Disque Mince vs. Disque Épais
Contexte : L'étude de la CinématiqueBranche de la physique qui étudie le mouvement des objets sans s'intéresser aux causes qui le provoquent. des étoiles est fondamentale en astrophysique galactique.
Notre galaxie, la Voie Lactée, est composée de plusieurs structures, dont un disque qui se subdivise en deux composantes principales : le disque minceComposante de la galaxie contenant les étoiles jeunes, le gaz et la poussière, où se déroule la formation stellaire active. et le disque épaisUne population d'étoiles plus anciennes et cinématiquement plus "chaudes" qui entoure le disque mince.. Ces deux populations d'étoiles ne se distinguent pas seulement par leur distribution spatiale, mais aussi par leur âge, leur métallicitéEn astrophysique, fraction de la masse d'une étoile qui n'est pas de l'hydrogène ou de l'hélium. Souvent notée [Fe/H]. et, surtout, leur cinématique. Cet exercice a pour but de vous apprendre à différencier ces deux populations à partir d'un échantillon de données cinématiques.
Remarque Pédagogique : Cet exercice vous apprendra à appliquer des outils statistiques de base sur des données astrophysiques réelles pour en extraire des conclusions physiques sur la structure et l'histoire de notre Galaxie.
Objectifs Pédagogiques
- Distinguer les populations stellaires du disque mince et du disque épais.
- Calculer les vitesses moyennes et les dispersions de vitesse pour un groupe d'étoiles.
- Comprendre et calculer le concept de dérive asymétriqueLe retard moyen de la vitesse de rotation d'une population d'étoiles par rapport à une orbite circulaire parfaite (LSR)..
- Relier les propriétés cinématiques d'une population à l'histoire de la formation de la Galaxie.
Données de l'étude
Système de Coordonnées Galactiques
Référentiel des vitesses (U, V, W)
| ID Étoile | U (km/s) | V (km/s) | W (km/s) | [Fe/H] |
|---|---|---|---|---|
| A | -15 | -10 | 5 | +0.10 |
| B | 20 | -15 | -8 | +0.05 |
| C | -60 | -55 | 30 | -0.60 |
| D | -10 | 10 | -4 | +0.20 |
| E | 80 | -100 | -20 | -0.75 |
| F | 18 | 7 | 9 | -0.05 |
| G | -100 | -80 | 45 | -0.65 |
| H | -8 | -20 | -10 | +0.15 |
| J | 120 | -130 | 10 | -0.80 |
Questions à traiter
- Séparer les étoiles en deux groupes en fonction de leur métallicité : le Groupe 1 avec [Fe/H] > -0.2 et le Groupe 2 avec [Fe/H] < -0.2. Calculer les vitesses moyennes (\(\langle U \rangle, \langle V \rangle, \langle W \rangle\)) pour chaque groupe.
- Calculer les dispersions de vitesse (\(\sigma_U, \sigma_V, \sigma_W\)) pour chaque groupe.
- En vous basant sur les résultats cinématiques (vitesses moyennes et dispersions) et les métallicités, associez chaque groupe au disque mince ou au disque épais. Justifiez votre choix.
- Calculez la dérive asymétrique pour la population que vous avez identifiée comme étant le disque épais. La dérive asymétrique est définie comme le retard de sa vitesse de rotation moyenne par rapport à celle du LSR.
- Discutez brièvement de ce que ces différences cinématiques entre les deux populations impliquent pour les scénarios de formation de la Voie Lactée.
Les bases de la cinématique galactique
Pour résoudre cet exercice, il est essentiel de maîtriser quelques concepts clés qui permettent de décrire le mouvement des étoiles dans la Galaxie.
1. Standard Local de Repos (LSR) et Vitesses Peculières (U,V,W)
Le mouvement d'une étoile est décomposé en un mouvement moyen de rotation autour du centre galactique et un mouvement "particulier" par rapport à ce flot. Pour quantifier ce mouvement particulier, on définit le Standard Local de Repos (LSR) comme un point fictif qui suit une orbite parfaitement circulaire autour du centre galactique, à la même distance que le Soleil. La vitesse d'une étoile par rapport au LSR est sa vitesse particulière, notée \(\vec{v}_{\text{pec}} = (U, V, W)\) :
- U : Composante radiale, positive vers le Centre Galactique.
- V : Composante azimutale, positive dans le sens de la rotation galactique. Une étoile avec V < 0 tourne moins vite que le LSR.
