Comment mesure-ton l'âge des étoiles?

[inviteb4c1bab6]

Salut tout le monde,

Je me pose cette question depuis quelque jours déjà et mes recherches sur Internet ne m'ont menée qu'à des pages bien trop complexes pour moi et bourrées de calculs incompréhensibles. Donc, je tente la solution ultime: le forum XD.

Je me demande comment exactement les astronomes ont réussit à estimer l'âge des étoiles ou même le soleil. Je sais que pour la Terre, la Lune et les astéroïdes, on analyse des échantillons de roche vieilles, cependant on ne peut évidemment pas le faire pour les étoiles. Donc voici ma question, comment mesure-ton l'âge des étoiles? Merci d'avance de bien vouloir y répondre.

Oh et je ne suis qu'un amateur, alors je sais que ça peut être plus difficile, mais n'employez pas trop de termes mathématiques complexes svp...
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[Gilgamesh]

Salut tout le monde,

Je me pose cette question depuis quelque jours déjà et mes recherches sur Internet ne m'ont menée qu'à des pages bien trop complexes pour moi et bourrées de calculs incompréhensibles. Donc, je tente la solution ultime: le forum XD.

Je me demande comment exactement les astronomes ont réussit à estimer l'âge des étoiles ou même le soleil. Je sais que pour la Terre, la Lune et les astéroïdes, on analyse des échantillons de roche vieilles, cependant on ne peut évidemment pas le faire pour les étoiles. Donc voici ma question, comment mesure-ton l'âge des étoiles? Merci d'avance de bien vouloir y répondre.

Oh et je ne suis qu'un amateur, alors je sais que ça peut être plus difficile, mais n'employez pas trop de termes mathématiques complexes svp...

On mesure l'âge des étoiles... avec difficulté . Car non, 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 de surface. 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 grooosse 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 froid s'effondre sur lui même, cet effondrement gravitationnel dégage beaucoup d'énergie mais la température est faible (on commence dans l'infra rouge lointain). 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 massives, 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 disparaît 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

[inviteb4c1bab6]

Merci beaucoup pour l'explication! Je connais déjà le graphique et son principe, et je savais aussi pour le rapport entre la masse et la durée de vie. Je comprends un peu mieux, maintenant...