Voilà 2x10 
ans, les Grand et Petit Nuages de Magellan se sont
approchés à moins de 3 kpc l'un de l'autre (Murai & Fujimoto, 1980),
engendrant la formation d'un pont d'hydrogène HI (Mathewson & Ford,
1984) et d'étoiles jeunes (Grondin et al., 1990) et possiblement d'un
anneau polaire d'étoiles C autour du Grand Nuage de Magellan (GNM)
(Kunkel et al., 1997a). L'objectif de ce projet de maîtrise était, par
la classification spectrale entre 7700 Å et 8800 Å des étoiles
C, d'identifier la galaxie d'origine des étoiles constituant cet
anneau. Malheureusement, la force du triplet de CaII s'avère le seul
critère de classification utilisable dans ce domaine spectral
complètement balafré par les raies d'absorption de la molécule CN.
Des
mesures précises de la force du triplet de calcium ont été effectuées
sur un ensemble de 236 spectres d'étoiles C galactiques (rapport signal
sur bruit S/B 
50) et
magellaniques (S/B 15) obtenus à l'Observatoire du mont Mégantic et à
l'Observatoire de Las Campanas en 1997. Puisque aucun niveau continu
n'est identifiable dans ce domaine spectral, les mesures consistent en un
rapport des raies de calcium CaII 8498 Å et CaII 8662 Å aux raies de
cyanure CN 8503 Å et CN 8648 Å qui sont constantes, ce
qui permet la normalisation. Ces mesures de CaII/CN ont mis en évidence
l'existence de deux groupes: les spectres avec de fortes raies de
calcium associés aux étoiles C-H et C-R, et les spectres avec de faibles
raies de calcium associés principalement aux étoiles C-N et C-J. Cela a
conduit à la découverte de 69 étoiles C-H dans l'ensemble de Kunkel,
Demers et Irwin (KDI) de plus d'un millier de spectres d'étoiles C à faible
rapport S/B. Ces étoiles sont moins lumineuses que les étoiles C-H de
Hartwick & Cowley (1988). Par leur position sur le diagramme H-R, il
semble qu'il s'agisse bien d'étoiles de la branche asymptotique des
géantes (BAG) tout comme les étoiles C-N. La fraction d'étoiles C-H et
C-R est constante dans le PNM, le GNM et la Voie lactée autour d'une
valeur de 22% de toutes les étoiles C.
Pour la première fois, une relation linéaire a été établie entre la
force du triplet de calcium et la température de couleur des étoiles
carbonées. Cela a contribué à corriger l'échelle des températures de la
classification de Richer (1971). La comparaison de cette classification
à celle de MK revisée (Barnbaum et al. 1996) a mis en évidence que les étoiles C-H et C-R,
les étoiles C-N, et les étoiles C-J appartiennent respectivement aux
classes C0-C3, C4-C6, et C7 de Richer. Par ailleurs, la classification
de Richer demeure correcte en grande partie, excepté pour les classes
tardives C8 et C9 pour lesquelles les observations de Richer ne sont pas
confirmées.
Enfin, la mesure précise du rapport CaII/CN n'a pas permis d'identifier
de différences significatives entre les populations du GNM
(CaII/CN=1.38 
0.40), de la Voie lactée (CaII/CN=1.36 0.35) et du
PNM (CaII/CN=1.51 0.37). La valeur élevée pour la population du PNM est
attribuable à un échantillon non représentatif d'étoiles C
chaudes. C'est pourquoi il n'est pas possible d'associer les étoiles C
individuelles à l'un ou l'autre des Nuages de Magellan.