Astronomie

Dans la section précédente, nous avons indiqué que les amas ouverts sont plus jeunes que les amas globulaires et que les associations sont généralement encore plus jeunes. Dans cette section, nous allons montrer comment nous déterminons l’âge de ces amas d’étoiles. L’observation clé est que les étoiles de ces différents types d’amas se trouvent à différents endroits dans le diagramme H–R, et nous pouvons utiliser leurs emplacements dans le diagramme en combinaison avec des calculs théoriques pour estimer la durée de leur vie.

Diagrammes H–R des jeunes amas

Que prévoit la théorie pour le diagramme H-R d’un amas dont les étoiles se sont récemment condensées à partir d’un nuage interstellaire? Rappelez-vous qu’à chaque étape de l’évolution, les étoiles massives évoluent plus rapidement que leurs homologues de masse inférieure. Après quelques millions d’années (« récemment » pour les astronomes), les étoiles les plus massives devraient avoir terminé leur phase de contraction et être sur la séquence principale, tandis que les moins massives devraient être à droite, toujours en route vers la séquence principale. Ces idées sont illustrées dans la figure 1, qui montre le diagramme H-R calculé par R. Kippenhahn et ses associés à l’Université de Munich pour un groupe hypothétique d’un âge de 3 millions d’années.

Figure 1. Diagramme H–R de l’amas jeune: Nous voyons un diagramme H-R pour un jeune amas hypothétique d’un âge de 3 millions d’années. Notez que les étoiles de masse élevée (haute luminosité) sont déjà arrivées au stade de la séquence principale de leur vie, tandis que les étoiles de masse inférieure (faible luminosité) se contractent toujours vers la séquence principale d’âge zéro (la ligne rouge) et ne sont pas encore assez chaudes pour tirer toute leur énergie de la fusion de l’hydrogène.

Il existe de véritables amas d’étoiles qui correspondent à cette description. La première à être étudiée (vers 1950) était NGC 2264, qui est toujours associée à la région de gaz et de poussières d’où elle est née (Figure 2).

Figure 2. Amas jeune NGC 2264: Située à environ 2600 années-lumière de nous, cette région d’étoiles nouvellement formées, connue sous le nom d’amas d’arbres de Noël, est un mélange complexe d’hydrogène gazeux (qui est ionisé par des étoiles intégrées chaudes et représenté en rouge), de sombres couloirs de poussière obscurcissants et de jeunes étoiles brillantes. L’image montre une scène d’environ 30 années-lumière. (crédit : ESO)

Le diagramme H-R de l’amas de NGC 2264 est illustré à la figure 3. L’amas au milieu de la Nébuleuse d’Orion (montré en Formation d’étoiles) est dans un stade d’évolution similaire.

Figure 3. Diagramme H–R de NGC 2264: Comparez ce diagramme H-R à celui de la figure 1; bien que les points se dispersent un peu plus ici, les diagrammes théoriques et observationnels sont remarquablement, et de manière satisfaisante, similaires.

À mesure que les clusters vieillissent, leurs diagrammes H–R commencent à changer. Après un court laps de temps (moins d’un million d’années après avoir atteint la séquence principale), les étoiles les plus massives utilisent l’hydrogène dans leurs cœurs et évoluent hors de la séquence principale pour devenir des géantes rouges et des supergéantes. Au fur et à mesure que le temps passe, les étoiles de masse inférieure commencent à quitter la séquence principale et se dirigent vers la partie supérieure droite du diagramme H–R.

La figure 4 est une photographie de NGC 3293, un amas vieux d’environ 10 millions d’années. Les nuages denses de gaz et de poussière ont disparu. Une étoile massive a évolué pour devenir une géante rouge et se distingue comme un membre orange particulièrement vif de l’amas.

Figure 4. NGC 3293 : Toutes les étoiles d’un amas ouvert comme NGC 3293 se forment à peu près au même moment. Les étoiles les plus massives, cependant, épuisent leur combustible nucléaire plus rapidement et évoluent donc plus rapidement que les étoiles de faible masse. À mesure que les étoiles évoluent, elles deviennent plus rouges. L’étoile orange vif de NGC 3293 est le membre de l’amas qui a évolué le plus rapidement. (crédit : ESO/G. Beccari)

La figure 5 montre le diagramme H–R de l’amas ouvert M41, qui a environ 100 millions d’années; à ce moment-là, un nombre important d’étoiles se sont déplacées vers la droite et sont devenues des géantes rouges. Notez l’écart qui apparaît dans ce diagramme H–R entre les étoiles proches de la séquence principale et les géantes rouges. Un écart n’implique pas nécessairement que les étoiles évitent une région de certaines températures et luminosités. Dans ce cas, il représente simplement un domaine de température et de luminosité à travers lequel les étoiles évoluent très rapidement. Nous voyons un écart pour M41 car à ce moment précis, nous n’avons pas attrapé une étoile en train de se précipiter sur cette partie du diagramme.

