Les amas stellaires sont des regroupements d’étoiles, situés dans une galaxie constituée d’un très grand nombre d’étoiles, de gaz et d’autres objets liés les uns aux autres par la gravitation.
Lorsque la masse totale d’un amas atteint 10 000 masses solaires (de quelques dizaines d’étoiles à plusieurs milliers d’étoiles), l’amas est dit ouvert.
Lorsque sa masse dépasse un million de masses solaires, l’amas est dit globulaire.
1 Amas ouverts
Observé dans la constellation du Taureau (visible à l’œil nu), l’amas des Pléiades, il constitue un exemple connu d’un amas ouvert d’une centaine d’étoiles situé à 400 années-lumière de la Terre C’est un amas relativement jeune, qui s’est formé il y a seulement 40 millions d’années, et dont le diamètre est de l’ordre d’une vingtaine d’années-lumière.
Les amas ouverts sont tous relativement jeunes de quelques millions à quelques centaines de millions d’années et moins compacts que les amas globulaires.
Les astronomes ont identifié plus d’un millier d’amas ouverts, situés au voisinage du plan de la galaxie, nombre très inférieur à la réalité car la plupart ne sont pas détectables du fait de la forte extinction galactique.
L’observation des nuages moléculaires, berceaux d’étoiles, tels les nuages d’Orion ou du Taureau, en rayonnement infrarouge, moins absorbé que le rayonnement optique par le gaz sur la ligne de visée, permet d’observer que les étoiles se forment en amas.
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2 Les amas globulaires
Les amas globulaires galactiques sont pour la plupart situés dans le halo de notre galaxie, dans une sphère d’un rayon de 30 kiloparsecs (une centaine de milliers d’années-lumière).
Au nombre de 154, ils ne représentent que 1% de la masse visible du halo et un quart d’entre eux sont situés dans le disque galactique.
De forme quasi sphérique acquise au cours d’un phénomène de relaxation pendant une période d’environ un milliard d’années, les amas globulaires contiennent des étoiles peu massives et très âgées (environ 15 milliards d’années).
Les amas globulaires se sont donc formés au tout début de l’Univers, comme en témoigne leur composition chimique pauvre en éléments lourds, étoiles dites de population II, à faible métallicité.
Par exemple, les étoiles d’amas globulaires possèdent une abondance de fer , 10 à 300 fois inférieure à celle du Soleil, âgé de 4,5 milliards d’années.
Dictées par le puits de potentiel de la galaxie, les trajectoires des amas globulaires croisent environ trois fois par milliard d’années le disque galactique, perdant vraisemblablement au passage le gaz interstellaire, on observe en effet que les amas en sont dépourvus.
Lors de ces épisodes, les collisions gravitationnelles de ces amas avec les étoiles et le gaz du plan peuvent conduire à leur destruction par friction.
Cela expliquerait le faible nombre de ces amas à proximité du plan galactique, qu’ils traversent rarement, alors qu’ils sont abondants à grande distance de celui-ci. Mais ce n’est pas le seul phénomène conduisant à la disparition des amas globulaires.
Les interactions gravitationnelles entre les étoiles d’un amas globulaire tendent à normaliser la distribution des vitesses, ce qui permet de modéliser ce gaz d’étoiles comme un gaz parfait disposant d’une distribution maxwellienne des vitesses.
Les étoiles situées dans les queues de la distribution ont des vitesses supérieures à la vitesse de libération de l’amas, ce qui conduit progressivement à une évaporation de l’amas, qui se contracte et augmente sa densité centrale.
Son évolution dépend alors des effets stabilisateurs luttant contre l’effondrement sur lui-même qui le guette, soit par un effet de pression résultant d’un transfert d’énergie mécanique des étoiles en systèmes multiples au reste de l’amas, soit lors de la formation de trous noirs dans le cœur de l’amas.
Quoiqu’il en soit, le temps d’évaporation d’un amas dépend de sa masse initiale : plus elle est importante, plus le temps d’évaporation est long (jusqu’à 25 milliards d’années).
Les amas globulaires sont riches en sources de rayonnement X, probablement des systèmes binaires très serrés — constitués d’une étoile normale (étoile de la séquence principale, phase de fusion de l’hydrogène en hélium) ou d’une étoile évoluée (phases thermonucléaires ultérieures), et d’un compagnon compact (naine blanche, étoiles à neutrons).
La forte densité en étoiles des amas globulaires doit favoriser la constitution en systèmes doubles et multiples, puisque l’observation montre que les amas globulaires contiennent 100 fois plus de sources X que les autres régions du ciel.
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… tu parles des étoiles entre elles au sein d'un amas globulaire ou ouvert?