- W : Composante verticale, positive vers le Pôle Nord Galactique.
2. Dispersion des Vitesses et Dérive Asymétrique
Les étoiles d'une même population n'ont pas toutes la même vitesse. La dispersion des vitesses, notée \(\sigma\), mesure l'étalement de ces vitesses autour de la moyenne. On la calcule pour chaque composante (U, V, W) via la variance :
\[ \sigma_U^2 = \frac{1}{N-1} \sum_{i=1}^{N} (U_i - \langle U \rangle)^2 \]
Une population avec une grande dispersion est dite "cinématiquement chaude". Cette agitation cinématique a un coût : les étoiles sacrifient une partie de leur énergie de rotation pour ces mouvements désordonnés. En conséquence, leur vitesse de rotation moyenne \(\langle V \rangle\) est inférieure à celle du LSR. Ce retard est la dérive asymétrique (\(V_a = - \langle V \rangle\)).
Correction : Disque Mince vs. Disque Épais
Question 1 : Calcul des vitesses moyennes
Principe
La première étape consiste à trier les données pour former des groupes statistiquement pertinents. En astrophysique galactique, la métallicité est un excellent indicateur de l'âge et de l'origine d'une population stellaire. Nous allons donc l'utiliser pour séparer notre échantillon en deux groupes, puis calculer leur vitesse moyenne pour voir si un comportement cinématique distinct émerge.
Mini-Cours
La vitesse moyenne d'un groupe d'étoiles, ou "mouvement de masse", représente le mouvement d'ensemble de la population. Si les étoiles avaient des mouvements purement aléatoires, leur vitesse moyenne serait nulle par rapport au LSR. Une vitesse moyenne non nulle, en particulier sur la composante V, indique un mouvement collectif, comme un retard ou une avance de rotation par rapport au flot circulaire du LSR.
Remarque Pédagogique
La bonne pratique est toujours de bien organiser ses données avant de se lancer dans les calculs. En créant explicitement les deux groupes d'étoiles sur votre feuille de brouillon, vous minimisez les risques d'erreur de saisie lors du calcul des sommes.
Normes
Il n'existe pas de "norme" réglementaire en astrophysique comme en ingénierie civile. Cependant, la communauté scientifique s'accorde sur des conventions. L'utilisation du système de coordonnées galactiques (U, V, W) centré sur le LSR est une de ces conventions fondamentales pour garantir que les résultats des différentes études sont comparables.
Formule(s)
Formule de la vitesse moyenne
Hypothèses
Pour que nos résultats aient un sens physique, nous faisons les hypothèses suivantes :
- L'échantillon d'étoiles est représentatif de la population qu'il est censé décrire (disque mince ou épais).
- Les erreurs de mesure sur les vitesses sont négligeables.
- Le critère de métallicité choisi ([Fe/H] = -0.2) est pertinent pour séparer les deux populations.
Donnée(s)
Les données d'entrée sont les vitesses (U, V, W) des étoiles de chaque groupe, séparées selon le critère de métallicité.
| Groupe 1 (N=5) | |||
|---|---|---|---|
| ID | U (km/s) | V (km/s) | W (km/s) |
| A | -15 | -10 | 5 |
| B | 20 | -15 | -8 |
| D | -10 | 10 | -4 |
| F | 18 | 7 | 9 |
| H | -8 | -20 | -10 |
| Groupe 2 (N=4) | |||
|---|---|---|---|
| ID | U (km/s) | V (km/s) | W (km/s) |
| C | -60 | -55 | 30 |
| E | 80 | -100 | -20 |
| G | -100 | -80 | 45 |
| J | 120 | -130 | 10 |
Astuces
Pour aller plus vite et éviter les erreurs, utilisez la fonction "somme" de votre calculatrice. De plus, avant de diviser, estimez l'ordre de grandeur du résultat. Par exemple, pour \(\langle U_1 \rangle\), les valeurs s'annulent à peu près, donc le résultat doit être proche de zéro, ce qui est le cas (1.0 km/s).
