ASTRONOMIE ET METEOROLOGIE EN GENERAL

Vie et Mort d une Etoiles

NOTRE SOLEIL

LA LUNE EN DETAIL

 

La Lune
La Lune est l'unique satellite naturel de la Terre. Suivant la désignation systématique des satellites, la Lune est appelée Terre I; cependant en pratique cette forme n'est pas utilisée. Wikipédia
Distance de la Terre : 384 400 km
Rayon : 1 737 km
Gravité : 1,622 m/s²
Période orbitale : 27 jours
Âge : 4,53 milliards ans
Orbites : Terre

SES CRATERES EN DETAIL ILLUSTRES

 

 

Les différents types de galaxies

L’observation des nébuleuses

Grâce aux progrès constants dans les moyens d’observation du ciel, les astronomes du XVIIIe siècle se rendirent compte qu’il existait de nombreux objets diffus qu’ils baptisèrent du nom de nébuleuse. A cette époque, l’astronome français Charles Messier établit une liste d’une centaine de ces objets. Il leur donna les noms bien connus de nos jour comme par exemple M31 pour la galaxie d’Andromède.

Au XIXe siècle, William Herschel et son fils établirent une liste de plus de 5000 objets qui devint plus tard le fameux Nouveau Catalogue Général, dans lequel la même galaxie d’Andromède se nomme NGC 224.

Nous savons de nos jours que ces nébuleuses ne sont pas toutes des objets de même nature. On trouve ainsi de simples amas d’étoiles ou bien des nuages de gaz, mais aussi des objets extérieurs à la Galaxie. Ce sont ces derniers qui posèrent le plus de difficultés aux astronomes et qui nous intéressent ici.

Le philosophe allemand Emmanuel Kant, qui fut l’un des premiers à réaliser la véritable nature de la Voie Lactée, avança en 1755 que ces nébuleuses étranges étaient d’énormes regroupements d’étoiles, de nature semblable à la Galaxie et situés bien au-delà des limites de cette dernière. Il les appela des univers-îles.

En 1845, Lord Rosse commença l’étude de ces nébuleuses à l’aide du télescope de 1,80 mètre qu’il venait juste d’achever en Irlande. Il fut alors en mesure d’observer dans certaines d’entre elles une structure spirale très nette et en déduisit que ces objets étaient des systèmes d’étoiles à part entière, distincts de la Voie Lactée.

Le grand débat entre Harlow Shapley et Heber Curtis

Au début du XXe siècle, la communauté astronomique était divisée en deux camps, pour ou contre l’hypothèse des univers-îles. En 1920 eut lieu un célèbre débat à Washington, où s’affrontèrent les champions de ces deux camps.

D’un côté, on trouvait Harlow Shapley qui avançait que la Galaxie était énorme, d’un diamètre de 300.000 années-lumière, et pensait que les nébuleuses spirales étaient des objets gazeux contenus dans notre Galaxie même.

En effet, les mesures de distance de l’époque indiquaient que les Nuages de Magellan se trouvaient aux limites de la Galaxie et en faisaient donc encore partie. Nous savons aujourd’hui que leur distance est en fait deux fois plus grande, mais étant donné l’incertitude des mesures de l’époque le doute était permis.

Dans l’autre camp, le chef de file était Heber Curtis, qui ne croyait pas à la description de la Voie Lactée par Harlow Shapley et remettait en cause la méthode des céphéides. Il pensait que la Galaxie était relativement petite, avec un diamètre d’environ 30.000 années-lumière et que les nébuleuses étaient d’autres galaxies situées loin de la nôtre.

Curtis s’appuyait en particulier sur l’observation d’explosions de supernovae dans ces galaxies. Ces observations montraient que les nébuleuses étaient effectivement formées d’étoiles, mais aussi qu’elles étaient très lointaines étant donné la faible luminosité apparente des supernovae.

Mais le débat de 1920 ne régla rien, aucun des participants n’étant en mesure d’apporter un argument vraiment déterminant.

En 2011, le télescope spatial pointe vers l’étoile V1 dans la galaxie d’Andromède, la première céphéide dont Edwin Hubble fut en mesure de déterminer la distance en 1923. Crédit : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Edwin Hubble

En 1917 fut inauguré le télescope de 2,50 mètres du mont Wilson en Californie. Avec cet instrument, Edwin Hubble se mit à étudier la nébuleuse d’Andromède et en particulier ses parties externes en 1923. Ses plaques photographiques faisaient apparaître des myriades d’étoiles très faibles là où ses prédécesseurs n’avaient vu que des taches diffuses. La nébuleuse était enfin résolue en ses constituants et allait révéler sa vraie nature.

