Les amas stellaires

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.

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.

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.
Les amas ouverts sont des groupes relativement peu denses, comptant généralement de quelques dizaines à quelques milliers d'étoiles, réparties sur des volumes de l'ordre de quelques dizaines d'années-lumière de diamètre. Ces amas se trouvent presque exclusivement dans le disque des galaxies spirales, là où se concentre le gaz nécessaire à la formation stellaire, et leur composition chimique est généralement riche en éléments lourds (on dit qu'ils sont métalliques), héritée du gaz interstellaire enrichi par plusieurs générations d'étoiles précédentes. Tutes les étoiles d'un amas ouvert sont nées presque simultanément, ce qui en fait des laboratoires précieux pour étudier l'évolution stellaire à âge fixe mais à masses différentes. 

Leur population est en général jeune, allant de quelques millions à quelques centaines de millions d'années, bien que certains amas ouverts âgés atteignent plusieurs milliards d'années. Les étoiles y sont faiblement liées entre elles par la gravitation; les perturbations gravitationnelles dues au passage près d'autres nuages de gaz, à la rotation différentielle de la galaxie ou aux rencontres avec d'autres objets finissent par disperser progressivement les étoiles, si bien qu'un amas ouvert se dissout typiquement en quelques centaines de millions d'années. 

Le Soleil lui-même est probablement né au sein d'un amas ouvert aujourd'hui complètement dispersé. 
-

M 7 (Scorpion).

Quintuplet (Centre galactique, Sgr)

Cette forte densité s'explique par une cohésion gravitationnelle bien plus importante que celle des amas ouverts, ce qui leur permet de rester liés sur des durées extrêmement longues. Les amas globulaires comptent en effet parmi les objets les plus vieux de l'univers observable : leur âge dépasse souvent dix milliards d'années, ce qui en fait des fossiles datant des premières phases de formation des galaxies. Leurs étoiles sont en conséquence pauvres en éléments lourds, car formées à une époque où le milieu interstellaire n'avait pas encore été enrichi par de nombreuses générations stellaires antérieures.

Contrairement aux amas ouverts, les amas globulaires ne se trouvent pas dans le disque galactique mais forment un halo sphérique autour du centre des galaxies, suivant des orbites très excentriques qui les amènent parfois loin au-dessus ou au-dessous du plan galactique. Notre Voie lactée en compte environ 150 à 200 connus, parmi lesquels Oméga du Centaure (visible à l'oeil nu dans l'hémisphère sud) et M13, dans la constellation d'Hercule, comptent parmi les plus célèbres.
-

L'amas globulaire Messier 79 (constellation du Lièvre). 
Source : NOAO, crédit : AURA/NOAO/NSF (KPNO 0.9-meter telescope).

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. 

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).

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.

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.