Schéma (Avant les calculs)
Anticipation : Position des groupes dans le plan U-V
Calcul(s)
Calcul de la vitesse moyenne \(\langle U_1 \rangle\)
Calcul de la vitesse moyenne \(\langle V_1 \rangle\)
Calcul de la vitesse moyenne \(\langle W_1 \rangle\)
Calcul de la vitesse moyenne \(\langle U_2 \rangle\)
Calcul de la vitesse moyenne \(\langle V_2 \rangle\)
Calcul de la vitesse moyenne \(\langle W_2 \rangle\)
Schéma (Après les calculs)
Un diagramme en barres permet de visualiser la différence drastique des vitesses moyennes, en particulier sur la composante V.
Vitesses Moyennes des Deux Populations
Réflexions
On observe une différence spectaculaire pour la composante \(\langle V \rangle\). Le Groupe 1 a une vitesse de rotation très proche de celle du LSR (\(\langle V \rangle \approx 0\)), tandis que le Groupe 2 montre un retard de rotation très important (\(\langle V \rangle \approx -91\) km/s). C'est un indice majeur de la nature distincte des deux populations.
Points de vigilance
La principale source d'erreur est le signe des vitesses. Une seule erreur de signe dans la somme peut changer radicalement le résultat et donc l'interprétation physique. Il est crucial de relire attentivement les valeurs du tableau.
Points à retenir
Pour maîtriser cette question, retenez que : 1. La métallicité permet de séparer les populations. 2. La vitesse moyenne se calcule simplement. 3. La composante \(\langle V \rangle\) est le discriminant cinématique le plus puissant pour distinguer les populations du disque.
Le saviez-vous ?
Le satellite Gaia de l'Agence Spatiale Européenne a mesuré les vitesses de plus de 1.8 milliard d'étoiles dans la Voie Lactée, fournissant des catalogues de données d'une richesse inouïe qui ont révolutionné notre compréhension de la cinématique galactique.
FAQ
Questions fréquentes sur ce sujet.
Résultat Final
Groupe 1 : \((\langle U \rangle, \langle V \rangle, \langle W \rangle) = (1.0, -5.6, -1.6) \text{ km/s}\).
Groupe 2 : \((\langle U \rangle, \langle V \rangle, \langle W \rangle) = (10.0, -91.3, 16.3) \text{ km/s}\).
A vous de jouer
Supposez qu'on ajoute une nouvelle étoile du Groupe 1 avec les vitesses (U=10, V=5, W=2). Recalculez la vitesse moyenne \(\langle V_1 \rangle\) du groupe.
Question 2 : Calcul des dispersions de vitesse
Principe
La dispersion des vitesses mesure "l'agitation" cinématique d'une population. Une population jeune et dynamique, formée dans un disque de gaz calme, devrait avoir des orbites très régulières et donc une faible dispersion. Une population plus vieille, possibly formée dans un environnement plus turbulent ou perturbé par des fusions de galaxies, devrait avoir une dispersion plus élevée. Nous allons calculer cette grandeur pour nos deux groupes.
Mini-Cours
La dispersion est l'écart-type statistique de la distribution des vitesses. En physique, elle est souvent associée à une "température cinématique". Une population avec une grande dispersion est dite "chaude", car ses membres ont une grande énergie cinétique aléatoire, en plus de l'énergie de rotation collective. Cette agitation permet aux étoiles de s'éloigner davantage du plan galactique, ce qui explique pourquoi le disque épais est... épais.
Remarque Pédagogique
Le calcul de la variance (l'étape avant la racine carrée) est fastidieux. Prenez votre temps et décomposez-le : calculez d'abord chaque terme \((U_i - \langle U \rangle)^2\) séparément, puis faites la somme. Utiliser un tableau sur votre brouillon est une excellente méthode pour ne pas vous perdre.
Normes
Il n'y a pas de norme, mais une observation empirique appelée "ellipsoïde des vitesses". Les dispersions ne sont pas égales dans toutes les directions : on observe typiquement que \(\sigma_U > \sigma_V > \sigma_W\). Cela reflète le fait qu'il est "plus facile" pour une orbite de varier radialement que verticalement, car le potentiel gravitationnel est plus contraignant dans la direction Z.
