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Les amas globulaires

Un amas globulaire est l'un des plus beaux objets célestes, de forme pratiquement sphérique, il est composé de cent mille à un million d'étoiles, compactement groupées dans un diamètre compris entre vingt et cent cinquante années lumière, pour une masse évaluée entre dix mille et un million de masses solaires.

Cependant quelques uns présentent une forme légèrement ellipsoïdale attribuée à une faible rotation sur lui-même. Dans un tel amas le nombre d'étoiles augmente au fur et à mesure que l'on pénètre à l'intérieur. Sa structure peut être décrite par trois paramètres : Le rayon du noyau central où la densité peut atteindre quelques centaines d'étoiles dans un cube de une année lumière de côté, alors qu'au voisinage du Soleil la densité n'est que de une étoile pour un cube de dix années lumière de côté. Le rayon extérieur représentant la limite que peut atteindre une étoile sans s'échapper de l'amas. Le nombre d'étoiles composant l'amas. Les amas globulaires sont des formations qui accompagnent la plupart des galaxies, quel que soit leur type ou leur taille.

Les amas de la Voie Lactée sont distribués dans un volume sensiblement sphérique, d'environ 200000 années lumière de diamètre, dont le centre est confondu avec celui de la Galaxie, ils sont environ 200.

Répartition des amas dans notre Galaxie

Ce sont les objets galactiques les plus éloignés du Soleil. Pour déterminer leur distance, on se sert des RRLyrae ou des Céphéides contenues dans l'amas. Les astrophysiciens connaissent bien la magnitude absolue de ces deux types d'étoiles variables, il suffit alors de déterminer la magnitude relative pour en déduire la distance.

Les amas globulaires de la Voie Lactée sont très anciens, ils sont contemporains du début de sa formation. D'après les dernières estimations leur âge serait de 12 à 13 milliards d'années. Ils sont composés d'étoiles très anciennes dîtes de population II, dont la composition chimique en surface est marquée par une faible présence d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium appelés «métaux» par les astrophysiciens. L'abondance de ces éléments lourds varie d'un amas à l'autre, mais dans l'ensemble ils sont 50 à100 fois plus pauvres en «métaux» que le Soleil.
On pense que toutes les étoiles d'un amas globulaire se sont formées en même temps et au même endroit, en profitant de la fragmentation du nuage protogalactique lors de son effondrement pour former la Galaxie.
Lorsque les premières étoiles se sont formées, la taille de la Galaxie était certainement celle du halo actuel. La dissipation d'énergie dans le nuage de gaz protogalactique générateur d'étoiles, en rotation sur lui-même, aurait empêché la future Voie Lactée de maintenir durablement la forme du halo, ce nuage de gaz hétérogène se serait contracté rapidement en un disque mince, laissant sur place les amas globulaires et les étoiles du halo qui se seraient formées dans des zones différentes, ce qui expliquerait la variabilité de leur concentration en«métaux».
Le Big-bang n'a produit que de l'hydrogène et de l'hélium, il faut donc que des étoiles plus anciennes que celles des amas globulaires, aient produit des éléments plus lourds. Ces étoiles dîtes de population III ont été récemment découvertes, elles seraient nées avant la formation des galaxies, composées uniquement de gaz produits par le Big-bang, leur durée de vie auraient été très courte car leur masse équivalait à plusieurs centaines de fois celle du Soleil, ce qui leur auraient permis d'ensemencer le gaz protogalactique, permettant ainsi aux générations suivantes d'étoiles d'être plus chargées en «métaux».

Les amas globulaires de la Voie Lactée sont métalliquement très pauvres :

Métallicité des amas en fonction de leur age

Dans un amas chaque étoile est maintenue par l'attraction gravitationnelle globale de toutes les autres, elles décrivent des boucles vers l'intérieur et vers l'extérieur selon des orbites régulières très enchevêtrées et dont la période est d'environ un million d'années. En moyenne autant d'étoiles se déplacent vers l'intérieur que vers l'extérieur à un instant donné. Leur vitesse compense exactement l'attraction gravitationnelle vers le centre, ce qui permet la cohésion de l'amas. Cependant certaines étoiles peuvent acquérir assez d'énergie pour échapper au champ gravitationnel de l'amas, soit par perturbation des orbites lorsque deux étoiles passent à proximité l'une de l'autre, soit par des effet de marée exercés par la Galaxie lorsque l'amas traverse le plan galactique.
Peu à peu, une fraction des étoiles s'échappe de l'amas pendant que les autres se rassemblent de plus en plus vers le centre. Lorsque la densité d'étoiles devient trop importante au centre, les collisions peuvent conduirent à la formation de systèmes binaires très serrés et peut-être à un trou noir.
Le calcul et certaines observations semblent indiquer que ultérieurement, la majeure partie extérieure de l'amas se dilate jusqu'à complète dispersion, car la perte de masse par «évaporation» affaiblit le champ de gravité qui confine les étoiles restantes, permettant ainsi à l'amas de se dilater.

