[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/en2fr\/wiki28\/estimation-de-lage-stellaire-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/en2fr\/wiki28\/estimation-de-lage-stellaire-wikipedia\/","headline":"Estimation de l’\u00e2ge stellaire – Wikipedia wiki","name":"Estimation de l’\u00e2ge stellaire – Wikipedia wiki","description":"before-content-x4 Young Star \u00e9jectant deux jets de gaz \u00e9nergis\u00e9. [d’abord] Diverses m\u00e9thodes et outils sont impliqu\u00e9s dans Estimation de l’\u00e2ge","datePublished":"2020-10-01","dateModified":"2020-10-01","author":{"@type":"Person","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/en2fr\/wiki28\/author\/lordneo\/#Person","name":"lordneo","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/en2fr\/wiki28\/author\/lordneo\/","image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/c9645c498c9701c88b89b8537773dd7c?s=96&d=mm&r=g","url":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/c9645c498c9701c88b89b8537773dd7c?s=96&d=mm&r=g","height":96,"width":96}},"publisher":{"@type":"Organization","name":"Enzyklop\u00e4die","logo":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","width":600,"height":60}},"image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/a\/af\/Cosmic_Lightsaber_in_Orion.jpg\/300px-Cosmic_Lightsaber_in_Orion.jpg","url":"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/a\/af\/Cosmic_Lightsaber_in_Orion.jpg\/300px-Cosmic_Lightsaber_in_Orion.jpg","height":"355","width":"300"},"url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/en2fr\/wiki28\/estimation-de-lage-stellaire-wikipedia\/","wordCount":4636,"articleBody":"     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});before-content-x4 Young Star \u00e9jectant deux jets de gaz \u00e9nergis\u00e9. [d’abord] Diverses m\u00e9thodes et outils sont impliqu\u00e9s dans Estimation de l’\u00e2ge stellaire , une tentative d’identifier dans des degr\u00e9s de confiance raisonnables de l’\u00e2ge d’une \u00e9toile. Ces m\u00e9thodes incluent des mod\u00e8les \u00e9volutifs stellaires, l’appartenance \u00e0 un cluster ou un syst\u00e8me d’\u00e9toiles donn\u00e9, ajust\u00e9 l’\u00e9toile avec le syst\u00e8me de classification spectral et de luminosit\u00e9 standard, et la pr\u00e9sence d’un disque protoplan\u00e9taire, entre autres. Presque toutes les m\u00e9thodes de d\u00e9termination de l’\u00e2ge n\u00e9cessitent une connaissance de la masse de l’\u00e9toile, qui peut \u00eatre connue \u00e0 travers diverses m\u00e9thodes. Aucune m\u00e9thode individuelle ne peut fournir des r\u00e9sultats pr\u00e9cis pour tous les types d’\u00e9toiles. [2]        (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4 Table of Contents       (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4La luminosit\u00e9 augmente et le diagramme Hertzsprung – Russell [ modifier ]] Estimation de l’\u00e2ge stellaire des \u00e9toiles [ modifier ]] Appartenance \u00e0 un cluster ou un syst\u00e8me d’\u00e9toiles [ modifier ]] Pr\u00e9sence d’un disque protoplan\u00e9taire [ modifier ]] Gyrochronologie [ modifier ]] Voir \u00e9galement [ modifier ]] Les r\u00e9f\u00e9rences [ modifier ]] Liens externes [ modifier ]] La luminosit\u00e9 augmente et le diagramme Hertzsprung – Russell [ modifier ]] \u00c0 mesure que les \u00e9toiles vieillissent, leur luminosit\u00e9 augmente \u00e0 un rythme appr\u00e9ciable. [3] Compte tenu de la masse de l’\u00e9toile, on peut utiliser ce taux d’augmentation de la luminosit\u00e9 afin de d\u00e9terminer l’\u00e2ge de l’\u00e9toile. Cette m\u00e9thode ne fonctionne que pour le calcul de l’\u00e2ge stellaire sur la s\u00e9quence principale, car dans les stades \u00e9volutifs avanc\u00e9s de l’\u00e9toile, tels que le stade g\u00e9ant rouge, la relation standard pour la d\u00e9termination de l’\u00e2ge ne tient plus. Cependant, lorsque l’on peut observer une \u00e9toile g\u00e9ante rouge avec une masse connue, on peut calculer la dur\u00e9e de vie de s\u00e9quence principale, [4] et donc l’\u00e2ge minimum de l’\u00e9toile est connu \u00e9tant donn\u00e9 qu’il est \u00e0 un stade avanc\u00e9 de son \u00e9volution. Comme l’\u00e9toile ne d\u00e9pense qu’environ 1% de sa dur\u00e9e de vie totale en tant que g\u00e9ant rouge, [5] Il s’agit d’une m\u00e9thode pr\u00e9cise pour d\u00e9terminer l’\u00e2ge. Estimation de l’\u00e2ge stellaire des \u00e9toiles [ modifier ]]  Eta carinae, un syst\u00e8me \u00e9toil\u00e9 qui \u00e9jecte violemment du gaz. Diverses propri\u00e9t\u00e9s des \u00e9toiles peuvent \u00e9galement \u00eatre utilis\u00e9es pour d\u00e9terminer leur \u00e2ge. Par exemple, le syst\u00e8me ETA Carinae \u00e9met de grandes quantit\u00e9s de gaz et de poussi\u00e8re. Ces \u00e9normes explosions peuvent \u00eatre utilis\u00e9es pour d\u00e9duire que le syst\u00e8me \u00e9toil\u00e9 approche de la fin de sa vie et explosera comme une supernova dans une p\u00e9riode relativement courte de temps astronomique. [6] De tr\u00e8s grandes \u00e9toiles comme Vy Canis Majoris, l’une des plus grandes \u00e9toiles connues, ainsi que NML Cygni, Vx Sagittarii et Trumpler 27-1 ont tous des rayons plus grands que celui du rayon orbital moyen de Jupiter dans le syst\u00e8me solaire, montrant ainsi qu’ils sont par \u00e9tapes \u00e9volutives extr\u00eamement tardives. [7] Betelgeuse en particulier devrait mourir dans une explosion de supernova au cours des prochaines millions d’ann\u00e9es. [8] En plus des sc\u00e9narios d’\u00e9toiles supermassives jetant violemment leurs couches externes avant leur mort, d’autres exemples peuvent \u00eatre trouv\u00e9s des propri\u00e9t\u00e9s des \u00e9toiles qui illustrent leur \u00e2ge. Par exemple, les variables c\u00e9ph\u00e9ides ont un sch\u00e9ma caract\u00e9ristique chez leurs curnes lumineuses, dont le taux de r\u00e9p\u00e9tition d\u00e9pend de la luminosit\u00e9 de l’\u00e9toile. [9] \u00c9tant donn\u00e9 que les variables c\u00e9ph\u00e9ides sont un stade \u00e9volutif relativement court dans le cycle de vie des \u00e9toiles, et que la masse de l’\u00e9toile permet \u00e0 l’\u00e9toile d’\u00eatre suivie dans son chemin \u00e9volutif, on peut estimer l’\u00e2ge de la variable Cepheid.        (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Les propri\u00e9t\u00e9s stellaires exceptionnelles qui permettent une estimation de l’\u00e2ge ne se limitent pas aux stades \u00e9volutifs avanc\u00e9s. Lorsqu’une \u00e9toile \u00e0 peu pr\u00e8s de la masse solaire pr\u00e9sente une variabilit\u00e9 tauri, les astronomes peuvent localiser l’\u00e2ge de l’\u00e9toile comme \u00e9tant avant le d\u00e9but de la phase de s\u00e9quence principale de la vie de l’\u00e9toile. [dix] De plus, des \u00e9toiles plus massives de pr\u00e9-s\u00e9quence pourraient \u00eatre des stars Herbig Ae \/ Be. [11] Si une \u00e9toile naine rouge \u00e9met d’immenses fus\u00e9es stellaires et des rayons X, l’\u00e9toile peut \u00eatre calcul\u00e9e pour \u00eatre \u00e0 un stade pr\u00e9coce de sa dur\u00e9e de vie de s\u00e9quence principale, apr\u00e8s quoi elle deviendra moins variable et deviendra stable. [douzi\u00e8me] Appartenance \u00e0 un cluster ou un syst\u00e8me d’\u00e9toiles [ modifier ]]  L’appartenance \u00e0 un cluster d’\u00e9toiles ou un syst\u00e8me d’\u00e9toile permet une affectation d’\u00e2ge rude \u00e0 un grand nombre d’\u00e9toiles pr\u00e9sentes \u00e0 