Apport d'Hipparcos à l'étude des étoiles A du voisinage solaire : cinématique et fonction de masse initiale

par Virginie Sabas

Thèse de doctorat en Astronomie fondamentale, mécanique céleste et géodésie

Sous la direction de Ana Gómez et de Suzanne Grenier.

Le président du jury était Nicole Capitaine.

Le jury était composé de Ana Gómez, Suzanne Grenier, Daniel Egret, Jordi Torra, Rosanna Faraggiana.

Les rapporteurs étaient Daniel Egret, Jordi Torra.


  • Résumé

    Les propriétés cinématiques et les distributions photométriques des étoiles jeunes reflètent bien la complexité du disque galactique. Eggen, dès 1963, a mis en évidence des groupes cinématiques. Gomez et al. (1990) ont proposé que ces groupes soient issus de bouffées de formation d’étoiles. Leur existence permet de poser des contraintes sur le temps de mélange galactique. Une distribution d’étoiles donnée peut être modélisée une fois connus la fonction de masse initiale et le taux de formation d’étoiles. Jusqu’à présent, leur détermination a nécessité l'utilisation d'une relation masse-luminosité, non univoque pour ce type d’étoiles et donc bien incertaine. Le satellite astrométrique Hipparcos a observé pendant 4 ans 11 8000 étoiles sur tout le Ciel. La grande précision obtenue sur les positions, parallaxes et mouvements propres, associée à la complétude des données, permet de jeter un regard nouveau sur la dynamique galactique. Nous utilisons un échantillon d’étoiles B5-F5 observé par ce satellite, pour étudier la cinématique des étoiles chaudes du voisinage solaire : nous évoquons d'abord l'acquisition de paramètres complémentaires au sol (vitesses radiales et paramètres fondamentaux Teff et Mv qui ont servi à la détermination des masses et âges). Nous confirmons l'existence des groupes d'Eggen et mettons en évidence un éventail d'âges dans chacun d'eux, renforçant ainsi l'hypothèse que ces groupes proviennent d'amas successifs formes dans un même nuage moléculaire géant. Nous confirmons que les étoiles ne sont pas bien mélangées au bout de 10 années galactiques. Enfin, nous estimons le mouvement solaire a (11. 5, 14. 1, 8. 6) km/s-1. Dans une dernière partie, nous déterminons la pente de la fonction de masse initiale entre 1. 2 et 4 masse solaire en supposant le taux de formation constant. Nous obtenons une pente de 0. 94 +/-0. 14, inférieur aux valeurs de référence mais en accord avec les déterminations plus récentes sur l'ensemble des intervalles de masses.

  • Titre traduit

    Hipparcos contribution to the study in a-type stars of the solar neighbourhood : kinematics and initial mass function


  • Résumé

    The Galactic disk complexity is well traced by kinematical properties and photometrical distributions of young stars. The very peculiar kinematics of these stars brought attention since the last century (Proctor, 1869). On and after 1963, Eggen showed the existence of kinematical groups. Gomez et al. (1990) suggested that they come from starbursts. Their existence allows us to constraint the galactic mixing time. To modelize a given stars distribution one needs to know the Initial mass Function (IMF) and the Stellar Formation Rate (SFR). Until now, a Mass-Luminosity relation was needed, which is non univocal for this type of stars and therefore very uncertain. But now, for the first time, we can benefit the Hipparcos datas for these studies : the Hipparcos astrometric satellite observed 11 800 stars on the whole during 4 years. The good accuracy of positions, parallaxes and proper motions together with the completeness of data allows us to get a new insight into galactical dynamics. In this work, we use a B5-F5 stars sample with apparent magnitude V ≤ 7. 5 observed by Hipparcos. We first describe the acquisition of ground-based complementary observations : radial velocities, effective temperatures, absolute magnitude and the determination of masses and ages. This sample is used to study the kinematics of the hot stars of the solar neighborhood. We confirm the existence of Eggen’s groups and find a range of ages for each of them, giving hints that these groups come from successive clusters formed in one Giant Molecular Cloud. We confirm that the stars are not well mixed after about 10 galactic years. Finally, we estimate the solar motion to be of (11. 5, 14. 1, 8. 6) km/s. In the last part, we determine the slope of the IMF between and solar mass, assuming a constant SFR. We obtain 0. 95 +/- 0. 17, lower than the reference values (Salpeter1955, Scalo 1986), but in good agreement with more recent determinations concerning the whole mass range.

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  • Détails : 1 vol. (VI-105 p.)
  • Annexes : Bibliogr. p. 93-101

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