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Les amas stellaires


Aperçu
Les amas stellaires sont une concentrations d'étoiles liées par la gravitation. Ces objets peuvent rassembler de quelques dizaines à plusieurs millions d'étoiles. Ces collections stellaires possèdent trois caractéristiques essentielles, qui sont aussi extrêmement précieuses pour les astronomes :
1 - Les étoiles d'un amas ont sensiblement le même âge, puisqu'elles sont issues d'un même processus de formation stellaire qui est un phénomène bref au regard de la durée de vie d'un amas.

2 - L'origine commune de toutes ces étoiles leur garantit par ailleurs une composition chimique initiale identique.

3 - Et, enfin, la dimension d'un amas, comparée avec sa distance au Système solaire est suffisamment petite pour qu'on puisse estimer toutes ses étoiles sont à approximativement la même distance de nous, et comparer directement leur éclat.

Ces trois points font que les différences observées entre les étoiles d'un amas ne sont fonctions, pour l'essentiel, que d'un seul paramètre : la masse initiale, qui détermine seule le rythme auquel l'étoile va vieillir et se distinguer ou pas de ses soeurs.

L'outil privilégié pour l'étude des amas stellaires et le diagramme HR (sous ses différentes variantes). La distribution des points représentatifs de chaque étoile de l'amas selon sa température, sa couleur, ou son type spectral et sa magnitude ou sa luminosité permettent de déduire des informations sur son état d'évolution : la présence plus ou moins importante d'étoiles massives dénote un amas jeune; Mais la partie gauche de la séquence principale se dépeuple progressivement, en même temps que la branche des géantes accueille de nouveaux membres. La position du "point de rebroussement" de la séquence principale est donc un bon moyen de connaître l'âge de l'amas. Il est également possible de déduire la distance d'un amas de la comparaison de son diagramme HR avec un diagramme théorique.


Mise en ordre
Les deux grands types d'amas

A partir de leur aspect, aussi bien que par les types de diagramme HR qui leur correspondent, on peut distinguer deux types d'amas stellaires :

Les amas ouverts
On appelle amas ouverts les groupes d'étoiles, essentiellement présents dans le disque de notre Galaxie, et dans celui d'autres galaxies spirales. Le terme d'amas galactiques est aussi parfois encore utilisé pour les désigner, mais il tombe en désuétude. Quant au terme d'amas irréguliers que l'on pourra trouver dans de vieux ouvrages, il est complètement abandonné. Quoi qu'il en soit, ces ensembles stellaires comportent en général quelques centaines ou quelques milliers d'étoiles liées par la gravitation et en orbite autour d'un centre de masse commun. Il pourrait exister quelque 100 000 amas ouverts dans la la Voie Lactée, dont seulement 1% ont été catalogués pour l'instant.

Concentrées dans un espace relativement restreint (disons, dans un volume de quelques centaines d'années-lumière de diamètre, au maximum), ces étoiles sont nées au cours d'un même processus, et se dispersent très progressivement. Si bien que typiquement les amas ouverts dépassent rarement le 100 millions d'années. On en connaît cependant une poignée dont l'âge dépasse ce chiffre d'un facteur dix. M 67 (Cancer), l'un des plus vieux amas de notre Galaxie atteint même les 4 milliards d'années, et il faut supposer qu'à sa naissance, il devait s'agit d'une concentration stellaire exceptionnellement riche.

La brièveté de l'existence des amas ouverts signifie qu'ils contiennent nécessairement des objets jeunes. Et, bien que les amas ouverts renferment des étoiles de toutes masses, y compris des naines brunes (mini-étoiles), on y observe en premier lieu des étoiles bleues (étoiles massives), qui sont très jeunes et lumineuses, et dont la durée de vie est au mieux de quelques dizaines de millions d'années seulement, mélangées à quelques supergéantes rouges, qui correspondent aux membres de l'amas qui ont eu l'évolution la plus rapide. Par ailleurs, comme les amas ouverts n'ont en général pas beaucoup le temps de s'éloigner de leur lieu de naissance, on les trouve souvent environnés de reliquat de gaz et de poussières provenant de la portion de nuage qui les a vu naître (par exemple, les nébulosités autour de M 7 ou des Pléiades), ou même, encore immergés dans un nuage où le processus d'astration se poursuit (Trapèze d'Orion).


M 7
(Scorpion).