Si tous les amas de la Voie Lactée sont vieux, il n'en est pas de même pour d'autres galaxies. Particulièrement, lorsque deux galaxies spirales contenant encore de grandes quantités de gaz interstellaire entre en collision, ce qui a pour effet d'augmenter la pression du gaz de 100 à 1000 fois, ce qui est suffisant pour produire des flambées d'étoiles et donner naissance à des amas globulaires.
Lors de la collision, la forme des deux galaxies spirales peut être complètement modifiée, pour donner parfois naissance à une unique galaxie elliptique, contenant plus d'amas globulaires que la somme des amas des deux galaxies d'origine.

Grâce au télescope spatial Hubble, les astrophysiciens ont pu observer les amas de nombreuses galaxies. Chaque fois que l'une d'elle présente une forte natalité stellaire on y découvre de jeunes amas globulaires très denses en étoiles, ils ont un diamètre et une masse comparable à ceux de la Voie Lactée. Toutefois les flambées d'étoiles ne produisent pas toujours des amas globulaires.
Pour évaluer l'âge d'un amas on peut procéder de deux manières: Comparer la couleur des étoiles, laquelle dépend du pourcentage d'éléments lourds. De deux étoiles ayant la même masse et situées sur la séquence principale du diagramme H.R, celle qui présentera la plus forte métallicité sera la plus froide, car l'absorption du rayonnement émis par le cœur de l'étoile, pour compenser son effondrement sous son propre poids, est d'autant plus efficace que celle-ci est chargée en métaux, de sorte que sa température est plus faible, ce qui entraîne un décalage vers le rouge de sa couleur de surface (une géante bleue sera moins bleue que ce qu'elle devrait être, une naine rouge plus rouge, etc.) .
Le deuxième procéder est fondé sur l'évolution des étoiles massives, les amas rassemblent des astres de composition et d'âges similaires, mais de masses différentes, ce qui influe sur la durée de vie. Plus une étoile est massive, plus elle va consommer l'hydrogène de son cœur rapidement pour combattre la gravité, elle se situe alors sur la séquence principale. Lorsque l'hydrogène du cœur est entièrement transformé en hélium, l'étoile va quitter la séquence principale pour devenir une géante rouge. Comme toutes les étoiles d'un amas ont pratiquement le même âge, elles quittent la séquence principale au même endroit appelé« bifurcation ou coude», ce qui correspond à une même luminosité et à une même température, on peut alors en déduire l'âge de l'amas :

diagramme hr de m92 et m3

Des amas d'âge intermédiaire ont été découverts autour de plusieurs galaxies elliptiques, mais cette étude est difficile, car si les jeunes amas brillent d'une belle couleur bleutée, leurs étoiles massives évoluent et meurent rapidement en quelques millions d'années, ensuite l'évolution est beaucoup plus lente pour les étoiles moins massives, ce qui conduit à des différences peut perceptibles pour apprécier les différences d'âge des amas globulaires d'une même galaxie.

Pour conclure, les amas les plus jeunes sont dans les galaxies actuellement en collision, leur métallicité est semblable à celle de l'univers contemporain, ils sont âgés de quelques millions à quelques centaines de millions d'années. Ceux dont l'âge est intermédiaire peuvent avoir jusqu'à plusieurs milliards d'années, les plus âgés sont nés lors de la formation de leur galaxie. Les amas globulaires participent ainsi à l'histoire de la galaxie autour de laquelle ils tournent : Un amas parcourt une orbite elliptique généralement très allongée autour de la Galaxie, en 200 millions d'années environ.

Mouvement d'un amas Globulaire dans notre Galaxie

QUELQUES AMAS GLOBULAIRES A OBSERVERDANS LE CIEL BOREAL :

M2 (NGC7089) dans le Verseau, à 4°45' nord et 2mn est de bêta Verseau. A observer de préférence à la fin de l'été. Le T125 révèle déjà sa splendeur, le T200 résout les étoiles périphériques.

M3 (NGC5272) dans les chiens de chasse à 33mn ouest et 9° nord d'Arcturus du Bouvier. IL comprend au moins 1500000 étoiles. A observer de préférence en avril. Avec des jumelles sa structure granuleuse est Révélée, au T125 ses étoiles périphériques apparaissent, le T200 avec un oculaire à grand donne un très beau spectacle.

