sur leur échelle de température effective.

Quelques 153 étoiles naines rouges sont résolvables par le VLTI dans le voisinage solaire. Elles sont listées dans la Table 27 par ordre croissant de visibilité. Pour le calcul de la visibilité attendue sur ces étoiles, les diamètres intrinsèques donnés dans la Table 28 ont été considérés (dérivés de Allen 1973)

Au total, 18 naines rouges sont résolvables au niveau de V<95% avec la base B4-M0 (141.8 m de longueur), avec des types spectraux répartis entre M0V et M5.5V. Ces étoiles sont proches de la magnitude limite de VINCI avec les sidérostats. Cela signifie que le temps nécessaire pour obtenir la précision maximale sur leur diamètre angulaire est allongé par rapport aux étoiles plus brillantes.

D’autre part, beaucoup de ces étoiles sont classées comme variables, et la qualité des mesures pourrait en être affectée. 9.4. Etoiles très chaudes Les étoiles très chaudes (types spectraux O, Teff ~ 30000 K) sont rares, et leur émission spectrale est très déplacée vers l’ultraviolet. De plus, ces étoiles émettent beaucoup plus de lumière par unité 154 de surface de photosphère que les étoiles plus froides. Les étoiles naines très chaudes seront donc,

pour une magnitude apparente comparable, beaucoup plus petites angulairement. Les six étoiles naines de types spectraux O et B0 plus brillantes que mV=5 sont données dans la Table 29. Quatre seulement font plus de 0,4 mas de diamètre angulaire, et sont résolvables à un niveau suffisant avec les plus longues bases du VLTI, du fait de leur relative proximité à la Terre. Les diamètres angulaires de disque uniforme ont été estimés à partir des tables publiées par Allen (1973).