Formule(s)
Formule de la dispersion des vitesses
Donnée(s)
Les données nécessaires sont les vitesses individuelles des étoiles de chaque groupe, ainsi que les vitesses moyennes calculées précédemment.
| Données pour le Groupe 1 | |
|---|---|
| Vitesses (U,V,W) | (A,B,D,F,H) du tableau initial |
| Vitesses moyennes | \((\langle U_1 \rangle, \langle V_1 \rangle, \langle W_1 \rangle) = (1.0, -5.6, -1.6) \text{ km/s}\) |
| Données pour le Groupe 2 | |
|---|---|
| Vitesses (U,V,W) | (C,E,G,J) du tableau initial |
| Vitesses moyennes | \((\langle U_2 \rangle, \langle V_2 \rangle, \langle W_2 \rangle) = (10.0, -91.3, 16.3) \text{ km/s}\) |
Astuces
Pour vérifier vos calculs, souvenez-vous que la dispersion est toujours une valeur positive. De plus, pour le disque épais, attendez-vous à une valeur de \(\sigma_U\) significativement plus grande que pour le disque mince, typiquement 2 à 3 fois plus élevée. Si ce n'est pas le cas, vous avez probablement fait une erreur.
Schéma (Avant les calculs)
Anticipation : Ellipsoïdes des vitesses
Calcul(s)
Calcul de la variance \(\sigma_{U1}^2\)
Calcul de la dispersion \(\sigma_{U1}\)
Calcul de la variance \(\sigma_{V1}^2\)
Calcul de la dispersion \(\sigma_{V1}\)
Calcul de la variance \(\sigma_{W1}^2\)
Calcul de la dispersion \(\sigma_{W1}\)
Calcul de la variance \(\sigma_{U2}^2\)
Calcul de la dispersion \(\sigma_{U2}\)
Calcul de la variance \(\sigma_{V2}^2\)
Calcul de la dispersion \(\sigma_{V2}\)
Calcul de la variance \(\sigma_{W2}^2\)
Calcul de la dispersion \(\sigma_{W2}\)
Schéma (Après les calculs)
Visualisation des Ellipsoïdes de Vitesse Calculés (Plan U-V)
Réflexions
Les dispersions du Groupe 2 sont systématiquement plus élevées que celles du Groupe 1 dans toutes les directions, en particulier pour la composante U. Cela confirme que le Groupe 2 est une population cinématiquement beaucoup plus "chaude" et désordonnée que le Groupe 1.
Points de vigilance
Attention à ne pas oublier le carré dans la somme, et à bien diviser par N-1 et non N. L'erreur la plus commune est de mal calculer les écarts à la moyenne \((U_i - \langle U \rangle)\).
Points à retenir
Retenez la formule de l'écart-type et son interprétation physique : une mesure de l'agitation cinématique. Le point crucial est que les populations vieilles (disque épais) sont cinématiquement plus chaudes (grand \(\sigma\)) que les populations jeunes (disque mince).
Le saviez-vous ?
La relation entre l'âge des étoiles et leur dispersion de vitesse (Age-Velocity Dispersion Relation) est un outil puissant pour sonder l'histoire de la Voie Lactée. Elle montre que le disque de notre galaxie a été "chauffé" continuellement au cours du temps, probablement par des interactions avec les bras spiraux et des nuages moléculaires géants.
FAQ
Questions fréquentes sur ce sujet.
Résultat Final
Groupe 1 : \((\sigma_U, \sigma_V, \sigma_W) \approx (16.6, 13.4, 8.3) \text{ km/s}\).
Groupe 2 : \((\sigma_U, \sigma_V, \sigma_W) \approx (106.5, 31.7, 28.1) \text{ km/s}\).
A vous de jouer
Si l'on mesurait une cinquième étoile dans le Groupe 2 avec U=0, la dispersion \(\sigma_{U2}\) augmenterait-elle ou diminuerait-elle ? (Indice : l'étoile est-elle proche ou loin de la moyenne \(\langle U_2 \rangle = 10\) ?)
Question 3 : Identification des populations
Principe
Nous allons maintenant synthétiser toutes les informations (métallicités, vitesses moyennes, dispersions) pour attribuer une identité à chaque groupe : disque mince ou disque épais. La théorie de la structure galactique nous donne des profils types pour chaque population.
Mini-Cours
- Disque mince : Étoiles plus jeunes, plus riches en métaux ([Fe/H] proche de 0), orbites quasi-circulaires. Cinématique "froide" : faible dispersion de vitesse (\(\sigma_U \approx 20-30\) km/s) et faible dérive asymétrique (\(\langle V \rangle \approx 0\)).
- Disque épais : Étoiles plus vieilles, plus pauvres en métaux ([Fe/H] < -0.2), orbites plus excentriques et inclinées. Cinématique "chaude" : forte dispersion de vitesse (\(\sigma_U \approx 40-60\) km/s) et forte dérive asymétrique (\(\langle V \rangle \ll 0\)).