M4 (NGC6121) dans le Scorpion, à 5mn ouest d'Antarès et à la même déclinaison. A observer de préférence en juillet et début août. Avec des jumelles il est bien visible, au T125 les étoiles périphériques apparaissent, au T200 c'est un splendide amas.

M5 (NGC5904) dans la tête du Serpent, à 26mn ouest et 4° 20' sud de Unuk. A observer de préférence en avril et mai. Avec des jumelles l'amas est resplendissant, le T125 fait apparaître un noyau dense et très lumineux, au T200 on peut observer une centaine d'étoiles.

M9 (NGC6333) dans Ophiuchus, à 9mn est et 3° sud de η Ophiuchus. Situé à environ 24000AL, il à un diamètre de 60AL. L'observation est à faire l'été. Avec des jumelles il est bien visible, auT125 sa forme circulaire se révèle, au T200 une vingtaine d'étoiles sont visibles.

M10 (NGC6254) dans Ophiuchus, à 46mn ouest et 8°30' sud de β Ophiuchus. Sa distance est d'environ 15000AL. L'observation est à faire l'été. Au T125 les étoiles périphériques sont visibles, au T200 et un oculaire à grand champ il est entièrement résolu.

M12 (NGC6218) dans Ophiuchus, à 10mn ouest et 2° nord de M10. Il est situé à environ 20000AL. Son observation est à faire l'été. Il est facilement défini avec des jumelles, au TY125 sa forme ovoïdale apparaît, au T200 une trentaine d'étoiles sont visibles.

M13 (NGC6205) dans Hercule, dans le premier tiers du segment η et ζ Hercule. Son diamètre est de 175al, il est situé à environ 25000AL et il contint 500000 étoiles. L'observation est à faire l'été. Il est bien visible avec des jumelles, au T125 il présente une structure granuleuse et une vingtaine d'étoiles sont définies, au T200 de nombreuses étoiles apparaissent, au T350 le spectacle est magnifique. C'est l'un des plus beaux amas globulaires du ciel boréal.

M15 (NGC7078) dans Pégase, à 4° au N.O. de ε Pégase. Son diamètre est de 130ALet sa distance est d'environ 30000AL. C'est un amas très brillant dont l'observation est à faire l'été ou au début de l'automne. On peut le repérer aux jumelles, à partir du T125 des étoiles périphériques sont visibles.

M22 (NGC6656) à 2°3' au N.O. de λ Sagittaire. Sa distance est d'environ 22000AL et son diamètre de 50AL. A observer en juillet en début de nuit. Avec des jumelles il est visible, le T125 isole environ 30 étoiles, le T200 montre l'un des plus beaux amas du ciel boréal.M28 (NGC6626) dans le Sagittaire, à 45mn ouest et 30' nord de λ Sagittaire. Repérable avec des jumelles, le noyau est visible au T125 et le T200 fait voir quelques étoiles.

M53 (NGC 5024) dans la chevelure de Bérénice, à 10mn est et 7° nord de Vindemiatrix. Il est visible aux jumelles, le noyau est vu au T125 et le T200 montre plusieurs dizaines d'étoiles.M56 (NGC6779) dans la Lyre, à 15mn ouest et 2° nord de β du Cygne. L'observation est à faire en juillet. Le T125 montre une nébulosité ronde, avec le T200 des étoiles périphériques apparaissent.

M92 (NGC6341) dans Hercule, à 35mn est et 7° nord de M13. C'est un amas à observer en juillet. Le noyau est vu aux jumelles, à partir du T125 quelques étoiles apparaissent et le T200 montre sa forme ovalisée.

QUELQUES AMAS GLOBULAIRES A OBSERVERDANS LE CIEL AUSTRAL :

NGC5139 (Oméga du Centaure) très certainement le plus beau objet du ciel profond, à voir absolument lors d'un séjour dans l'hémisphère sud. Il est bien visible à l'œil nu, des étoiles périphériques sont déjà vues avec des jumelles, au T125 toutes les étoiles extérieures sont résolues, au T200 des centaines d'étoiles sont visibles, au T350 avec oculaire à grand champs, la vision est grandiose.

NGC104 (47 Toucan) à 2° est du petit nuage de Magellan. C'est le deuxième plus beau amas du ciel profond. Il commence à être résolu au T100, le T200 montre des centaines d'étoiles et le T350 en fait voir des milliers.

NGC288 dans le Sculpteur, il est facile à trouver avec des jumelles, partiellement résolu au T200 et presque entièrement au T350.

Article de Gérard Fremion. 2008


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