Un amas d’étoiles est un groupe d’étoiles qui partagent une origine commune et sont liées gravitationnellement pendant un certain temps. Ils sont particulièrement utiles aux astronomes car ils permettent d’étudier et de modéliser l’évolution et les âges stellaires. Les deux catégories de base d’amas stellaires sont les amas ouverts, également connus sous le nom d’amas galactiques, et les amas globulaires.
- Assemblages ouverts ou galactiques
- amas globulaires
- Age des amas et séquence principale d’âge zéro
Assemblages ouverts (galactiques)
Les amas ouverts sont ainsi nommés en raison du fait que les étoiles individuelles qui les composent sont facilement résolues par un télescope. Certains exemples, comme les Hyades et les Pléiades, sont si proches que les étoiles individuelles peuvent être clairement distinguées à l’œil nu. Ils sont parfois appelés amas galactiques en raison de leur emplacement sur les bras spiraux poussiéreux du plan des galaxies spirales. Les étoiles d’un amas ouvert ont une origine commune : elles se sont formées à partir du même nuage moléculaire géant initial. Les amas contiennent généralement quelques centaines d’étoiles bien que cela puisse varier de quelques dizaines à quelques milliers.
Les étoiles au sein d’un amas ouvert ne sont que faiblement liées par la gravité. Alors que l’amas tourne autour de la galaxie, il finit par se disperser en raison des perturbations gravitationnelles avec les autres objets de la galaxie. Alors que notre Soleil s’est probablement formé à l’origine dans un amas ouvert, il n’y a plus d’amas discernable avec les étoiles voisines. Les amas ouverts sont donc généralement des objets relativement jeunes. Certains, comme les Pléiades, présentent encore des signes de nébulosité qui suggèrent leur formation récente. Les étoiles des amas ouverts appartiennent à la population I, elles sont jeunes et ont une métallicité élevée. Les amas ont une taille allant de quelques à une vingtaine de parsecs.
Amassemblages globulaires
Les amas globulaires contiennent plusieurs milliers à un million d’étoiles dans un système sphérique lié par la gravitation. Situés principalement dans le halo entourant le plan galactique, ils comprennent les étoiles les plus anciennes de la galaxie. Ces étoiles de population II sont très évoluées mais avec de faibles métallicités. Les amas sont si vieux que toute étoile supérieure à la classe G ou F aura déjà évolué hors de la séquence principale. Il y a peu de poussière ou de gaz libre dans les amas globulaires, de sorte qu’aucune nouvelle formation d’étoiles ne s’y produit. Les densités stellaires dans les régions internes d’un amas globulaire sont très élevées par rapport à des régions telles que celles autour du Soleil.
Comme pour les amas ouverts, les étoiles des amas globulaires ont probablement eu une origine commune. Contrairement aux amas ouverts, les amas globulaires restent normalement gravitationnellement cohérents tout au long de leur vie. Les étoiles qui les composent ne sont pas dispersées hors de l’amas. Notre Voie lactée compte environ 200 amas globulaires. Parmi les exemples marquants, citons 47 Tuc, M4 et Oméga Centauri, bien qu’il y ait un débat sur la question de savoir s’il s’agit en fait d’une galaxie sphéroïdale naine capturée.
Age des amas et séquence principale à âge zéro
Les amas d’étoiles sont particulièrement importants car ils permettent aux astronomes de vérifier les modèles d’évolution stellaire et l’âge des étoiles. Intéressons-nous d’abord aux amas ouverts pour comprendre pourquoi il en est ainsi.
Les étoiles d’un amas ouvert ont une origine commune issue d’une nébuleuse donnée. Elles partagent donc la même métallicité initiale, de sorte que tout effet de celle-ci sur l’évolution stellaire est effectivement le même pour les membres de l’amas. Un autre point important est que toutes les étoiles d’un amas sont effectivement à la même distance d’un observateur sur Terre. Même si un amas peut avoir un diamètre de quelques parsecs, cette taille est insignifiante comparée à la distance beaucoup plus grande de l’amas par rapport à la Terre. Si nous prenons des mesures photométriques pour les étoiles de l’amas, la magnitude apparente de chacune d’entre elles nous permet donc également de déduire les luminosités absolues relatives des membres de l’amas. Les étoiles qui apparaissent les plus brillantes au sein d’un amas sont intrinsèquement plus lumineuses que les membres plus faibles.
Les astronomes utilisent ce fait pour obtenir un diagramme couleur-magnitude pour un amas. Il s’agit simplement d’un diagramme HR qui trace la magnitude apparente, généralement V (ou mV) sur l’axe vertical contre l’indice de couleur, B – V sur l’axe horizontal. En utilisant la parallaxe spectroscopique, ils peuvent ensuite calibrer le diagramme pour obtenir des valeurs de magnitude absolue, M ou MV. En faisant cela pour plusieurs amas ouverts, on obtient un résultat intéressant. Les images ci-dessous montrent quelques amas ouverts. À gauche, nous avons h + χ Persei, un amas ouvert double dans lequel les deux amas, distants de 2 200 parsecs, ne sont séparés que d’environ 30 parsecs. L’image de droite montre M67. Remarquez-vous des différences entre les deux images ?
Si nous traçons ces amas ouverts et d’autres sur un diagramme HR, nous obtiendrions le tracé ci-dessous. Comme les amas sont à des distances différentes, il a été calibré en magnitude absolue.
Si vous étudiez ce diagramme de près, vous remarquerez une nouvelle échelle sur l’axe vertical de droite. Les « années » font ici référence à l’âge de l’amas. Un amas tel que h + χ Persei est si jeune que la plupart de ses étoiles sont encore sur la séquence principale – elles ne se sont pas encore éteintes. Les Pléiades, légèrement plus anciennes, n’ont plus d’étoiles plus chaudes que l’indice de couleur 0 (classe spectrale A0) sur la séquence principale. Les membres les plus massifs de l’amas ont déjà évolué de la séquence principale vers les branches géantes. M67, un très vieil amas ouvert, n’a plus aucune étoile plus chaude que +0,4 indice de couleur sur la séquence principale. Le point d’inflexion sur le diagramme où l’amas quitte la séquence principale est d’une importance capitale. Plus le point de virage est éloigné de la séquence principale, plus l’amas est ancien.
Lorsqu’une étoile atteint pour la première fois la fusion de l’hydrogène au cœur et apparaît sur la séquence principale, on dit qu’elle est d’âge zéro. La séquence principale d’âge zéro (ZAMS) est la séquence principale de toutes les étoiles lorsqu’elles se forment initialement dans un amas. Plus la séquence principale est élevée, plus l’étoile est massive.
Comme les amas globulaires sont généralement beaucoup plus anciens que les amas ouverts, leurs diagrammes couleur-magnitude montrent des étoiles plus évoluées. Ils n’ont également plus d’étoiles de forte masse sur la séquence principale. Le diagramme couleur-magnitude ci-dessous pour M55 illustre ce point.
Intéressant, si vous étudiez le diagramme ci-dessus, vous voyez un groupe d’étoiles chaudes qui semblent être sur la séquence principale au-dessus du point de virage. Celles-ci sont en fait connues sous le nom de traînards bleus. En raison des fortes densités stellaires au sein des amas globulaires, les astronomes pensent que certaines étoiles peuvent coalescer et fusionner ensemble. La masse combinée rend donc la nouvelle étoile plus chaude (plus bleue) et plus brillante que le gros des étoiles.
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