« Étoile de population II » : différence entre les versions

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Les étoiles de population II sont une classe d'étoiles de la Voie lactée très vieilles, pauvres en métaux et formées avant le disque galactique. Elles appartiennent principalement au halo galactique et leur âge varie d'environ 11 à 13,5 milliards d'années. On en connaît environ une centaine.

Elles se distinguent des étoiles de population I, plus jeunes et plus riches en métaux, et des étoiles de population III, beaucoup plus anciennes et dont aucune n'a été détectée.

Histoire

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La division des étoiles de la galaxie en populations stellaires a été faite par Walter Baade en 1944. Ce dernier a distingué les types I et II en fonction de la largeur des raies spectrales. Les étoiles de population II possèdent ainsi des raies plus fines que celles de la population I. Lors des années 1950, cette dichotomie a été reliée à l'abondance chimique de surface des étoiles.

Les deux types de population se distinguent également par leur environnement gazeux. Les étoiles de type II se trouvent dans des régions sans gaz, ce qui ne permet pas la formation de nouvelles étoiles. C’est ce qui explique l’absence d’étoiles jeunes^[1].

Caractéristiques

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Distribution des populations stellaires de la Voie Lactée (vue par la tranche).

Parmi les étoiles pauvres en métaux on distingue les catégories suivantes :

Les étoiles simplement pauvres en métaux (MP pour « Metal Poor ») : -2 ≤ [Fe/H] ≤ -1 ;
Les étoiles très pauvres en métaux (VMP pour « Very Metal Poor ») : -3 ≤ [Fe/H] ≤ -2 ;
Les étoiles extrêmement pauvres en métaux (EMP pour « Extremely Metal Poor ») : -4 ≤ [Fe/H] ≤ -3 ;
Les étoiles ultra-pauvres en métaux (UMP pour « Ultra Metal Poor ») : -5 ≤ [Fe/H] ≤ -4 ;
Les étoiles hyper-pauvres en métaux (HMP pour « Hyper Metal Poor ») : -6 ≤ [Fe/H] ≤ -5.

Exemples

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Parmi les étoiles de population II du halo de notre galaxie les plus connues, citons :

HE 1327-2326 : métallicité [Fe/H] = -5,6, soit une proportion d'éléments lourds (plus lourds que l'hydrogène et l'hélium) plus de 200 000 fois moindre que dans le Soleil ;
HE 0107-5240 : métallicité [Fe/H] = -5,3 ;
HE 1523-0901 : métallicité [Fe/H] = -2,951.

Notes et références

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↑ Population stellaire, texte écrit en avril 2009. Ciel des Hommes. http://www.cidehom.com/dictionnaire.php?_d_id=110

Voir aussi

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Liens externes

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Population stellaire sur Ciel des Hommes

v · m Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (pas vraiment une étoile)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile [Be] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Bande d’instabilité Branche asymptotique des géantes Étoile post-AGB Red clump Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent

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Catégorie :

Population stellaire

Catégories cachées :