Hubble examina un grand nombre de plaques et découvrit peu à peu douze céphéides qui lui permettaient d’utiliser la méthode de calcul de distance d’Harlow Shapley. Pour chaque céphéide, il mesura la période et la luminosité apparente, calcula la luminosité absolue à partir de la période, et détermina ainsi la distance. Il estima en 1924 que la nébuleuse d’Andromède se situait à 900.000 années-lumière de nous, clairement au-delà des limites de la Galaxie.

Nous savons aujourd’hui, que la valeur réelle est de deux millions d’années-lumière, la différence étant due au fait qu’il existe deux types de céphéides dont les propriétés sont légèrement différentes. Le résultat de Hubble était néanmoins correct, il prouvait que les nébuleuses étaient bien des ensembles d’étoiles à part, d’autres galaxies semblables à la Voie Lactée.

Caractéristiques des étoiles				Catégorie : étoiles
L'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.  Les étoiles d'une constellation n'ont rien en commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres.  Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes. Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 150 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile. En 2010, une équipe d’astronomes dirigée par Paul Crowther, Professeur d’astrophysique à l’Université de Sheffield, a découvert l’étoile la plus massive avec une masse supérieure à 300 fois la masse de notre Soleil, soit deux fois les 150 masses solaires considérées comme la masse maximale pour une étoile. L’étoile R136a1, trouvée dans l’amas R136, est l’étoile observée la plus massive avec une masse d’environ 265 masses solaires et une masse calculée à la naissance de 320 fois la masse du Soleil. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite. Les étoiles très massives produisent des vents très puissants.  "Étant âgée d’un peu plus d’un million d’années, l’étoile la plus extrême, R136a1, est déjà à la moitié de sa vie et a déjà subi un intense régime amaigrissant, perdant un cinquième de sa masse initiale pendant cette période, ce qui correspond à plus de cinquante masses solaires." dit Paul Crowther.  En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Comparativement à notre planète (environ 12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ 1,5 million de km et certaines étoiles comme Antarès ou Bételgeuse ont un diamètre 800 fois supérieur à notre Soleil. La recherche stellaire quant à elle utilise plutôt la grandeur du rayon plutôt que le diamètre qui reste une notion à deux dimensions.  La magnitude est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile. La magnitude est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile.		On distingue la magnitude apparente qui dépend de la distance entre l'étoile et l'observateur, et la magnitude absolue, qui est la magnitude de l'étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsec de l'observateur. La magnitude absolue est bien sûr directement liée à la luminosité de l'étoile. Cette dernière grandeur est utilisée par les modèles d'évolution stellaires, tandis que la magnitude apparente est plutôt utilisée pour les observations, puisque l'œil possède une sensibilité également logarithmique. La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement les étoiles, nous pouvons y remarquer une couleur : bleu, blanc, rouge et même doré. Le fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid et sont classés par les lettres O B A F G K M .  Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. Pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges. class Description temperature O super massive star ≥ 30000 K W Wolf-Rayet star ≥ 25000 K B massive star 10000 - 30000 K A large star 7300 - 10000 K F solar type 6000 - 7300 K G solar type 5300 - 6000 K K solar type 3800 - 5300 K M sub solar 2500 - 3800 K C carbon star 2400 - 3200 K S sub carbon star 2400 - 3500 K L hot brown dwarf 1300 - 2400 K T cool brown dwarf 600 - 1300 K Y sub brown dwarf < 600 K Tableau : Classification par type spectral.		Image : Image de l’amas globulaire d’Omega du Centaure, prise par le télescope spatial Hubble avec la Wide Field Camera 3 (WFC3), en 2009. crédit : NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid et sont classés par les lettres O B A F G K M .  Les étoiles O et B sont bleues à l'œil, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.
Catégorie d'étoiles : naine
nota : Les naines brunes ne sont pas des étoiles ou plutôt ce sont des étoiles ratées. Leur masse se situe entre celles des petites étoiles et celle des grosses planètes. En effet, au dessus de 8% de la masse solaire, une protoétoile amorce des réactions thermonucléaires et brille. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives mais elles rayonnent un peu de chaleur, résidu de sa formation. Il est possible qu'au début de leur formation elles aient démarré une fusion thermonucléaire mais elles se sont éteintes. Les naines brunes n'ont jamais atteint la masse critique (13 fois la masse de Jupiter ou 0,08 fois la masse du Soleil) pour s'enflammer et maintenir un état durable. Les naines brunes sont difficilement observables, puisqu'elles n'émettent qu'un faible rayonnement dans l'infrarouge.  Naines brunes : Teide 1, WISE 0855–0714		nota : Les naines rouges sont de petites étoiles (0,08 et 0,4 masse solaire) rouges et discrètes dont la température en surface est peu élevée (entre 2 500 et 5 000 K), ce qui explique qu'elles brillent dans le rouge ou l'orange. Ces étoiles parmi les plus nombreuses de l'Univers, ne consomment que très peu de carburant nucléaire (hydrogène) et possèdent donc une durée de vie très longue, estimée entre quelques dizaines et 1 000 milliards d'années.   