Comment connaît-on les distances et l'âge des astres ?

[patriciab]

Bonjour

La question est dans le titre.
Comment connaît-on l'âge d'une étoile, d'une galaxie ?
Comment pouvons-nous savoir à quelle distance elle se trouve de nous ?

Merci

Patricia
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[Gilgamesh]

Bonjour,

On va commencer par l'âge des étoiles. Disons le pour commencer : ce n'est pas une mince affaire.



D'abord quelques généralités. L'illustration ci-dessous est un diagramme de Hertzsprung-Russell (HR), le diagramme le plus important de l'astrophysique stellaire. En abscisse on a la température de surface de l'étoile, qui nous est donné par son spectre, c-à-d en gros par sa couleur. A gauche, on a les étoiles blanc-bleu, très chaudes, à droite les étoiles rougeâtres, plus froides. En ordonnée on a la luminosité, mesurée ici en luminosités solaires (1 L_☉ ~ 4.10²⁶ W). Le plus important à noter est que les étoiles sont presque toutes situées sur une diagonale partant du haut à gauche vers le bas à droite : les étoiles les plus chaudes sont également les plus brillantes.

Le fait qu'on retrouve presque toutes les étoiles sur cette diagonale signifie que c'est là qu'elles passent l'essentiel de leur existence. C'est ce qu'on appelle la séquence principale. Et l'emplacement précis d'une étoile donnée sur cette diagonale est essentiellement déterminé par sa masse.

En effet la température T est proportionnelle à la masse (à une grosse vache près, en vrai c'est en M/R) :

T ~ M

Et la luminosité est proportionnelle à la masse à une certaine puissance :

L ~ M^3,5

C'est l'exposant 3,5 qui donne sa pente à la diagonale (l'échelle des luminosités est logarithmique).

Le trajet de l'étoile à sa naissance (non figuré sur le graphique) commence en haut à droite : un nuage de gaz s'effondre sur lui même, cet effondrement gravitationnel dégage beaucoup d'énergie, le rayon de l'étoile est grand, la température faible et la luminosité élevée. L'étoile se contracte jusqu'au rejoindre la séquence principale au ZAMS (Zero Age Main Sequence, ou Séquence Principale d'Age Zéro) au moment où le cœur de l'étoile entame la fusion de l'hydrogène. Cette nouvelle source d'énergie stabilise durablement le rayon et la température de l'étoile. Elle ne quittera la séquence principale que quand elle aura consommé toutes ses réserves d'hydrogène. Une fois ces réserves consommées, les événements vont se précipiter. Mais pendant l'essentiel de son existence l'étoile est stable tant du point de vue de sa luminosité que de sa température. Et donc, fort logiquement, il est difficile de déterminer l'âge d'une étoile sur sa séquence principale. Voilà le soucis principal.

Comment est ce qu'on s'en sort ?

Pour une étoile isolée sur sa séquence principale, c'est très difficile. Il existe un certain nombre de méthodes combinées qui permettent de faire quelques estimations, mais avec une grosse dispersion. Je les cite en passant, mais je ne vais pas les expliquer ici : datation isochrone, cinématique, activité Ca II, activité en rayons-X, déplétion en Lithium, relation rotation-activité, gravité de surface.

Heureusement, il y a les amas d'étoiles, qui donnent des résultats fiables. On fait d'abord l'hypothèse que toutes les étoiles de l'amas ont le même âge. Par contre là dedans il y a des grosses et des petites. Or la durée de vie d'une étoiles est très sensible à sa masse. Comme leur réserve d'hydrogène est proportionnelle à leur masse M et qu'elle consomme cette réserve à la puissance M^3,5, l'étoile quitte la séquence principale au bout d'une durée τ :

τ ~ M^-2,5

Les plus grosses étoiles, donc les plus lumineuses, en haut de la diagonale, sont les premières à dégager, puis million d'années après millions d'années, les moins massives et moins lumineuses bifurquent à leur tour.

Cette bifurcation les emmène sur la branche des géantes rouges : pour les étoiles massive, leur rayon va grandir démesurément à luminosité constante, ce qui abaisse leur température de surface (supergéante rouge). Pour les étoiles moyennes, leur luminosité peut augmenter d'un facteur cent à dix-mille, et leur rayon d'un facteur cent, leur température de surface diminue également (géante rouge). La population d'étoile dans chaque compartiment donne accès à la durée de chaque stade d'évolution. Le fait qu'on trouve peu de géantes rouges implique que l'étoiles consomme rapidement ce qui lui reste de réserve (ce qui est bien confirmé par les modèle d'évolution stellaire) puis l'étoile si elle est assez massive (> 8 M_☉) explose et disparait du diagramme, ou si elle est moins massive, expulse calmement son enveloppe et met à nu son cœur contracté, très chaud mais peu lumineux. L'étoile passe du compartiment des géantes rouge (en haut à droite) à celle des naines blanche (en bas à gauche).

