Voici enfin le moment de répondre à la question qui motivait ce projet de maîtrise. Peut-t-on reconnaître des différences spectrales entre les étoiles C du PNM et du GNM?
Cohen et al. (1981) ont été les premiers à remarquer des différences
dans le diagramme couleur-couleur (voir figure 
) entre
les populations d'étoiles C des trois galaxies (la Voie lactée, le GNM
et le PNM). Cohen et al. ont été les premiers à remarquer qu'à H-K
constant, la couleur J-H des étoiles C du PNM est 0.05 magnitude plus
bleu que celle des étoiles du GNM, elles-même 0.06 magnitude plus bleu
que les étoiles C de la Voie lactée. Comme la métallicité augmente du
PNM à la Voie lactée, ce diagramme permettait de croire à l'influence de la
métallicité sur les couleurs JHK. Toutefois, la dispersion est
suffisamment grande pour empêcher la classification d'une étoile
individuelle. C'est avec cet objectif en tête que la présente étude
spectrale s'est mise en branle.
Mais après analyse, la seule tentative que l'on puisse faire pour
identifier des différences entre étoiles C est la comparaison de la force du
triplet de calcium (exprimée en terme du rapport CaII/CN). La
figure montre côte-à-côte la distribution des rapports
CaII/CN pour le PNM, le GNM et la Voie lactée. On voit qu'existe une
progression de la médiane du rapport CaII/CN mesuré du PNM au GNM à la Voie
lactée (de 1.51 à 1.38 à 1.36). Est-ce à dire que l'effet d'une faible
métallicité est de gonfler le rapport CaII/CN? Non, cette progression
est plutôt le fruit d'un mauvais choix de l'échantillon des étoiles C du
PNM observées. En effet, on remarque (dans la colonne de gauche) que les
étoiles du PNM observées spectroscopiquement sont plus chaudes et moins
lumineuses que la moyenne des étoiles C magellaniques (comparez avec le
diagramme H-R pour l'ensemble des étoiles C, troisième
ligne). La trop grande proportion d'étoiles chaudes choisies a tendance
à gonfler le rapport CaII/CN moyen du PNM (ces étoiles ont un plus
fort triplet de calcium) tel que l'exercice suivant l'illustre. On
utilise l'équation et la température des étoiles
carbonées pour prédire la valeur du rapport CaII/CN. Cet exercice
prédit 1.63 pour le PNM, soit une valeur nettement supérieure à la
moyenne prédite pour l'ensemble des étoiles du NM avec photométrie JHK
(1.37) ou mesurées bien réellement dans la Voie lactée (1.36). Si
l'échantillon du PNM n'est pas représentatif, en revanche, celui du GNM
semble l'être. Les valeurs du prédites (1.27) et mesurées (1.38) du
rapport CaII/CN s'équivallent, et sont très proches des valeurs mesurées
dans la Voie lactée(1.36) et prédites dans les NM (1.37). D'ailleurs,
l'égalité entre les valeurs prédites à partir de l'ensemble des
étoiles C des NM avec JHK et les valeurs mesurées dans la Voie lactée
est d'importance. C'est un argument de poids pour affirmer qu'aucune
différence n'existe dans la force du triplet de calcium entre les
étoiles carbonées des NM et de la Voie lactée. Cette conclusion est
encore plus vraie entre les deux NM.