Elles se contractent et s'échauffent lentement jusqu'à ce que tout leur hydrogène soit consommé. Proxima du Centaure ou Alpha Centauri C, l'étoile la plus proche de nous est une naine rouge, de même qu'une vingtaine d'autres parmi les trente étoiles les plus proches du système solaire.  Naines rouges : Proxima Centauri, Regulus C		nota : Les naines blanches sont des résidus d'étoiles éteintes. C’est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,3 et 1,4 fois celle du Soleil. La densité d'une naine blanche est très élevée. Une naine blanche de 1 masse solaire a un rayon de l'ordre de celui de la Terre. Le diamètre de la naine blanche ne dépend pas de sa température, mais de sa masse, plus sa masse est élevée, plus son diamètre est faible. Toutefois, il existe une valeur au-dessus de laquelle une naine blanche ne peut exister, c’est la limite de Chandrasekhar. Au-delà de cette masse, la pression due aux électrons est insuffisante pour compenser la gravité et l'étoile continue sa contraction, jusqu'à devenir une étoile à neutrons. Naines blanches : Sirius B, 40 Eridani B
Catégorie d'étoiles : naine
nota : Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne, mais les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes. Elles ont une température de surface d'environ 6 000 K et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors, et tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse alors de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche de la taille d'une planète.  Naines jaunes : Soleil, α Centauri A				nota : Les naines orange sont des étoiles de la séquence principale, de type K V, K (type spectral), V (classe de luminosité). Elles se situent entre les naines jaunes comme le Soleil et les naines rouges comme Proxima du Centaure. Elles ont des masses de l'ordre de 0,5 à 0,8 fois celle du Soleil (entre 500 et 800 masses de Jupiter) et des températures de surface comprises entre 3 500 et 5 000 K.  Naines oranges : Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Eta Cassiopeiae, Sigma Draconis, 61 Cygni
Catégorie d'étoiles : géante
Les géantes blanches, bleues et  super géantes jaunes, rouges sont très chaudes et brillantes.  Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Les géantes bleues sont extrêmement lumineuses, de magnitude absolue -5, -6 et plus.  Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène et leur durée de vie est très courte de l'ordre de 10 à 100 millions d'années, elles sont donc très rares dans l'Univers observable. Lorsque l'hydrogène dans son cœur a été consumé, la géante bleue fusionne alors l'hélium puis produisent de l'oxygène. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse jusqu'à devenir une super géante rouge.  L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane...  C'est dans les étoiles que la matière dont nous sommes fait est créée. À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Puis elle explose en une supernova et meurt en ensemençant l'espace interstellaire d'atome complexe.		L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir. Géantes bleues : Rigel, Deneb, Hadar, Géantes rouges : Aldébaran,  Géantes blanches : Procyon,  Géantes jaunes : Pollux, Supergéantes jaunes : Canopus, Supergéantes bleues : Achernar, Supergéantes rouges : Bételgeuse, Antarès,
Catégorie d'étoiles : étoile à neutrons et trou noir
Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires.  Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons. La densité d'une étoile à neutrons est à peu près celle du noyau atomique.  Ces objets, appelés magnétars, possèdent des champs magnétiques très intenses. Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Ce champs est tellement puissant qu'il déforme jusqu'aux atomes constituant la matière.  En l'absence de champs magnétiques, les atomes ont une forme sphérique, alors que soumis à des champs magnétiques super puissants, ils prennent une forme effilée et s'alignent d'eux-mêmes suivant des lignes de champ magnétique, comme autant de petites aiguilles placées bout à bout. Les trous noirs sont des objets massifs dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper.		Les trous noirs sont décrits par la théorie générale de la relativité. Lorsque le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons, il se contracte inexorablement jusqu'à former cet objet astronomique qu'est le trou noir.  Envisagée dès le 18ème siècle, la théorie soutenant l'existence des trous noirs, stipule qu'il s'agit d'objets si denses que leur vitesse de libération est supérieure à la vitesse de la lumière – c'est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle de surface, et reste donc prisonnière.  De cette caractéristique inquiétante proviennent les qualificatifs « noir » et « obscur, » mais le terme le plus exact serait surement « invisible, » car il s'agit bien là d'une absence totale de luminosité. La théorie définit également avec précision l'intensité du champ gravitationnel d'un trou noir.  Elle est telle qu'aucune particule franchissant son horizon, frontière théorique, ne peut s'en échapper. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il ne s'agit que de phases temporaires.  Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.		Image : V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA.

