Roger Cayrel
Observatoire de Paris
Ce programme d'observation s'inscrit dans une opération plus large de sondages profonds dans différentes directions galactiques, dans le but de caractériser de manière précise les lois de densité, l'ellipsoïde des vitesses et la distribution en métallicité du disque mince, du disque épais et du halo de la Galaxie. Il y a 2 parties dans ce programme. La première a consisté à numériser des clichés Schmidt avec la MAMA pour obtenir des relevés de mouvements propres, magnitudes et indices de couleur sur des champs de plusieurs degrés carrés jusqu'à la magnitude V=18 environ, qui donnent de premiers renseignements sur la distribution spatiale et la cinématique des populations stellaires. Deux surveys ont été réalisés, à proximité de M3 (b=+81deg., Soubiran 1992) et à proximité de M5 (b=+47deg., Ojha et al. 1994). La deuxième partie consiste à obtenir des spectres pour une partie de ces objets de manière à avoir accès à la vitesse spatiale (U,V,W), à [Fe/H] ainsi qu'à des estimations plus précises de distance.
Les 2 surveys de mouvements propres ont permis de montrer que l'on peut expliquer le gradient vertical observé dans la distribution des vitesses d'un échantillon d'étoiles par la superposition de 3 populations discrètes à paramètres cinématiques constants (ces paramètres ont été déterminés), et dont les lois de densité sont exponentielles pour les 2 disques avec des échelles de hauteur de 280 pc et 700 pc pour le disque mince et le disque épais respectivement, et une densité locale de 6% et 0.15% pour le disque épais et le halo respectivement (Soubiran, 1993 a et b). La connaissance des distributions en W et [Fe/H] va permettre de compléter ces résultats, en étudiant la dispersion des vitesses perpendiculaires au plan pour les 3 populations, et le gradient vertical de métallicité, ainsi que les corrélations vitesse - métallicité. Ces observations permettent de contraindre les modèles de formation et d'évolution de la Galaxie.
Ce programme au 1m93 de l'OHP est mené coinjointement avec un programme au CFHT/MOS. Le MOS permet d'observer 15 par 15 les étoiles de magnitude plus faible que 14.5, sans préselection sur des critères cinématiques ou photométriques. Pour l'OHP, nous sélectionnons les étoiles plus brillantes que 14.5 qui ont une forte probabilité d'être des géantes ou des sous-naines. Ces étoiles se reconnaissent par leur position extrême sur le diagramme de mouvement propre réduit (Hv=mv+5log(mp)+5 en fonction de B-V). L'analyse des observations de 1993 avec CARELEC a déjà permis de vérifier la fiabilité de cette méthode de sélection. L'intérêt d'observer ces étoiles pour notre étude des populations stellaires est d'avoir un apperçu de la cinématique à grande distance avec les géantes, et d'enrichir la base de données des sous-naines du halo et du disque épais qui sont peu représentées dans le voisinage solaire.
Sur une cinquantaine d'heures d'observation en Avril 94, 82 spectres ont été obtenus avec Elodie. Il s'agit de 33 standards et de 49 étoiles de programme. Les standards de comparaison sont des étoiles brillantes et bien connues, naines ou géantes du disque, du disque épais et du halo, sur un domaine assez large de température effective, gravité et métallicité. Leurs spectres serviront à constituer une grille de référence pour la détermination des paramètres atmosphériques des étoiles de programme. Ces standards étant généralement de magnitude plus brillante que mv = 10, le S/N obtenu a toujours été supérieur à 50 pour un temps de pose inférieur à 10 min. La table 1 donne la liste de ces etoiles de comparaison ainsi que les paramètres atmosphériques dont la source est la catalogue de Cayrel de Strobel et al. (1992) ou Edvardsson et al. (1993), ainsi que les vitesses radiales de la littérature et celles calculées par Elodie. Pour les étoiles de programme, de magnitude comprise entre 11 et 14.5, le temps de pose a pu être optimisé de manière à obtenir un S/N supérieur à 5 (et inférieur à 15). Cette limite a été établie comme compromis entre le nombre d'objets observables (étude statistique) et la possibilité d'extraire les paramètres atmosphériques d'un spectre bruité. Le principe de l'extraction des paramètres est le même que celui qui avait été utilisé avec CARELEC (Cayrel et al. 1991): choix d'un spectre de référence "proche" et interpolation dans une grille de spectres synthétiques, mais la méthode doit être adaptée pour tenir compte du grand domaine spectral couvert, des 63 ordres et de la haute résolution de l'instrument. Ainsi la grille de spectres synthétiques sera remplacée par une grille de spectres d'étoiles standards observées avec Elodie. Cette grille sera complétée au cours des prochaines missions et compte tenu de la stabilité et de la configuration unique de l'instrument, des standards observées pour d'autres programmes pourront y être ajoutées.
