Les amas globulaires

un amas globulaire célèbre: M13. site 'Amateur Astronomy'

Les amas globulaires sont des associations de plusieurs de centaines de millions d'étoiles, regroupées en des ensembles sphériques. La forte masse du centre de l'amas attire les étoiles et finit par former cette sphère d'étoiles ("globulaire" vient du latin "globulus", "petite sphère). Les amas globulaires ont un diamètre d'approximativement 100 années-lumière. Les amas globulaires sont, la plupart du temps, liés à une galaxie où ils sont situés dans le halo, y formant une sphère autour de la galaxie. Les galaxies elliptiques ont habituellement quelques milliers d'amas globulaires alors que les spirales n'en possèdent que quelques centaines. Les amas globulaires peuvent trouver leur origine dans des "amas proto-globulaires", poches de gaz qui finissent par s'effondrer sur eux-mêmes et former les amas définitifs. On suspecte la célèbre galaxie active Centaurus A d'abriter 2000 amas globulaires dont beaucoup sont plus lumineux et plus massifs que ceux de la Galaxie. Notre propre Galaxie possède, ainsi entre 150 et 200 amas globulaires dont la plupart sont groupés autour du renflement central de celle-ci. Les étoiles, dans la plupart des amas globulaires sont très densément entassées et la distance moyenne entre chaque étoile est nettement plus faible que celle que l'on trouve entre étoiles dans le milieu interstellaire habituel: 1/10ème d'année-lumière contre 5 à 6 années-lumière en général. Dans l'amas, les étoiles orbitent autour du centre de celui-ci au long d'orbites très elliptiques. Les étoiles des amas globulaires sont habituellement plus anciennes et moins massives que le Soleil. Les étoiles d'un amas ont habituellement un âge de 10-13 milliards d'années et elles datent donc de l'époque de la naissance des galaxies; ainsi, par ailleurs, elles sont une aide pour étudier l'origine des galaxies. Dans notre Galaxie, la distance entre le Soleil et les amas globulaires peut varier entre 7000-8000 années-lumière à plus de 100 000. Les amas globulaires de la Galaxie orbitent autour de celle-ci, avec des temps de révolution long; les orbites traversent le plan de la Galaxie et, actuellement, ils sont tous plus près du centre galactique que nous ne le sommes. Un groupe de 15 amas globulaires dits les "amas Palomar" du fait qu'ils ont été imagés, dans les années 1950, par la première étude générale du ciel de l'observatoire du Mt Palomar ("Palomar Observatory Sky Survey"), sont d'une luminosité faible soit qu'ils soient éloignés, soit qu'ils se trouvent obscurcis par de la poussière ou qu'ils ne contiennent plus qu'un petit nombre d'étoiles. Un amas globulaire observé dans le halo extérieur du Grand Nuage de Magellan, cette galaxie naine satellite de la nôtre, est peuplé d'étoiles d'âge moyen, vieilles de plusieurs milliards d'années. Certains des amas globulaires de la Galaxie, vus de la Terre, présentent une silhouette légèrement déformée car ils sont proches du centre galactique et les forces gravitationnelles les déforment. Certains amas globulaires appartenant à la galaxie d'Andromède contiennent un trou noir, ce qui n'est pas les cas de la Galaxie

La plupart des galaxies comportent des amas globulaires. La galaxie M87, par exemple, en contient des milliers. L'un deux, après qu'il soit passé près des deux trous noirs du centre de la galaxie, a été accéléré à plus de 3,2 millions de km/h et éjecté dans le vide de l'espace intergalactique. Même les Nuages de Magellan possèdent leurs amas globulaires. Les galaxies massives tendent à posséder des amas globulaires à la fois pauvres (de couleur bleue) et riches (couleur rouge) en métal; on pense que les amas de couleur rouge se forment en même temps que la galaxie alors les bleus apparaissent plus tard lorsque des galaxies satellites sont absorbées. Le fait qu'une galaxie possède les deux types est un signe qu'elle continue de cannibaliser des galaxies. On trouve aussi des amas globulaires dans les amas de galaxie et ils y sont détachés de leurs galaxies d'origine par les interactions gravitationnelles entre celles-ci (ainsi, dans un amas d'environ 1000 galaxies, on a trouvé, par exemple, 22400 amas)

->Une étude menée avec Hubble en octobre 2006 a confirmé que, dans les amas globulaires, comme on le pensait, les étoiles se répartissent en fonction de leur masse: les étoiles les plus lourdes ralentissent sur leurs orbites et "descendent" en direction du centre de l'amas; les étoiles plus légères accélèrent sur l'orbite et s'éloignent en direction des parties extérieures de l'amas. La densité des étoiles, par ailleurs, est très importante au centre des amas alors qu'elle est plus faible à la périphérie de ceux-ci

->Le télescope Chandra, de la NASA -ce télescope dans les rayons-X- a montré, en avril 2008, que les amas globulaires pourraient bien être plus jeunes que prévu: la plupart des amas globulaires seraient, en fait, dans la période de leur adolescence plutôt que dans leur âge moyen