Un amas d’étoiles est un regroupement d’étoiles visible dans le ciel. Dès le premier regard, on distingue deux types d’amas :

•  les amas ouverts, contenant un petit nombre d’étoiles -de quelques dizaines à quelques milliers- assez régulièrement espacées. Les amas ouverts ne présentent pas de structure apparente, et leur couleur générale est bleue.
•  les amas globulaires, qui rassemblent un très grand nombre d’étoiles -de quelques dizaines de milliers à quelques millions- et qui montrent une forme sphérique évidente. Comme leur nom l’indique, ils présentent un aspect globuleux, avec une concentration d’étoiles si forte vers le centre que leurs images se confondent. Leur couleur générale est rouge.

Cette différence visuelle n’est pas la seule, loin de là. Tout d’abord, leur localisation est différente :

•  Les amas ouverts se trouvent dans le disque de la Galaxie, mélangés aux étoiles ;
•  Les amas globulaires sont situés dans un immense halo sphérique, qui entoure le disque de la Galaxie.

 

La répartition donnée dans le schéma ci-dessus est précisée par une cartographie de ces amas :

Amas ouverts

Le dessin ci-dessus montre l’emplacement des amas ouverts par rapport aux étoiles de notre Galaxie, le trait horizontal représentant le plan de celle-ci, le nord étant en haut. On remarque que tous les amas ouverts se trouvent dans une étroite bande autour du plan galactique. Or nous savons que tout le gaz contenu dans la Galaxie se trouve justement dans ce plan. Il y a donc là la matière nécessaire pour former de nouvelles étoiles.

Amas globulaires

Contrairement aux amas ouverts, les amas globulaires se concentrent avec une répartition sphérique. Leur système possède un centre, qui correspond à celui de la Galaxie. C’est en observant l’ensemble de ces amas d’ailleurs que Harlow Shapley a déterminé pour la première fois le centre galactique, et montré que le Soleil en était assez loin.

Amas ouverts

Commençons par indiquer les plus beaux amas ouverts visibles dans l’hémisphère nord. Le plus connu, le plus beau, est celui des Pléiades. Il se trouve dans le Taureau, visible donc à l’automne (observation), et ressemble grossièrement à une Grande Ourse miniature.

 
Amas ouvert des Pléiades M45 lunette 155 mm pose 1 h 10 mn photo J.P. Bousquet

A l’œil nu, on distingue une dizaine d’étoiles bleutées. Mais l’amas en comporte quelques 400 visibles dans un télescope. C’est un amas jeune, qui affiche quelques 30 millions d’années seulement. Il est né dans un vaste nuage d’hydrogène, d’hélium et de poussières, qui est encore visible autour des étoiles brillantes, sous la forme d’une nébuleuse par réflexion de couleur bleue. Les Pléiades se trouvent à une centaine de parsecs de la Terre.

Le second amas à observer est celui des Hyades, qui se trouve tout proche des Pléiades. C’est le V du Taureau, dont la pointe est Aldébaran, mais attention, cette dernière n’appartient pas à l’amas. Il est nettement moins riche que les Pléiades, car il ne contient qu’une centaine d’étoiles. Il est aussi nettement plus proche, à 45 parsecs (alors qu’Aldébaran est à 15 parsecs). Les étoiles des Hyades ont une forte métallicité, plus forte que celle du Soleil. Ceci nous indique qu’elles sont très jeunes. Tous les types spectraux y sont représentés.

Le troisième amas remarquable est celui de la Crèche (dans le Cancer), encore nommé M44, ou Præsepe. Il contient 200 étoiles dont 4 géantes rouges seulement (amas jeune), son âge est de 200 millions d’années, sa distance de 165 pcs.