Tous les spectres ont été traités au cours de la mission avec le logiciel intégré. La détermination en ligne des vitesses radiales à mieux que le km/s a permis déjà de repérer au moins 3 étoiles à grande vitesse susceptibles d'appartenir au halo. La figure 1 montre un ordre du spectre lissé d'une candidate géante du halo (Vr = -205 km/s) ainsi que le même domaine pour la standard HD 63791 (géante déficiente).
Références
Barbier-Brossat M., Petit M., Figon P., 1994, A&AS 108, 603.
Cayrel R., Perrin M.N., Barbuy B., Buser R., 1991, A&A 247, 108.
Cayrel de Strobel G., Hauck B., François P., Thevenin F., Friel E.,
Mermilliod M., Borde S., 1992, A&AS 95, 273.
Edvardsson B., Andersen J., Gustafsson B., Lambert D.L., Nissen P.E.,
Tomkin J., 1993, A&A 275, 101
Ojha D.K., Bienaymé O., Robin A.C., Mohan V., 1994,
A&A 284,
810
Soubiran C., 1992, A&A 259, 394
Soubiran C., 1993a, A&A 274, 181
Soubiran C., 1993b, symposium UAI 161 "Astronomy from wide field imaging",
eds MacGillivray et al., p 435
nom Teff logg [Fe/H] Vrlitt VrElodie
HD 84737 5899 4.12 0.08 +4.63 +4.8
HD 91752 6488 3.92 -0.35 -23.7~ -26.5
HD 107113 6394 4.07 -0.57 -5.5~ -12.2
HD 110897 5795 4.15 -0.88 +80.7 +80.4
HD 87141 6403 4.05 0.06 -16.1~ -18.9
HD 88986 5820 4.00 -0.08 +30.4~ +29.0
HD 157214 5676 4.33 -0.33 -78.1 -78.7
HD 160933 5765 4.02 -0.50 -53.4~ -56.5
HD 165908 6020 4.48 -0.51 +9.0 +2.7
HD 134169 5834 4.11 -0.95 +37.03 +21.2
HD 159307 6227 3.94 -0.73 -14.7
HD 64090 5376 4.24 -1.79 -235.0 -234.3
HD 140283 5697 3.68 -2.41 -166. -170.4
HD 124897 4328 1.56 -0.52 -4.9 -5.5
HD 108177 5972 4.40 -1.62 +153.3 +154.5
HD 110184 4440 0.74 -2.23 +140.1 +140.1
HD 88609 4467 1.18 -2.55 -36.2 38.0
BD+342476 6146 4.00 -2.12 -166.5 -170.8
HD 165195 4500 1.5 -2.21 -0.2~ 0.4
HD 139195 5040 2.8 -0.15 +7.8~ 10.4
HD 81192 4690 2.58 -0.64 +135.3~ +136.2
BD+302611 4312 1.23 -1.48 -278.2~ -280.0
HD 168723 4941 3.07 -0.02 +10.3 +9.4
HD 101501 5508 4.65 -0.06 -5.0 -5.6
HD 105546 5362 2.4 -1.2 +19.3 +18.1
HD 63791 4823 1.85 -1.61 -108.2
HD 100470 4667 2.5 -0.40 +18.0~ +20.4
HD 188510 5305 3.8 -1.8 192.33 -192.3
HD 185657 4941 3.0 -0.40 -84.8~ -84.1
HD 122563 4520 1.12 -2.59 -26.0 -26.8
Table 1. Standards observées avec Elodie, destinées à constituer une grille de référence pour le calcul des paramètres atmosphériques des étoiles de programme. Les vitesses radiales de la littérature viennent du catalogue Barbier-Brossat et al. (1994) (la référence la plus récente a été choisie) ou dela base de données SIMBAD (elles sont alors suivies de ~).
Figure 1. Ordre 39 (triplet du magnésium du spectre (haut) d'une candidate géante du voisinage de M3 (S/B=9.7, spectre lissé), et (en bas) de la standard du halo HD 63791 (S/B=80.4)