CONCLUSION
Ce travail l'a montré, la classification spectrale des étoiles C est une entreprise risquée. Si le domaine visible offre plusieurs raies métalliques, la forêt de raies moléculaires en empêche toute mesure précise. Le problème est accru dans le domaine spectral de 7700 Å\ à 8800 Å choisi pour ce mémoire où seules trois raies métalliques apparaissent: celles du triplet de calcium. La force du triplet de calcium telle que mesurée par le rapport CaII/CN (les raies de CN sont constantes) s'est avérée être le seul critère de classification fructueux. Beaucoup d'efforts pour en trouver d'autres sont restés vains.
La classification de Richer reste digne de confiance dans sa quasi totalité. Ce mémoire a mis en évidence trois particularités. Premièrement, les classes précoces (C0-C3) sont associées aux étoiles chaudes de type C-H et C-R; les classes moyennes (C4-C6) correspondent aux étoiles C-N; et la classe tardive C7 est associée aux étoiles C-J. Deuxièmement, parmi la dizaine d'étoiles C-J observées, aucune ne se classe comme C8 ou C9 et ne montre de spectre d'allure voilée. La seule étoile classée C9 par Richer est plutôt de classe C5. Troisièmement, l'échelle des températures sur laquelle Richer a établi ses dix classes a été revisée pour s'accorder mieux aux déterminations récentes de Van Belle et al. (1999).
Par ailleurs, ce mémoire reconfirme (voir Tsuji, 1981a,b) que les classes de la classification MK revisée ne sont pas corrélées avec la température. Toutefois, l'indice de carbone C est inversement proportionnel à la température pour les étoiles de type C-N, en accord avec la théorie d'atmosphère de Tsuji.
La mesure du rapport CaII/CN a été faite sur les spectres de 78
étoiles C de la Voie lactée, 21 du PNM et 37 du GNM. Les valeurs du
rapport CaII/CN avoisinent les 1.4 avec une dispersion de l'ordre de
0.8, plus forte que l'incertitude sur les mesures (d'environ 0.1 pour
les étoiles galactiques et de 0.2-0.4 pour les étoiles
magellaniques). Grâce aux données JHK de Noguchi et al. (1981) et à
l'échantillon des étoiles de la Voie lactée, un lien entre température
de couleur des étoiles C et force de leur triplet de calcium a été
établi: CaII/CN=0.00102*T-1.56. Bien qu'il fut attendu, ce lien
n'avait été démontré que pour les étoiles géantes de types K et M
tardifs (Xu, 1991). Aucune relation claire n'existe cependant entre la
force du triplet de calcium et la luminosité ou la métallicité des
étoiles C. D'autre part, la classification MK revisée a permis de
mettre en évidence que toutes les étoiles C ayant un rapport
CaII/CN 
2 sont soit de type C-H, soit de type C-R.
Cette dernière pièce d'évidence a dès lors servi à isoler 69 étoiles C-H ou C-R à travers les quelque 1600 spectres de l'ensemble de KDI, en cherchant par simple inspection visuelle les spectres avec un fort triplet de calcium. Il semble que la proportion d'étoiles C-H/C-R dans le PNM, le GNM et la Voie lactée soit constante avec une valeur de 22-23% de toutes les étoiles C. Cette égalité paraît étrange si les étoiles C-H/C-R sont le fruit d'échanges de matière dans un système binaire comme c'est le cas dans la Voie lactée. Car le taux de formation de ces étoiles ne croît pas comme le taux de formation des autres étoiles C de la BAG dans un milieu de faible métallicité. Dans cette optique, la proportion d'étoiles C-H/C-R devrait être plus basse dans les NM. Toutefois, les étoiles C-H/C-R découvertes ont des luminosités presque comparables aux étoiles C-N sur la BAG, non de une à deux magnituides plus faibles comme les étoiles C-H/C-R de la Voie lactée, ce qui laisse croire à une origine différente des étoiles C-H/C-R magellaniques. Il s'agit peut-être du pendant moins lumineux des étoiles C-H très lumineuses de Hartwick & Cowley (1985, 1988).
Revenons à la question qui a motivé ce mémoire, à savoir, y a-t-il eu des échanges d'étoiles C entre le GNM et le PNM? La mesure du triplet de calcium n'offre aucun élément de réponse. En effet, la distribution du rapport CaII/CN dans les trois galaxies (VL, PNM et GNM) est fort semblable. En outre, les 164 étoiles C magellaniques avec photométrie JHK (Whitelock) permettent de prédire que la médiane de la distribution du rapport CaII/CN (en utilisant la relation entre CaII/CN et température) devrait être de (CaII/CN)=1.37. Or, la valeur médiane pour les 78 étoiles de la Voie lactée est précisément de (CaII/CN)=1.36, celle pour les 37 étoiles du GNM, de (CaII/CN)=1.28. La valeur très élevée de (CaII/CN)=1.51 pour 20 étoiles du PNM n'est pas fondamentale. Elle est entièrement causée par un mauvais échantillon d'étoiles C plus bleues que la moyenne. Bref, les distributions sont équivalentes.
Enfin, il ne faudrait pas passer sous silence tout un panneau de recherche qui mériterait plus ample attention. Il s'agit de la recherche d'étoiles C-J parmi les spectres de l'ensemble de KDI. En effet, les étoiles C-J présentent dans certaines régions du spectre de faibles différences avec les étoiles C-N avec lesquelles, par ailleurs, elles partagent plusieurs caractéristiques photométriques et spectrales. Le défi d'identifier les étoiles C-J dans l'ensemble de spectres bruités de KDI est autrement plus difficile à relever que celui d'identifier les étoiles C-H/C-R. Le bruit est trop important pour espérer se fier qu'à une ou quelques raies différentes, il faut plutôt se servir d'une région entière du spectre (par exemple, 8400 Å à 8700 Å) et comparer les écarts à la moyenne des différences avec un spectre de référence (convolué à la bonne résolution spectrale). Une telle tentative sur l'ensemble de 58 étoiles C magellaniques observées avec un rapport S/B20 a permis de découvrir hors de tout doute une seule étoile C-J, F034-34.
En somme, le principal résultat de ce mémoire est que l'étude statistique d'un grand nombre de spectres, qu'ils soient de bonne ou de mauvaise qualité, ne permet et ne permettra pas de déterminer l'origine petit nuageuse ou grand nuageuse d'étoiles carbonées individuelles. On ne pourra au mieux que faire des statistiques.