Figure 5. Amas M41 : (a) L’amas M41 est plus ancien que NGC 2264 (voir) et contient plusieurs géantes rouges. Certaines de ses étoiles les plus massives ne sont plus proches de la séquence principale d’âge zéro (ligne rouge). (b) Cette photographie au sol montre le groupe ouvert M41. Notez qu’il contient plusieurs étoiles de couleur orange. Ce sont des étoiles qui ont épuisé l’hydrogène dans leurs centres et qui se sont gonflées pour devenir des géantes rouges. (crédit b: modification du travail par NOAO/AURA/NSF)

Diagrammes H-R des amas plus anciens

Après 4 milliards d’années, beaucoup plus d’étoiles, y compris des étoiles qui ne sont que quelques fois plus massives que le Soleil, ont quitté la séquence principale (Figure 6). Cela signifie qu’aucune étoile n’est laissée près du haut de la séquence principale; seules les étoiles de faible masse près du bas restent. Plus l’amas est ancien, plus le point de la séquence principale est bas (et plus la masse des étoiles est basse) où les étoiles commencent à se déplacer vers la région de la géante rouge. L’emplacement dans le diagramme H–R où les étoiles ont commencé à quitter la séquence principale est appelé la sortie de la séquence principale.

Figure 6. Diagramme H-R pour un amas plus ancien: Nous voyons le diagramme H-R pour un amas plus ancien hypothétique à un âge de 4,24 milliards d’années. Notez que la plupart des étoiles de la partie supérieure de la séquence principale se sont éteintes vers la région des géantes rouges. Et les étoiles les plus massives de l’amas sont déjà mortes et ne figurent plus sur le diagramme.

Les amas les plus anciens de tous sont les amas globulaires. La figure 7 montre le diagramme H–R de l’amas globulaire 47 Tucanae. Notez que les échelles de luminosité et de température sont différentes de celles des autres diagrammes H–R de ce chapitre. Dans la figure 6 par exemple, l’échelle de luminosité sur le côté gauche du diagramme va de 0,1 à 100 000 fois la luminosité du Soleil. Mais sur la figure 7, l’échelle de luminosité a été considérablement réduite. Tant d’étoiles de cet ancien amas ont eu le temps d’éteindre la séquence principale que seul le bas de la séquence principale reste.

Figure 7. Cluster 47 Tucanae : Ce diagramme H-R concerne l’amas globulaire 47. Notez que l’échelle de luminosité diffère de celle des autres diagrammes H–R de ce chapitre. Nous nous concentrons uniquement sur la partie inférieure de la séquence principale, la seule partie où les étoiles restent encore dans cet ancien amas.

Quel âge ont les différents clusters dont nous avons discuté? Pour obtenir leurs âges réels (en années), nous devons comparer les apparences de nos diagrammes H–R calculés de différents âges aux diagrammes H–R observés d’amas réels. En pratique, les astronomes utilisent la position au sommet de la séquence principale (c’est-à-dire la luminosité à laquelle les étoiles commencent à quitter la séquence principale pour devenir des géantes rouges) comme mesure de l’âge d’un amas (la déviation de la séquence principale dont nous avons parlé précédemment). Par exemple, nous pouvons comparer les luminosités des étoiles les plus brillantes qui se trouvent encore sur la séquence principale de la figure 3 et de la figure 6.

En utilisant cette méthode, certaines associations et amas ouverts se révèlent aussi jeunes que 1 million d’années, tandis que d’autres ont plusieurs centaines de millions d’années. Une fois que toute la matière interstellaire entourant un amas a été utilisée pour former des étoiles ou s’est dispersée et s’est éloignée de l’amas, la formation d’étoiles cesse et les étoiles de masse progressivement inférieure se déplacent de la séquence principale, comme le montrent les figures 3, 5 et 6.

À notre grande surprise, même le plus jeune des amas globulaires de notre Galaxie est plus âgé que le plus ancien amas ouvert. Tous les amas globulaires ont des séquences principales qui s’éteignent à une luminosité inférieure à celle du Soleil. La formation d’étoiles dans ces systèmes surpeuplés a cessé il y a des milliards d’années, et aucune nouvelle étoile n’arrive sur la séquence principale pour remplacer celles qui se sont éteintes (voir Figure 8).

Figure 8. Diagrammes H-R pour des grappes d’âges différents: Cette esquisse montre comment le point de désactivation de la séquence principale diminue à mesure que nous créons des diagrammes H-R pour des grappes de plus en plus anciennes.

En effet, les amas globulaires sont les structures les plus anciennes de notre Galaxie (et d’autres galaxies également). Les plus jeunes ont des âges d’environ 11 milliards d’années et certains semblent être encore plus âgés. Puisque ce sont les objets les plus anciens que nous connaissons, cette estimation est l’une des meilleures limites que nous ayons sur l’âge de l’univers lui—même – il doit avoir au moins 11 milliards d’années. Nous reviendrons sur la question fascinante de la détermination de l’âge de l’univers entier dans le chapitre sur le Big Bang.

Glossaire

arrêt de la séquence principale :

emplacement dans le diagramme H–R où les étoiles commencent à quitter la séquence principale