La bibliothèque des spectres ELODIE d'étoiles de référence comporte 211 spectres. Ces étoiles ont été choisies principalement dans le " Catalogue of [Fe/H] determinations : 1996 edition" ( Cayrel de Strobel et al., 1997, A&AS 124, 299). Elles ont toutes des paramètres atmosphériques fiables couvrant le domaine de température, gravité et métallicité : 4000° < Teff < 6200°, 0.5 < log(g) < 4.5, -3.0 < [Fe/H] < +0.3. Ces paramètres ont été déterminés, souvent par plusieurs auteurs, par analyse détaillée de spectres à haute-résolution et haut S/N. Nous avons reconsidéré ces paramètres des standards qui ne paraissaient pas homogènes. Pour cela nous avons utilisé tgmet de manière itérative sur les standards pris tour à tour comme objet inconnu et ajusté pas à pas les paramètres. Nous avons obtenu ainsi une bibliothèque auto-cohérente dans le sens ou les spectres très semblables ont des paramètres atmosphériques très semblables. Les étoiles de référence ont été observées avec ELODIE depuis 1994 avec un S/N de 100 en moyenne. Les spectres de ces étoiles ont été traitées de la meme manière que les objets (redressement, élimination des cosmiques, pixels défectueux, raies telluriques ..) et ont été convolués pour avoir tous une résolution commune de 5.5 km/s.
La bibliothèque est décrite en détail dans :
"On-line determination of stellar atmospheric parameters Teff, log g, [Fe/H] from ELODIE echelle spectra. II - The library of F5 to K7 stars."
Soubiran C., Katz D., Cayrel R., 1998, A&AS, a paraitre.
Les 211 spectres des standards, redressés, nettoyés, calibrés et prets à l'emploi, sont disponibles au CDS en format ascii, ainsi qu'un table donnant pour chaque standard les données de base : parallaxe, magnitude bolométrique, vitesse spatiale etc..
Voici la répartion actuelle des étoiles de référence dans le plan (Teff, log(g)) par intervalle de métallicité, et dans le plan (Teff, [Fe/H]) par classe de luminosité :
Certaines zones de ces diagrammes sont plus ou moins bien remplies. Il manque par exemple des étoiles déficientes car elles sont générallement de magnitude faible et sont donc difficiles à observer à haute-résolution. Si le spectre objet se trouve dans cette zone la solution sera moins sure que si le spectre de l'objet correspond à une géante de métallicité solaire par exemple.