Réflexions
Comparons nos résultats à ces profils types.
| Propriété | Groupe 1 | Groupe 2 | Profil Attendu |
|---|---|---|---|
| Métallicité [Fe/H] | Élevée (> -0.2) | Basse (< -0.2) | Disque mince : élevée / Disque épais : basse |
| \(\langle V \rangle\) (km/s) | -5.6 (proche de 0) | -91.3 (très négatif) | Disque mince : proche de 0 / Disque épais : très négatif |
| Dispersions (\(\sigma\)) | Faibles (~10-17 km/s) | Élevées (~30-107 km/s) | Disque mince : faibles / Disque épais : élevées |
L'adéquation est parfaite. Le Groupe 1 présente toutes les caractéristiques du disque mince, tandis que le Groupe 2 correspond au profil du disque épais.
Résultat Final
Le Groupe 1 est la population du disque mince.
Le Groupe 2 est la population du disque épais.
Question 4 : Calcul de la dérive asymétrique
Principe
La dérive asymétrique quantifie le retard de rotation d'une population par rapport à une orbite circulaire. Elle est directement liée à la vitesse azimutale moyenne \(\langle V \rangle\) de la population, qui est mesurée par rapport au LSR (qui, par définition, a V=0).
Mini-Cours
La dérive asymétrique est une conséquence directe du "théorème du viriel" appliqué à une population d'étoiles. Pour rester en équilibre dans le potentiel de la galaxie, l'énergie cinétique totale d'une population doit être constante. Si l'énergie cinétique "désordonnée" (liée à \(\sigma\)) augmente, l'énergie cinétique "ordonnée" (liée à la rotation \(\langle V \rangle\)) doit diminuer. C'est pourquoi les populations "chaudes" (grand \(\sigma\)) tournent moins vite.
Remarque Pédagogique
Ne soyez pas troublé par les signes. La vitesse \(\langle V \rangle\) du disque épais est négative car il tourne "en retard" sur le LSR. La dérive asymétrique \(V_a\) est définie comme une valeur positive représentant l'amplitude de ce retard. La formule \(V_a = -\langle V \rangle\) assure cette convention.
Normes
Il n'y a pas de norme, mais une relation empirique importante, l'équation de Strömberg, qui lie la dérive asymétrique \(V_a\) au carré de la dispersion de vitesse radiale \(\sigma_U^2\). Notre calcul est la première étape pour vérifier cette relation fondamentale.
Formule(s)
Formule de la dérive asymétrique
Hypothèses
La principale hypothèse ici est que le LSR représente bien le mouvement d'une orbite circulaire à la position du Soleil. Définir précisément le mouvement du LSR est un problème complexe en astrophysique, mais nous supposons ici que le référentiel (U,V,W)=(0,0,0) le représente parfaitement.
Donnée(s)
La seule donnée d'entrée pour ce calcul est la vitesse azimutale moyenne de la population du disque épais (Groupe 2).
| Paramètre | Valeur |
|---|---|
| Vitesse moyenne \(\langle V_2 \rangle\) | -91.25 km/s |
Astuces
Ce calcul est le plus simple de l'exercice ! C'est juste un changement de signe. L'important n'est pas le calcul lui-même, mais de bien comprendre ce que le résultat représente physiquement.
Schéma (Avant les calculs)
Concept du Retard de Rotation
Calcul(s)
Calcul de la dérive asymétrique \(V_a\)
Schéma (Après les calculs)
Visualisation de la Dérive Asymétrique sur l'axe V
Réflexions
Un retard de plus de 90 km/s est considérable. Il confirme que la population du disque épais est cinématiquement très chaude et que ses étoiles ne participent pas aussi efficacement à la rotation globale de la Galaxie que les étoiles du disque mince. Cette valeur est plus élevée que la moyenne observée (~40-50 km/s), ce qui est dû à notre échantillon très limité et à la présence d'étoiles avec des vitesses extrêmes (comme J).
Points de vigilance
L'erreur classique est de se tromper dans le signe et de donner une dérive asymétrique négative. C'est une grandeur physique définie comme positive, représentant l'amplitude d'un retard.
Points à retenir
Le point clé à maîtriser est le lien de cause à effet : une grande dispersion de vitesse (population "chaude") implique une forte dérive asymétrique. C'est le cœur de la dynamique des populations stellaires.