Quintuplet
(Centre galactique, Sgr)
Les amas globulaires
Les amas globulaires sont des groupes très serrés d'étoiles concentrées dans un espace sensiblement sphérique de 50 à 300 années-lumière, et présentant une surdensité marquée dans leur région centrale. L'effectif de ces amas peut atteindre plusieurs dizaines, parfois plusieurs centaines de milliers, voire plusieurs millions d'objets.

On connaît actuellement plus de 150 amas globulaires dans notre Galaxie (la moitié étant situés dans les directions des constellations du Sagittaire, d'Ophiuchus et du Scorpion). Disséminés, en fait, selon un symétrie sphérique autour de notre Galaxie - dans ce que l'on appelle son halo - où ils circulent selon des orbites très allongées, qui les portent périodiquement à des distance de l'ordre de 300 000 années-lumière du centre galactique, mais les ramènent également périodiquement dans les régions centrales de la Voie lactée (et donc, pour nous, dans les constellations du Sagittaire et voisines), les amas globulaires, seraient au total au nombre de quelques dizaines de milliers.


M 3
(Chiens de Chasse).

NGC 1850
(Grand Nuage de Magellan).

Des amas globulaires existent également dans le halo d'autres galaxies spirales semblables à la nôtre. Les galaxies d'Andromède (M 31) ou celle du Triangle (M 33), possèdent ainsi des systèmes d'amas globulaires très comparables à celui de la Voie lactée. Quant aux galaxies elliptiques géantes, elles semblent être des havres encore plus favorables. C'est le cas, par exemple, de M 87 dans la Vierge ou de NGC 5128 (Centaurus A), dans le Centaure, qui sont de véritables ruches à amas globulaires (même à grande distance on en y dénombre des milliers, ce qui signifie qu'il doit y en avoir plusieurs dizaines de milliers). Il existe par ailleurs des amas globulaires qui semblent avoir échappé à l'attraction de leur galaxie d'origine et qui évoluent sans attaches dans l'espace intergalactique.

Ces objets, très différents des amas ouverts, sont constitués des étoiles les plus âgées que l'on connaisse : le plus souvent au-delà de dix milliards d'années, ce qui correspond à la période de formation de la Galaxie. Ce qui signifie que leur formation en est contemporaine. Les grosses étoiles, à courte durée de vie, en sont pratiquement absentes. On n'y rencontre donc essentiellement des étoiles de petite masse, froides (à l'aune stellaire!) et rouges. Il s'agit d'astres dits de population II, parmi lesquelles ces variables typiques des amas globulaires que sont les RR Lyrae (Les variables pulsantes), ainsi que des astres déjà en fin d'existence nucléaire (naines blanches), ou même franchement morts (pulsars)..


Rouages
L'évolution des amas

Les amas stellaires subissent au cours du temps des processus évolutifs qui sont de deux types. Le premier traduit directement l'évolution des étoiles qui composent l'amas. Chaque étoile, prise individuellement, vieillit et cela induit un vieillissement global de l'amas, qui peut être défini à partir de son diagramme HR. Le second type d'évolution relève pour sa part de la dynamique de l'amas. Diversement perturbé, tout amas perd ses étoiles au cours du temps. Il s'évapore, d'une certaine façon, et est voué, à terme, à voir toutes ses étoiles se disperser dans la galaxie. 

Les différents stades des étoiles sur le diagramme HR de NGC 1866.
Le vieillissement stellaire
Rien ne peut mieux faire voir l'effet de l'évolution stellaire sur la morphologie des diagrammes HR des amas que l'arbre de Sandage, publié en 1955, et qui superpose les diagrammes de plusieurs amas ouverts et d'un amas globulaire. Sa lecture en est très simple : plus un amas est jeune, plus sa séquence principale est développée vers le haut et la gauche de son diagramme. On peut ainsi constater que l'amas le plus jeune de l'échantillon considéré est NGC 2362, dont l'âge est estimé à 1 million d'années (ou moins). Celui est suivi de l'amas double h et c Persei, qui possède déjà des géantes rouges (en haut à droite), puis des Pléiades, de M 41, de M 11, etc.

M 3 est le seul amas globulaire mentionné, mais tous ont à peu près les mêmes caractéristiques. Et c'est d'ailleurs, la disparition de la partie supérieure de la séquence principale dans les diagrammes des amas globulaires qui a permis de conclure à leur très grand âge (ils contiennent les étoiles les plus vieilles de l'univers actuellement connues).