Enfin, citons NGC 188, car c’est un exemple de vieil amas : son âge atteint 10 milliards d’années.

Au-delà de 3.000 pcs, on ne distingue plus les amas ouverts des autres étoiles de la Galaxie.

On observe dans la Galaxie quelques centaines d’amas ouverts.

Les étoiles se forment rarement isolément. Les étoiles simples sont rares, les doubles fréquentes. Les étoiles se forment très souvent à partir de très gros nuages, qui se fragmentent en s’effondrant, et donnent naissance à de nombreuses étoiles en même temps. Ce sont les amas ouverts. Au début, les étoiles d’un amas ouvert sont très proches les unes des autres, et elles se déplacent à peu près dans le même mouvement. Cependant, de très faibles fluctuations initiales suffisent pour qu’au cours du temps l’amas ouvert se disloque, les étoiles s’éloignant les unes des autres. Ainsi, la durée de vie d’un amas ouvert est brève. De ce fait, on comprend pourquoi ils contiennent tant d’étoiles bleues jeunes, puisque lorsque ces étoiles vieillissent l’amas se disperse, et se dilue dans le milieu ambiant.

Age des amas ouverts

Comme les exemples ci-dessus le donnent à penser, les amas ouverts sont très souvent jeunes. Ce qui signifie que leurs étoiles se sont formées il y a peu de temps, et donc que la matière nécessaire était disponible. Puisqu’ils sont localisés dans le plan de la Galaxie, où se trouve beaucoup de gaz, ceci s’explique. De nouveaux amas peuvent donc se former encore actuellement, dans un gaz enrichi en métaux par les explosions de supernovæ qui se sont produites depuis la formation de la Galaxie. Plus un amas est jeune, plus ses étoiles contiendront donc de métaux.

Le graphique ci-dessous montre le pourcentage des amas ouverts observés en fonction de l’âge. On y constate que la moitié ont moins de 200 millions d’années, et que moins de 1 % atteignent les 2 milliards d’années. La jeunesse des amas ouverts s’explique sans doute par les conditions de leur formation : toutes leurs étoiles naissent à peu près en même temps d’un immense nuage de gaz et poussières. Ce nuage possède une vitesse d’ensemble dans la Galaxie, et les étoiles qui en naissent possèdent donc également cette vitesse d’ensemble. Mais certaines sont légèrement plus proches du centre attractif de la Galaxie, et subissent donc une attraction un petit peu plus forte. Cette légère différence effiloche l’amas, les étoiles s’éloignent tout doucement les unes des autres. Un amas se dissoud en un temps de l’ordre du milliard d’années (correspondant à 4 tours de la Galaxie).

Les amas ouverts sont constitués d’étoiles de population I, comprenant des géantes bleues et des Céphéides.

La présence de ces géantes bleues jeunes et très brillantes (types spectraux O, B et A) donne aux amas ouverts une coloration d’ensemble bleutée. Bien que les étoiles moins massives et moins chaudes, donc rouges, y soient présentes en grand nombre, leur faible masse leur confère une luminosité beaucoup plus faible, et leur éclat est masqué par celui des géantes bleues.

Diagramme HR

La jeunesse des amas ouverts explique que, dans la plupart, le diagramme HR montre la Séquence Principale au complet. En effet, toutes les étoiles se formant ensemble apparaissent sur la Séquence Principale et commencent à brûler leur hydrogène. Les plus massives évoluent le plus vite, et quittent la séquence principale les premières pour grimper dans la branche des géantes. Mais dans les amas très jeunes (la plupart) elle n’en ont pas eu le temps.

Associations

On nomme association de petits amas ouverts, dont la population est trop faible pour mériter le nom d’amas. Les associations naissent ensemble dans des nébuleuses, et sont souvent variables. Pour cette raison, elles sont présentées dans le chapitre relatif aux variables nébulaires.

Amas globulaires

L’explication de la nette différence entre les amas ouverts et les amas globulaires tient dans le moment de formation de ces deux types d’amas. Les amas globulaires sont vieux, ils sont consitutés presque exclusivement de vieilles étoiles, géantes évoluées rouges, naines blanches et étoiles à neutrons, alors que les amas ouverts sont formés d’étoiles bleues très jeunes. Dans les amas globulaires, il n’y a plus de gaz, donc plus de matière pour former de nouvelles étoiles, et ce depuis longtemps. Par contre, dans le plan de la Voie Lactée, on trouve beaucoup de gaz, et de nouvelles étoiles peuvent s’y former, tout spécialement dans les bras spiraux.