Le saviez-vous ?
Les étoiles du halo galactique, encore plus vieilles et plus pauvres en métaux que celles du disque épais, ont une dispersion de vitesse encore plus grande et une dérive asymétrique qui peut dépasser 200 km/s. En fait, leur rotation moyenne est quasiment nulle ; elles ne participent presque pas à la rotation d'ensemble de la Galaxie !
FAQ
Questions fréquentes sur ce sujet.
Résultat Final
A vous de jouer
Quelle serait la dérive asymétrique pour la population du disque mince (Groupe 1) ?
Question 5 : Implications pour la formation galactique
Principe
La "cinématique fossile" des étoiles nous renseigne sur les conditions de leur naissance. En comparant les propriétés cinématiques des disques mince et épais, on peut reconstituer une partie de l'histoire de l'assemblage de la Voie Lactée.
Réflexions
Le disque mince, avec sa cinématique froide (faible \(\sigma\)) et ses orbites circulaires (\(\langle V \rangle \approx 0\)), est compatible avec un scénario de formation lente et continue à partir d'un disque de gaz qui s'est progressivement refroidi et aplati. Les étoiles naissent de ce gaz sur des orbites quasi-circulaires et conservent cette cinématique.
Le disque épais, avec sa cinématique chaude (forte \(\sigma\)) et son important retard de rotation (\(V_a\) élevée), raconte une histoire différente. Ses propriétés suggèrent une origine plus violente et précoce. Plusieurs scénarios sont débattus :
- Chauffage par fusion : L'accrétion d'une galaxie satellite dans le passé aurait "chauffé" un disque mince préexistant, augmentant la dispersion de vitesse de ses étoiles.
- Formation in-situ turbulente : Le disque épais se serait formé très tôt, à une époque où le disque de gaz galactique était beaucoup plus épais et turbulent.
- Accrétion directe : Une part importante de ses étoiles proviendrait directement de galaxies naines riches en gaz qui ont été cannibalisées par la Voie Lactée.
Points à retenir
La dichotomie cinématique entre le disque mince (froid, ordonné) et le disque épais (chaud, désordonné) est l'une des observations fondamentales de la structure galactique. Elle implique que la Voie Lactée a eu au moins deux phases majeures de formation pour son disque : une première phase précoce et agitée, suivie d'une phase plus calme qui se poursuit encore aujourd'hui.
Outil Interactif : Vieillissement cinématique
Ce simulateur simplifié vous permet de voir comment la dispersion des vitesses et la dérive asymétrique d'une population stellaire évoluent avec l'âge, un phénomène connu sous le nom de "chauffage cinématique".
Paramètres de la Population
Cinématique Résultante
Quiz Final : Testez vos connaissances
1. Laquelle de ces propriétés n'est PAS caractéristique des étoiles du disque mince ?
2. La composante 'V' de la vitesse particulière mesure le mouvement d'une étoile...
3. La dérive asymétrique est un phénomène où...
4. Une population d'étoiles avec une forte dispersion de vitesse (\(\sigma_U\) élevée) est généralement...
5. Le concept de "chauffage cinématique" se réfère au fait que...
Glossaire
- Cinématique Stellaire
- L'étude du mouvement des étoiles (positions, vitesses, accélérations) pour comprendre la structure et la dynamique de la Galaxie.
- Dérive Asymétrique
- Le retard moyen de la vitesse de rotation d'une population d'étoiles par rapport à une orbite circulaire parfaite (celle du LSR). Ce phénomène est d'autant plus marqué que la dispersion des vitesses de la population est grande.
- Disque Mince / Disque Épais
- Les deux principales composantes du disque de la Voie Lactée. Le disque mince est jeune, riche en métaux et cinématiquement froid. Le disque épais est plus vieux, plus pauvre en métaux et cinématiquement chaud.
- Métallicité ([Fe/H])
- Mesure de l'abondance d'éléments plus lourds que l'hélium dans une étoile, par rapport au Soleil. Une valeur de [Fe/H] = -1.0 signifie que l'étoile a 10 fois moins de fer (et d'autres métaux) que le Soleil.
- Standard Local de Repos (LSR)
- Un référentiel idéalisé qui est en orbite parfaitement circulaire autour du Centre Galactique à la position du Soleil. Il sert de point de référence "zéro" pour mesurer les vitesses particulières des étoiles voisines.
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