L'arbre de Sandage.
Source : A. Sandage, The evolution of the stars (ASP, 1955)
et The color-magnitude diagrams of galactic and globular clusters
and ther interpretation as age groups (Vatican Observatory, 1958).

On constate également que certains amas ouverts, à l'instar de M 67 figuré ici, peuvent posséder un diagramme HR qui se distingue nettement de celui des amas globulaires, mais, qui révèle également un très grand âge. Pour expliquer leur survie au phénomène d'évaporation qui affecte tous les amas, on est conduit à supposer que ces vétérans étaient énormes à l'origine. Quant à la différence de forme du diagramme (géantes rouges moins brillantes, ainsi qu'absence de RR Lyrae dans la branche horizontale), elle provient de ce que la constitution chimique initiale des étoiles des amas ouverts (population I) est beaucoup plus riche en métaux (éléments lourds issus de la nucléosynthèse stellaire) que celle des étoiles des amas globulaires (population II). Tous les amas ouverts qui possèdent déjà des géantes rouges (à l'exception du très jeune amas double de Persée) les placent au-dessous de celles des amas globulaires.

NGC 7243 sur le gril


Source : Jilinski, Frilov et al., 2002.

Diagramme CM de l'amas ouvert NGC 7243 (Lézard)., comparé à plusieurs isochrones possibles. le meilleur accord avec ces courbes théoriques montre que l'amas doit avoir entre 200 et 300 millions d'années (NB : la ZAMS correspond à "l'âge zéro", c'est à dire au moment où démarre l'allumage nucléaire des étoiles).

L'évolution dynamique

Au cours de son histoire, un amas peut subir quantité de perturbations d'origine gravitationnelle. Pour commencer, les orbites que suivent ses étoiles autour du centre de gravité de l'amas peuvent être modifiées du fait de l'attraction occasionnées par les étoiles voisines. Un mécanisme peut, a priori, rendre toutes les orbites instables sur de longues périodes, mais qui va d'abord affecter les étoiles les moins massives, et plus spécialement celles qui se trouvent à la périphérie de l'amas, et qui sont les moins liées. Il s'ensuivra que nombre de ces étoiles verront leur orbite non seulement perturbée, mais affectée au point qu'elles pourront quitter l'amas définitivement. Une expulsion qui en fera des étoiles de champ, c'est-à-dire des étoiles isolées, oublieuses de l'amas dont elles proviennent (c'est probablement ce qui s'est produit aussi pour notre Soleil).

Pour un amas la perte d'une de ses étoiles conduit, pour des raisons de conservation mécaniques à sa contraction. Devenant de taille moindre, et donc de densité supérieure, il devient le siège de perturbations internes accrues. Résultat : l'amas trouve aussi des raisons accrues de perdre de nouvelles étoiles, et le processus d'évaporation de l'amas ne peut alors que s'accélérer au fil du temps, jusqu'à sa disparition complète et à la dispersion de toutes ses étoiles dans la galaxie.

S'il n'avait que causes internes, le processus d'évaporation des amas serait plus lent que ce qui est constaté. En réalité, une autre cause, d'origine externe, intervient aussi et amplifie le phénomène. Il s'agit de l'attraction gravitationnelle des autres objets présents dans la galaxie, autant individuellement lors de passages rapprochés avec les nuages moléculaires géants accumulés dans les bras galactiques, que globalement (effets de marées particulièrement sensibles lors des passages "à grande vitesse" à proximité du centre galactique).

Du fait des familles de trajectoires différentes suivies par les amas ouverts et les amas globulaires, les perturbations externes interviennent en des occasions différentes. La première cause de dispersion des amas ouverts, circulant dans le disque galactique, est ainsi leur traversée des bras spiraux des galaxies semblables à la nôtre. Pour les amas globulaires, en revanche, qui évoluent le plus clair de leur temps dans le halo galactique, c'est leur traversée périodique du disque galactique (et le rapprochement avec le centre de galactique) qui est le facteur principal de leur évaporation.

Toutes ces perturbations expliquent aussi la forme plus ou moins allongée des amas, aussi bien ouverts (les Pléiades, pas exemple) que globulaires (M 19, M 62...), parfois constatée, ainsi que (au moins en grande partie) la disparition précoce de la composante gazeuse si typique des jeunes amas stellaires.

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