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+[[Image:A Swarm of Ancient Stars - GPN-2000-000930.jpg|vignette|Les [[amas globulaire]]s sont principalement composés d'étoiles de population II.]]
-{{Projet:Cégep de Chicoutimi/En travaux
-| Nom =David Copperfield
-| Date =7 décembre 2013
-}}
-[[File:Starpop.svg|vignette|right]]
+Les '''étoiles de population II''' sont une classe d'[[étoile]]s de la [[Voie lactée]] très vieilles, pauvres en [[métallicité|métaux]] et formées avant le [[disque galactique]]. Elles appartiennent principalement au [[halo galactique]] et leur âge varie d'environ 11 à 13,5 milliards d'années. On en connaît environ une centaine.
-Les [[étoile]]s de notre [[Voie lactée|Galaxie]] furent classées en deux [[Population stellaire|populations stellaires]], dites « Population I » et « '''Population II''' » par [[Walter Baade]] en 1944.
+Elles se distinguent des [[Étoile de population I|étoiles de population I]], plus jeunes et plus riches en métaux, et des [[Étoile de population III|étoiles de population III]], beaucoup plus anciennes et dont aucune n'a été détectée.
-On se base sur plusieurs critères pour classifier les étoiles de la Voie Lactée, notamment sur la largeur des raies spectrales ainsi que sur la luminosité des étoiles.
+== Histoire ==
-Pour ce qui en est du cas présent, les étoiles de Populations II sont très vieilles, pauvres en métaux et ont été formées avant la formation du disque galactique. Leur âge varie d'environ 11 à 13,5 milliards d'années. Les amas globulaires sont constitués d'étoiles de cette catégorie. On peut aussi en trouver dans le halo des galaxies.
+La division des étoiles de la galaxie en [[Population stellaire|populations stellaires]] a été faite par [[Walter Baade]] en 1944. Ce dernier a distingué les types I et II en fonction de la largeur des [[raie spectrale|raies spectrales]]. Les étoiles de population II possèdent ainsi des raies plus fines que celles de la population I. Lors des [[années 1950]], cette dichotomie a été reliée à l'abondance chimique de surface des étoiles.
+Les deux types de population se distinguent également par leur environnement gazeux. Les étoiles de type II se trouvent dans des régions sans gaz, ce qui ne permet pas la formation de nouvelles étoiles. C’est ce qui explique l’absence d’étoiles jeunes<ref>Population stellaire, texte écrit en avril 2009. Ciel des Hommes. http://www.cidehom.com/dictionnaire.php?_d_id=110</ref>.
-[[File:ESO - The Carina Nebula (by).jpg|thumb]]
-==Caractéristiques==
+== Caractéristiques ==
+[[File:Starpop-fr.svg|vignette|upright=1.5|Distribution des populations stellaires de la Voie Lactée (vue par la tranche).]]
-Ce qui différencie les étoiles de Population II de celles de Population I c'est leur environnement gazeux : les étoiles de type II sont dans des régions dénuées de gaz, il n’y a donc pas de gaz pour former de nouvelles étoiles. C’est ce qui explique l’absence d’étoiles jeunes : pour qu’il y ait des étoiles jeunes, il faudrait qu’il y ait eu du gaz pour les former, et il aurait été supposé qu'il en reste encore à l’heure actuelle<ref>Population stellaire, texte écrit en avril 2009. Ciel des Hommes. http://www.cidehom.com/dictionnaire.php?_d_id=110</ref>.
-==Catégorisation==
-Parmi les étoiles de Population II (du halo de notre Galaxie) les plus connues, citons :
-[[HE 1327-2326]] : [[métallicité]] [Fe/H] = -5,6, soit plus de 200 000 fois moins que le Soleil ;
-HE 0107-5240 : métallicité [Fe/H] = -5,3 ;
-[[HE 1523-0901]] : métallicité [Fe/H] = -2,951.
 Parmi les étoiles pauvres en métaux on distingue les catégories suivantes :
-Les étoiles simplement pauvres en métaux (MP pour « Metal Poor ») : -2 ≤ [Fe/H] ≤ -1
+*Les étoiles simplement pauvres en métaux (MP pour « ''{{lang|en|Metal Poor}}'' ») : {{nobr|-2 ≤ [[Métallicité#Indice &#x005B;Fe/H&#x005D;|[Fe/H]]] ≤ -1}} ;
+*Les étoiles très pauvres en métaux (VMP pour « ''{{lang|en|Very Metal Poor}}'' ») : {{nobr|-3 ≤ [Fe/H] ≤ -2}} ;
+*Les étoiles extrêmement pauvres en métaux (EMP pour « ''{{lang|en|Extremely Metal Poor}}'' ») : {{nobr|-4 ≤ [Fe/H] ≤ -3}} ;
+*Les étoiles ultra-pauvres en métaux (UMP pour « ''{{lang|en|Ultra Metal Poor}}'' ») : {{nobr|-5 ≤ [Fe/H] ≤ -4}} ;
+* Les étoiles hyper-pauvres en métaux (HMP pour « ''{{lang|en|Hyper Metal Poor}}'' ») : {{nobr|-6 ≤ [Fe/H] ≤ -5}}.
+== Exemples ==
-Les étoiles très pauvres en métaux (VMP pour « Very Metal Poor ») : -3 ≤ [Fe/H] ≤ -2
+Parmi les étoiles de {{nobr|population {{II}}}} du halo de [[Voie lactée|notre galaxie]] les plus connues, citons :
+* [[HE 1327-2326]] : métallicité [Fe/H] = -5,6, soit une proportion d'éléments lourds (plus lourds que l'hydrogène et l'hélium) plus de {{unité|200000|fois}} moindre que dans le [[Soleil]] ;
-Les étoiles extrêmement pauvres en métaux (EMP pour « Extremely Metal Poor) ») : -4 ≤ [Fe/H] ≤ -3
+* [[HE 0107-5240]] : métallicité [Fe/H] = -5,3 ;
+* [[HE 1523-0901]] : métallicité [Fe/H] = -2,951.
-Les étoiles ultra pauvres en métaux (UMP pour « Ultra Metal Poor ») : -5 ≤ [Fe/H] ≤ -4
-Les étoiles hyper pauvres en métaux (HMP pour « Hyper Metal Poor ») : -6 ≤ [Fe/H] ≤ -5
-Les étoiles méga pauvres en métaux (MMP pour « Mega Metal Poor ») : [Fe/H] ≤ -6<ref>Texte écrit le 19 juillet 2013 http://www.astronomynotes.com/ismnotes/s9.htm</ref>
 ==Notes et références==
@@ Ligne 44 : / Ligne 33 : @@
 == Voir aussi ==
 === Articles connexes ===
+*[[Population stellaire]]
-*[[Étoile de population I]]
-*[[Étoile de population III]]
+**[[Étoile de population I]]
+**[[Étoile de population III]]
 === Liens externes ===
 *[http://www.cidehom.com/dictionnaire.php?_d_id=110 Population stellaire] sur Ciel des Hommes
-{{Portail|astronomie}}
+{{Palette|Étoile}}
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