l’int\u00e9rieur. Lorsque l’on peut d\u00e9terminer l’\u00e2ge des \u00e9toiles \u00e0 travers d’autres m\u00e9thodes, telles que celles \u00e9num\u00e9r\u00e9es ci-dessus, on peut identifier l’\u00e2ge de tous les corps d’un syst\u00e8me. [13] Ceci est particuli\u00e8rement utile dans les grappes d’\u00e9toiles qui pr\u00e9sentent une grande quantit\u00e9 de vari\u00e9t\u00e9 dans leurs masses stellaires, leurs stades \u00e9volutifs et leurs classifications. Bien que pas enti\u00e8rement Ind\u00e9pendamment des propri\u00e9t\u00e9s des \u00e9toiles dans le cluster, le syst\u00e8me ou toute autre association de stars de taille raisonnable, un astronome n’aurait besoin que d’un \u00e9chantillon repr\u00e9sentatif d’\u00e9toiles pour d\u00e9terminer l’\u00e2ge du cluster, plut\u00f4t que de trouver minutieusement l’\u00e2ge de chaque \u00e9toile de le cluster \u00e0 travers d’autres propri\u00e9t\u00e9s. De plus, conna\u00eetre l’\u00e2ge d’un membre d’un syst\u00e8me \u00e9toil\u00e9 peut aider \u00e0 d\u00e9terminer l’\u00e2ge de ce syst\u00e8me. Dans un syst\u00e8me d’\u00e9toiles, les \u00e9toiles se forment presque toujours en m\u00eame temps que les unes aux autres, et compte tenu de l’\u00e2ge d’une \u00e9toile, l’\u00e2ge de tous les autres peut \u00eatre connu. [14] Cependant, cette m\u00e9thode ne fonctionne pas pour les galaxies. Ces unit\u00e9s sont beaucoup plus grandes et ne sont pas simplement une cr\u00e9ation ponctuelle d’\u00e9toiles qui permet \u00e0 leur \u00e2ge d’\u00eatre d\u00e9termin\u00e9e de cette mani\u00e8re. La cr\u00e9ation d’\u00e9toiles dans une galaxie se d\u00e9roule sur des milliards d’ann\u00e9es, [15] M\u00eame si la production d’\u00e9toiles peut avoir cess\u00e9 depuis longtemps (voir la galaxie elliptique). Les \u00e9toiles les plus anciennes d’une galaxie ne peuvent fixer un \u00e2ge minimum que pour la galaxie (lorsque la formation des \u00e9toiles a commenc\u00e9) mais ne d\u00e9termine en aucun cas l’\u00e2ge r\u00e9el. [16] Pr\u00e9sence d’un disque protoplan\u00e9taire [ modifier ]] Parall\u00e8lement \u00e0 d’autres facteurs, la pr\u00e9sence d’un disque protoplan\u00e9taire fixe une limite maximale \u00e0 l’\u00e2ge des \u00e9toiles. Les \u00e9toiles avec des disques protoplan\u00e9taires sont g\u00e9n\u00e9ralement jeunes, ayant mont\u00e9 sur la s\u00e9quence principale il y a seulement un temps relativement court. [17] Au fil du temps, ce disque se fuirait pour former des plan\u00e8tes, les restes de mat\u00e9riau d\u00e9pos\u00e9s dans diverses ceintures d’ast\u00e9ro\u00efdes et autres emplacements similaires. Cependant, la pr\u00e9sence de plan\u00e8tes pulsar complique cette m\u00e9thode comme d\u00e9terminant de l’\u00e2ge. Gyrochronologie [ modifier ]] La gyro-chronologie est une m\u00e9thode utilis\u00e9e pour d\u00e9terminer l’\u00e2ge des \u00e9toiles de champ en mesurant leur taux de rotation, puis en comparant ce taux avec le taux de rotation du soleil, qui sert d’horloge pr\u00e9calibr\u00e9e pour cette mesure. [18] Cette m\u00e9thode a \u00e9t\u00e9 consid\u00e9r\u00e9e comme une m\u00e9thode plus pr\u00e9cise pour la d\u00e9termination des \u00e2ges stellaires que les autres m\u00e9thodes pour les \u00e9toiles de terrain. [18] Voir \u00e9galement [ modifier ]] Les r\u00e9f\u00e9rences [ modifier ]] ^  “Un sabre laser cosmique” . R\u00e9cup\u00e9r\u00e9 21 d\u00e9cembre 2015 .  ^  Soderblom, David R. (2010). “L’\u00e2ge des \u00e9toiles”. Revue annuelle de l’astronomie et de l’astrophysique . 48 : 581\u2013629. arXiv: 1003.6074 . Bibcode: 2010ara & a..48..581s . est ce que je: 10.1146 \/ annurev-astro-081309-130806 . 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