Dans de tels environments denses, les étoiles doubles sont aussi fréquents -voire plus nombreuses- que dans des environnements qui le sont moins. La plupart des systèmes binaires que l'on trouve dans des amas globulaires sont constitués d'étoiles semblables à notre Soleil, qui orbitent autour d'une naine blanche ou d'une étoile à neutrons: ces systèmes sont donc des doubles à rayons-X dans lesquels de la matière tombe de l'étoile normale sur l'étoile plus petite; ce processus produit des rayons-X. Dans un amas globulaire, du fait de la forte densité d'étoiles, les interactions sont fréquentes: dans leurs mouvements, des étoiles se rapprochent suffisamment au point de former des étoiles doubles ou de modifier des systèmes doubles déjà formés. Les interactions peuvent prendre la forme de "phénomènes collisionnels entre trois étoiles, avec mécanisme d'échange" (en anglais "three-star exchange collisions"): une étoile à neutrons isolée peut modifier un système double d'étoiles "normales"; la moins massive des deux étoiles du système double est éjectée et la plus massive forme un nouveau couple avec l'étoile perturbatrice. Une autre forme d'interaction est celle de la "capture gravitationnelle": une étoile à neutrons frôle une étoile de taille et de conditions normales et la capture. Dans le milieu interstellaire habituel, seule une étoile sur un milliard fait partie d'un système binaire à rayons-X, avec une étoile à neutrons; dans les amas globulaires, au contraire, le rapport est d'aux alentours d'un pour un million. Le fait que les amas globulaires ont le même âge -eux et leurs étoiles se sont formés en peu de temps- ne peut masquer, cependant, qu'on a observé des différences: du fait que les étoiles lumineuses de forte masse consument leur gaz rapidement et que les amas sont anciens, on ne devrait y trouver que des étoiles de faible masse. Mais ce n'est pas le cas: les amas globulaires restent jeunes au coeur car, dans certaines circonstances, leurs étoiles peuvent recevoir un supplément de vie, de carburant stellaire, lequel leur ajoute de la masse et augmente significativement leur luminosité. Cela a lieu, particulièrement, lorsqu'une étoile prend de la matière d'une étoile-compagnon ou si il y a collision. Ces étoiles renouvelées s'appellent, en anglais, des "blue stragglers". Les blue stragglers sont des étoiles anciennes qui semblent jeunes. Les blue stragglers sont plus bleues, plus lumineuses et plus massives qu'elles devraient l'être. La théorie principale pour expliquer cela est que ces étoiles ne sont pas nées aussi importantes qu'on les observe aujourd'hui: elles ont reçu du matériau additionnel à un moment ou l'autre de leur existence. Cela peut avoir été dû soit à une fusion d'étoiles soit à un transfert de matériau entre les deux éléments d'une étoile double. Comme les étoiles les plus lourdes migrent vers le centre d'un amas globulaire au fur et à mesure que celui-ci vieillit, la forte masse des blue stragglers fait qu'elles sont fortement affectées par ce processus. Sur l'ensemble des amas globulaires de la Galaxie, quelques-uns apparaissent jeunes, les blue stragglers étant distribuées dans l'ensemble de l'amas alors qu'un nombre plus important semblent âgés, les blue stragglers étant rassemblées au centre. Un troisième groupe, lui, est vieillisant: les étoiles proches du coeur sont attirées vers le centre et les étoiles plus éloignées ne sombrent que progressivement. Dans les cas des amas qui vieillisent vite, le mouvement vers le centre peut s'accomplir en quelques centaines de millions d'années et, pour les plus lents, cela prendrait plusieurs fois l'âge actuel de l'Univers. Lorsque les étoiles les plus massives d'un amas globulaire sombrent vers le centre, l'amas subit ce qu'on appelle, en anglais, un "core collapse" ("effondrement du coeur"): le centre de l'amas devient extrêmement compact. On connaît bien les processus qui mène à un core collapse: ils mettent en jeu le nombre, la densité et la vitesse des étoiles. Un fait important, en termes d'amas globulaires, est que l'énergie qui est libérée par la formation de systèmes binaires proches semble empêcher les parties centrales de l'amas de s'effondrer et de former un trou noir massif (les interactions gravitationnelles dans l'amas, de plus, expulsent les trous noirs stellaires). Des objets des amas globulaires, dits "ultraluminous X-ray source" ("source de rayons-X ultra-lumineuse", ULX) font partie des sources rayons-X les plus lumineuses de l'Univers, les trous noirs galactiques exceptés. Certains ULX pourraient être des trous noirs d'une masse entre une centaine et un millier de fois celle du Soleil. Ils pourraient détruire, par rencontre, des étoiles de l'amas. Les nombreuses étoiles d'un amas globulaire orbitent autour d'un centre de gravité commun; certaines peuvent conserver des orbites relativement circulaires alors que d'autres voient leurs orbites les mener jusqu'aux frontières de l'amas. Les étoiles interagissant entre elles au long du temps qui passe, les étoiles les plus légères tendent à accroître leur vitesse et migrer en direction des extrêmités de l'amas alors que les étoiles plus lourdes ralentissent et leurs orbites se regroupent vers le centre de celui-ci. Cela donne des centres plus denses, plus brillants qui sont caractéristiques de ce qu'on appelle des "amas à coeur effondré" (en anglais, "core-collapsed clusters"), lesquels contiennent encore plus d'étoiles d'habituellement. 1/5ème des 150 amas globulaires qui orbitent autour de la Galaxie font partie de cette catégorie. Les amas globulaires "trient" leurs étoiles fonction de leur masse: les étoiles de masse faible prennent de la vitesse aux étoiles de forte masse. Ce qui fait que les étoiles massives ralentissent et sombrent au centre de l'amas et que les étoiles de masse faible accroissent leur vitesse et s'enfuient vers les bords de celui-ci, processus qu'on appelle, en anglais, "mass segregation" ("ségrégation fonction de la masse"). Dans un amas globulaire comme 47 du Toucan, par exemple, une telle migration prendra 40 millions d'années soit le temps pour que les étoiles concernées atteignent une orbite ajustée à leur masse. Dans leur mouvement vers l'extérieur, les étoiles ne rencontrent que peu d'interactions car la densité d'étoiles décroît au fur et à mesure qu'on quitte le centre de l'amas. Les forces gravitationnelles dans un amas globulaire trient les étoiles au fil du temps, les moins denses poussées vers l’extérieur et un noyau central très dense se formant. Du fait de leurs masses importantes et de leurs âges avancés, on pensait que les amas globulaires produisent un grand nombre de trous noirs de masse stellaire mais on pensait que la plupart d'entre eux disparaissaient après peu de temps; on a cependant découvert, début 2018, dans l'amas globulaire NGC 3201, un trou noir stellaire de 4 masses solaires