Pour un amas d'âge donné t, toutes les étoiles assez massives pour que τ < t ont déjà bifurquées sur la branche des géantes rouges et ont disparu : la droite s'interrompt et le point de bifurcation donne l'âge de l'amas.

Le graphique ci dessous te donne l'âge de différents amas basé sur cette méthode. Pour l'amas h+χ Persei, le turn-off se fait pour environ 15 M_☉ et on en infère un âge de 14 millions d'années. Pour l'amas NGC188, le turn-off se fait aux environs de d'1,2 M_☉, et on en infère un âge de 7 milliards d'années.

Sur l'âge des amas : Les amas stellaires

Source du diagramme : H-R Diagram for Stars

[inviteefd8627f]

Bonjour,
La question est vaste si on veut entrer dans les détails. Alors on va faire succinct.
Pour la distance des objets, on utilise essentiellement 3 méthodes:
1) la parallaxe pour les objets proches (cad dans notre galaxie). On utilise le déplacement de la terre autour du soleil et on se repère par rapport à un objet lointain (galaxie lointaine). Ensuite y a plus qu'à faire un calcul géométrique.
2) pour les objets plus lointains (galaxies), on se sert des super-novae IA qui peuvent être considérées comme des chandelles standards: leur luminosité apparente indique directement leur éloignement.
3) pour les galaxies lointaines, on applique la méthode du décalage vers le rouge de la lumière reçue, conséquence de l'expansion de l'univers.
Pour l'age des étoiles, c'est plus complexe: il faut faire une analyse spectrale de la lumière émise, de l'énergie produite, et en fonction de la taille et de la masse, on peut estimer l'age car on connait assez bien les processus d'évolution de la plupart des astres.

PS: doublé par Gilgamesh, toujours aussi pointu et pédagogue

[Gilgamesh]

Concernant l'âge des galaxies maintenant, le concept en soi est beaucoup plus flou. Une galaxie c'est un ensemble de populations stellaires, issues d'une succession de brèves séquences de natalité. Déterminer l'âge d'une galaxie, ça reviendrait en fait à décrire l'âge de toutes ses communautés stellaires. C'est ce qu'on appelle de l'archéologie galactique. C'est un des objectifs de la mission Gaia. On pourrait dire que l'âge d'une galaxie c'est celle de sa plus vieille population, sauf qu'elle a pu en hériter lors d'un épisode de fusion tardif avec une autre galaxie. Car en plus d'être un ensemble de population formée à divers époques, une galaxie est issue, dans le scénario hiérarchique, d'une succession de fusion avec des galaxies de tailles diverses.

Au départ on a des galaxies naines - sans bras (probablement sans chocolat également) - qui évoluent lentement et par bouffée de formation stellaire. En fusionnant elles forment des structures qui finissent par former des étoiles de façon autonome à cause des ondes de densité qui les traversent : des spirales. Sinon, elles évoluent peu sur des temps cosmologiques et 'servent' de réserve de gaz frais.

Quand deux spirales fusionnent les étoiles s'ignorent (leur diamètre est vraiment trop infime) mais les nuages de gaz s'affrontent et cela donne naissance à d'énormes bouffées de natalité stellaire qui consomment le gaz galactique. Privée de gaz, la galaxie évolue en un essaim d'étoiles qui se redistribuent leur vitesse et finissent par former une vaste ruche d'étoiles âgées (dans les jaune orange) orbitant à toutes les latitudes : des elliptiques.

Si ce scénario "hiérarchique" est exact, et comme l'Univers n'est formé que de gaz à l'origine, on pressent que la naine représente un stade primitif, la spirale un stade médian et l'elliptique un stade évolué.

Mais cette évolution peut se faire plus ou moins rapidement, selon l'histoire collisionnelle de la galaxie, et notamment sa position au sein de l'amas, donc on ne peut pas faire de relation simple entre le stade d'évolution et l'âge. Et pour compliquer le tout, chaque galaxie est susceptible d'être réapprovisionnée subrepticement en gaz frais, de manière non cataclysmique (sans fusion) par les courants d'hydrogène neutre et froid du milieu intergalactique, ce qui est susceptible de la "rajeunir".

[A voir en vidéo sur Futura]

[Gilgamesh]

Juste pour la beauté du truc, le premier diagramme HR de la mission Gaia (août 2015) pour un million d'étoiles. On visualise bien la séquence principale surmontée par le 'clump' des géantes rouges.

Chaque étoile a été mesurée en moyenne 14 fois pour déterminer sa luminosité, son spectre et sa parallaxe, donc sa distance (ce qui permet d'en inférer sa luminosité absolue). En fin de mission, on devrait avoir plus de 70 mesures par étoiles.

source : GAIA'S FIRST HERTZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAM

[inviteec0d6e6f]

Exceptionnelle synthèse, de la très grande vulgarisation, t'es vraiment très doué.
merci

[patriciab]

Merci pour vos réponses !

Patricia