Lorsque les amas globulaires se sont formés, dans les premiers temps de la Galaxie, le nuage de gaz et de poussières qui a donné naissance à l’ensemble n’avait pas encore pris sa forme de disque aplati. Il était pratiquement sphérique, de faible densité, et les condensations qui allaient donner naissance aux amas globulaires tournaient autour du centre sur des orbites quelconques. La faible densité du milieu ne freinait pas leur mouvement. Du gaz de ces condensations sont nées les étoiles qui constituent les amas globulaires.

Plus tard, en se condensant, le nuage est devenu de plus en plus dense, et les collisions entre particules de plus en plus fréquentes. Lors d’une collision, il y a échange d’énergie, entraînant la chute vers le centre et provoquant l’aplatissement du nuage. Petit à petit, le système s’est transformé en disque, et les orbites des particules sont devenues des cercles inscrits dans le plan galactique. A partir de ce disque de gaz, des étoiles se sont formées forcément dans le plan de la Galaxie, et leurs orbites sont pratiquement des cercles (quoique ce soit un peu plus compliqué que cela).

Les amas globulaires, du fait de leur âge, sont constitués d’étoiles de populations II (vieilles). Nous verrons qu’il n’y a pas eu de renouvellement des générations. Leur métallicité est faible (elles se sont formées dans un gaz non encore enrichi).

Les amas globulaires ont un très grand intérêt pour plusieurs raisons :

•  ils ont servi à déterminer le centre de la Galaxie,
•  ils servent d’indicateurs de distance.

En effet, on constate qu’ils ont tous à peu près la même luminosité, donc la même magnitude absolue. Connaissant celle des amas les plus proches, et l’extrapolant à un amas lointain, la détermination de sa magnitude apparente permet d’estimer sa distance.

Amas globulaire M3, lunette 155 mm pose 1 h 45 mn photo J.P. Bousquet

Dans l’hémisphère nord, l’amas M13 (NGC 6205) offre un très beau spectacle l’été dans la constellation d’Hercules. Il présente un diamètre de 30 pcs, regroupe un peu moins d’un million d’étoiles, et se situe à une distance de 21.000 AL. C’est l’un des plus beaux objets célestes visibles des régions boréales.

Mais le plus beau de tous est ω du Centaure (NGC 5139), qui se trouve dans l’hémisphère sud. Il semble contenir une dizaine de millions d’étoiles, est situé à 15.000 AL, et mesure 150 AL en diamètre.

L’hémisphère sud est d’ailleurs favorisé, puisqu’il abrite aussi 47 Tucanæ (NGC 104), le deuxième amas globulaire par l’éclat. 47 Tuc est situé à un peu plus de 13.400 AL, et son diamètre atteint 120 AL.

Orbite d’un amas globulaire

L’orbite d’un amas globulaire est une orbite képlérienne autour du centre galactique, et très allongée. Le centre galactique occupe l’un des foyers de l’orbite. Comme pour les planètes autour du Soleil, l’amas va très vite lorsqu’il est près du centre attractif, et beaucoup moins lorsqu’il en est loin. Dans son mouvement, il reste donc peu de temps proche du centre, et beaucoup plus lorsqu’il en est loin. Il n’est donc pas étonnant de voir les amas globulaires en majorité loin du centre. On peut penser aussi que les amas globulaires, qui sont provisoirement dans le centre, sont noyés dans la poussière interstellaire et ne sont donc pas visibles.

Les amas globulaires orbitent autour du bulbe de la Galaxie, ils ne le traversent pas. La zone dans laquelle ils passent, le disque, contient assez peu d’étoiles pour qu’ils puissent traverser sans domages pour les étoiles. Par contre, le gaz que devaient contenir les amas globulaires après leur formation heurte violemment celui du disque de la Galaxie, y produisant une onde de choc. En quelques passages, l’amas globulaire va être dépouillé de son gaz.

Les amas effectuent un tour complet autour du centre galactique, en un temps de l’ordre de 100 millions d’années. Leurs passages dans le disque se produisent donc avec une fréquence caractéristique de 50 millions d’années.

Détermination de l’âge d’un amas

Rapidement après leur formation, les amas globulaires ont donc perdu leur gaz, et ne peuvent plus former de nouvelles étoiles. Ceci explique bien que toutes les étoiles de l’amas aient pratiquement le même âge. Formées à la naissance de la Galaxie, elles vieillissent de plus en plus et, chacune à son tour (selon sa masse), quittent la Séquence Principale.

