Les amas d’étoiles

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 :

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.

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