Dans de nombreux amas globulaires, toutes les étoiles semblent s'être formées en même temps alors que dans d'autres différentes populations, d'âge différent, existent. L'âge des étoiles dans un amas globulaire dépend de la masse de celui-ci: si la masse de l'amas est faible, il n'existe qu'une génération d'étoiles; si la masse est forte, plusieurs générations d'étoiles existent (ce qui est dû à la gravité de l'amas qui permet que du gaz et de la poussière soient attirés puis transformés en nouvelles étoiles). Les amas globulaires, en général contiennent deux, ou plusieurs, générations d'étoiles, dont les propriétés en terme d'éléments chimiques légers (carbone, azote, sodium, par exemple) sont différents. Une autre caractéristique des amas globulaires et que leurs étoiles sont surtout des étoiles âgées et que l'on n'y trouve que peu d'éléments lourds. Les étoiles des amas globulaires sont les plus anciennes de l'Univers et elles n'ont pas connu des générations successives. Certains amas, par ailleurs, dont la taille est d'aux alentours de trois fois la taille normale, pourrait avoir une gravité suffisante pour retenir les éléments lourds qui furent rejetés lorsque les toute premières étoiles s'y formèrent; cela permettrait à ces amas d'ainsi connaître des vagues successives de formation d'étoiles pendant une durée remarquable de 200 millions d'années. Les astronomes pensent cependant que de tels amas globulaires n'en seraient pas, en fait, mais qu'ils seraient des galaxies naines qui auraient été dépossédés de l'essentiel de leur contenu par les effets gravitationnels de notre Galaxie. Un exemple en serait le célèbre amas globulaire Omega du Centaure, que certains considèrent être une galaxie naine. La majorité des amas globulaires qui contiennent peu d'éléments au-delà de l'hydrogène et de l'hélium -donc qui contiennent des étoiles très anciennes, nées au début de l'évolution de l'Univers, par ailleurs, se trouvent sur un plan du halo galactique, ce qui laisse penser que ces amas proviendraient d'une galaxie satellite -d'où ils auraient été capturés gravitationnellement- et qu'ils n'appartiendraient donc pas au système même des amas de la Galaxie ni n'en seraient les plus vieux des amas globulaire. Les éléments majoritaires des amas globulaires, d'une façon générale, sont l'hydrogène et l'hélium, avec seulement quelques traces d'autres éléments. Les amas pauvres en métaux font partie de la catégorie Oosterhoff type II (OoII). La composition d'un amas globulaire permet de déterminer son âge. Dans un amas, lorsque les premières étoiles massives explosent en supernovas, elles détruisent par leur souffle le gaz qui devrait servir à d'autres étoiles mais ce dernier est cependant reconstitué par des étoiles moins massives, qui durent plus longtemps et qui émettent une partie de leur gaz de façon moins violente. Ce gaz tombe vers les régions centrales de l'amas et une seconde phase de formation a lieu et le cycle peut se reproduire encore quelques fois jusqu'à ce que la réserve de gaz devienne trop faible pour toute formation d'étoiles