Si un amas a, par exemple, 1,5 milliards d’années, toutes les étoiles dont la durée de vie est inférieure à 1,5 milliards d’années ont déjà quitté la Séquence Principale :

 

Les nombres à gauche sont les masses des étoiles, en masses solaires. Les traits horizontaux représentent la durée de vie de ces étoiles (sur la Séquence Principale). L’origine des coordonnées a été placée au moment de la formation de l’amas. Cette origine correspond au début de la Séquence Principale pour toutes ces étoiles. Au bout de 1,5 milliards d’années, toutes les étoiles de masse supérieure à 2,2 M ont disparu.

Comment s’en apercevoir ?

La façon la plus simple est de construire le diagramme HR des étoiles de l’amas. Si l’amas est assez important, toutes les catégories spectrales seront représentées, et le diagramme sera significatif. Considérons un amas âgé de 1,5 milliards d’années, comme dans l’exemple ci-dessus. Il ne contient plus que des étoiles de types spectraux correspondant à des masses inférieures à 2,2 M. Par conséquent, sa Séquence Principale ne sera pas complète, mais amputée de sa partie gauche, correspondant aux étoiles de grandes masses, et de durée de vie plus brève.

Les étoiles un peu plus massives sont en train de monter le long de la branche des géantes, les plus massives encore l’ont déjà quittée, et sont arrivées dans la branche des naines blanches (ou transformées en étoiles à neutrons, non visibles sur le diagramme HR). Le diagramme HR a donc un aspect caractéristique, et le coude de la courbe indique l’âge de l’amas :

D’autre part, les étoiles massives qui ont quitté la Séquence Principale sont devenues des géantes rouges, plus ou moins évoluées. On devrait donc trouver la branche des géantes.

Dans ce schéma, on voit la partie de la Séquence Principale restante, et le départ de la branche des géantes. Le coude de la courbe indique les propriétés (température effective et luminosité) des étoiles dont la durée de vie correspond exactement à l’âge de l’amas. Si on prend la luminosité de ces étoiles sur le schéma, on mesure à peu près 15 fois la luminosité du Soleil. Comme la luminosité croît avec la puissance 3,5 de la masse, ceci nous donne une masse de 2,2 masses solaires. En reprenant la formule qui donne la durée de vie, on obtient V = 10 / M^2,5 = 1,4 milliards d’années. C’est l’ordre de grandeur de l’âge de l’amas.

Lorsque les étoiles quittent la Séquence Principale, elles ont consommé quelques 7/100 de leur masse : en effet, les réactions de fusion de l’hydrogène donnent une perte de masse (transformée en énergie) de 0,7 %. Le nombre indiqué est obtenu en supposant que toute la masse d’hydrogène de départ est transformée en hélium. Ce n’est vrai que pour les petites étoiles totalement convectives (M < 0,26 M). Pour les autres, la proportion sera un peu plus faible, mais l’ordre de grandeur est correct.

Animation montrant l’âge des amas

Cette animation est destinée à visualiser comment on calcule l’âge d’un amas ouvert. Il correspond au schéma commenté plus haut. Le temps d’évolution d’une étoile n’y est pas conforme à la réalité : les plus petites ont une durée de vie bien trop longue pour les représenter fidèlement dans l’animation.

 

Cliquez sur le bouton "créer" pour créer un amas ouvert. Vous verrez apparaître simultanément une étoile de chaque type spectral, qui se trouvera sur la Séquence Principale.

Ces étoiles vont commencer leur vie en brûlant leur hydrogène. Les plus massives (en haut à gauche) sont prodigues, et le brûlent très vite. La plus massive représentée, de type spectral O, quitte la Séquence Principale la première. Elle emprunte la branche des géantes, pour se transformer en géante rouge. Ensuite, l’étoile de type spectral B va la suivre. Et ainsi de suite, chacune à son tour quittant la Séquence Principale pour devenir géante.

Le bouton vous permet de stopper momentanément l’animation. Utilisez-le lorsque les 4 premières étoiles auront quitté la Séquence Principale. Toutes ces étoiles ont le même âge. Vous constaterez alors qu’il ne reste plus que les moins massives sur la Séquence Principale, et que la branche des géantes rouge est occupée. On obtient le diagramme en V dessiné plus haut.

Si on observe un amas ouvert, dont le diagramme HR a cet aspect-là, on pourra en déduire que toutes les étoiles qui ont quitté la Séquence Principale ont atteint l’âge au bout duquel leur hydrogène est brûlé. Puisque toutes les étoiles ont le même âge, c’est aussi l’âge de l’amas.

Les étoiles massives, en évoluant, laissent des étoiles à neutrons ou des naines blanches. Or les amas globulaires en contiennent beaucoup. D’ailleurs, la masse moyenne des étoiles dans les amas globulaires est de l’ordre de 0,4 M.

Le fait qu’on observe de nombreux amas ouverts présentant aussi un coude dans leur diagramme HR, justifie la théorie qui prédit l’âge des étoiles.

Stabilité d’un amas globulaire

Les amas globulaires existent depuis des milliards d’années, la troncature de la Séquence Principale le prouve. De plus, ils ont une densité très supérieure à celle du disque de la galaxie. Comment les interactions gravitationnelles entre leurs étoiles n’ont-elles pas, depuis longtemps, provoqué soit leur rupture, soit leur effondrement ?

L’explication est assez récente. Elle tient dans la répartition de l’énergie (cinétique et potentielle) entre les étoiles de l’amas.

Lorsque 3 étoiles passent à proximité, on montre que l’une d’entre elles perd de l’énergie au profit d’une autre. Alors, celle qui a perdu de l’énergie peut se mettre en orbite autour de la troisième, alors que celle qui en a gagné est éjectée au loin. De telles rencontres à trois sont assez fréquentes du fait de la densité, et la formation des couples stellaires aussi. On s’attend donc à observer davantage de couples à l’intérieur d’un amas globulaire que dans le disque de la galaxie.

Traînardes bleues

On donne ce joli nom à quelques étoiles bleues, chaudes et massives, qui apparaissent dans le diagramme HR des amas globulaires. Ces étoiles ne devraient pas exister ! Et pour les expliquer, on a invoqué des captures d’étoiles provenant du disque de la galaxie. Elles se seraient donc formées dans une région riche en gaz, puis auraient migré vers l’amas globulaire par un mécanisme d’interaction gravitationnelle.

Mais ce mécanisme n’a plus de raisons d’être. En effet, la présence de nombreux couples d’étoiles dans les amas globulaires nous fournit une explication bien plus plausible : 1 + 1 = 1 grosse !

Cette équation se traduit de deux façons différentes :

•  l’un des membres du couple termine sa Séquence Principale, et devient une géante rouge. La présence de l’autre étoile produit des lobes de Roche, que l’enveloppe de l’étoile enflée va remplir. Et sa matière se déverse sur l’autre, dont la masse augmente. Les changements qui se produisent dans son équilibre convectif peuvent brasser la matière pour incorporer de l’hydrogène dans le cœur, et relancer les réactions de fusion. Une telle étoile ressemble assez à une étoile normale, et sa masse est plus élevée que celle des autres dans l’amas.
•  les deux étoiles se raprrochent l’une de l’autre, au grès des perturbations, et finissent pas entrer en collision. L’objet ainsi produit est violemment brassé, et sa masse est la somme des masses des deux étoiles protagoniste. On obtient là encore une étoile bleue assez massive.

 

Binaires X

Observer un couple stellaire n’est en général pas facile, car les distances angulaires sont faibles. On ne les sépare qu’à faible distance. Et si la densité d’étoiles est élevée, comme dans un amas globulaire, il devient impossible de distinguer des étoiles qui se trouveraient en perspective.

Mais, alors que les étoiles simples n’émettent pratiquement pas dans le domaine X, de nombreux couples le font, par échange de matière. Il est plus facile de détecter les couples ainsi.

 

 

	amas ouverts	amas globulaires
nombre d’étoiles	qq centaines à qq milliers	qq dizaines de milliers à qq millions
localisation	dans le disque de la Galaxie	dans le halo
âge	étoiles jeunes	étoiles vieilles (âge de la Galaxie, 12 milliards d’années)
population	I	II géantes rouges, naines blanches
couleur	bleue	rouge
diamètre	30 parsecs	8 à 120 parsecs
aspect	système lache	forte concentration centrale
distance	< 3.000 parsecs	3.000 à 60.000 parsecs
métallicité	> métallicité solaire	< métallicité solaire
stabilité	< 1 milliard d’années	plusieurs dizaines de milliards d’années

 

La relation T_eff - Masse n’est valable que pour les étoiles de la Séquence Principale !

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