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Nébuleuses et amas stellaires

Les amas globulaires (V)

A l'opposé des amas ouverts, nous trouvons des membres de la Population II, les amas globulaires, dont le plus connu dans l'hémisphère Nord, M13 dans la constellation d'Hercule présenté ci-dessous à gauche se situe à 25000 années-lumière de la Terre.

D’aspect sphérique, sortes de globules flottant parmi les constellations, les étoiles constituants un amas globulaire sont en moyenne séparées les unes des autres de 0.5 année-lumière soit moins de 5000 milliards de kilomètres mais certains sont beaucoup plus denses. Dans le coeur des plus denses[7], la masse peut atteindre environ 100000 M/pc3, leur région centrale étant gouvernée par l'autogravitation (la force gravitationnelle que les étoiles exercent sur elles-mêmes). Les amas globulaires peuvent être représentés comme des systèmes sphériques à N corps.

Cette très forte densité de population incita les radioastronomes à envoyer en 1974 leur premier message aux extraterrestres vers M13 dans le cadre du programme SETI. La prouesse technique fut renouvelée une génération plus tard.

Logiciel à télécharger : GlobularClusters (simulateur)

A gauche, M13 qui brille à la magnitude apparente +5.8 dans la constellation d'Hercule photographié par Maurizio Cabbibo avec une lunette apochromatique Takahashi TOA de 130 mm f/7.7 avec lunette-guide et caméra CCD SBIG-STL-11000. Il s'agit d'un composite LRGB exposé 5 heures au total. La petite galaxie au-dessus à droite est NGC 6207 de magnitude 11.6. Entre cette galaxie et M13, on distingue également une petite galaxie spirale active, IC 4617 de magnitude 15.1. Au centre et à droite, deux images de l'amas globulaire atypique car plus proche de l'amas ouvert, NGC 6362 également appelé Tau Canis Majoris respectivement photographié par J.W. Inman (centre) avec un télescope amateur et par le Télescope Spatial Hubble (droite). Cet amas visible à l'oeil nu comme une étoile de magnitude 4.4 se situe à 25000 années-lumière. L'image prise par Hubble révèle de nombreuses étoiles bleues en périphérie de l'amas plutôt qu'au centre où la concentration des étoiles est la plus élevée. On suppose que leur présence inhabituelle si loin du centre est liée à des interactions stellaires ou à un transfert de matière dans des systèmes binaires. Ces processus auraient réchauffés ces étoiles, leur donnant une apparence bleutée et plus jeune que leurs voisines.

Les amas globulaires contiennent entre 100000 et 1 million d'étoiles généralement en fin d'évolution. On reviendra sur leur âge et leur composotion. Ils ne contiennent virtuellement pas de poussières ni d'étoiles jeunes, à l'exception de NGC 6362 présenté ci-dessus et NGC 6101 qui contiendrait également de jeunes étoiles et surtout des centaines de trous noirs stellaires. Ils renferment également des étoiles variables. M15 (NGC 7078) présenté ci-dessous contient même une nébuleuse annulaire. En 1988, les radioastronomes ont confirmé que les amas globulaires contenaient également des étoiles binaires et des pulsars, principalement M15 et 47 Tucana. Des pulsars millisecondes ont été découverts dans M28[8] et certains amas globulaires contiennent même des pulsars X, issus vraisemblablement de systèmes binaires dont l'un des membres a perdu son atmosphère au profit du pulsar. Ce transfert de masse finit par provoquer l'émission d'un rayonnement X pulsé.

A gauche, l'amas globulaire M15, NGC 7078, avec au centreun gros plan sur son noyau. Situé à 30600 a.l. il présente un diamètre de 130 a.l. Il renferme des étoiles variables, une nébuleuse planétaire et quelques étoiles bleues et chaudes. Son noyau émet également un rayonnement X intense peut-être provoqué par l'interaction d'un trou noir avec des étoiles proches. A droite, l'amas globulaire M28, NGC 6626, situé dans le Sagittaire à 17900 a.l. Il contient des pulsars X. Il se situe à quelques degrés de l'amas globulaire M22. Document NASA/ESA/STScI et NASA/UCO/Lick Obs./UC Santa Cruz et NASA/ESA/STScI.

Emplacement des amas globulaires

Ainsi qu’en témoignent les quelque 180 amas globulaires qui peuplent la Voie Lactée (contre 157 selon un inventaire établit en 2010), ces amas stellaires se trouvent en dehors du plan de la Galaxie, dans une zone sphérique centrée sur le noyau dénommée le halo stellaire. Son rayon, corrigé de l'absorption interstellaire peut atteindre 260000 années-lumière mais certains amas se trouvent à 320000 années-lumière du noyau. Les plus proches se situent à quelques années-lumière du noyau et ont été enrichis en métaux par les étoiles du bulbe.

Ce halo fut mis en évidence dès 1918 par Harlow Shapley et nous retrouvons cette structure autour de la plupart des galaxies. Dans le cas de la Voie Lactée, la densité spatiale des étoiles du halo n'est pas régulière mais accuse une chute rapide en périphérie qui suit grosso-modo une loi en 1/r3.

Distribution des amas globulaires dans la Voie Lactée. Document adapté de Bruce MacEvoy.

Les amas globulaires sont distribués dans le halo en fonction de la gravité et ont été classé en trois rayons en fonction de leur distance au bulbe galactique :

- le rayon nucléaire (défini en fonction de leur vitesse et de leur densité)

- le rayon de demi-masse

- le rayon de marée.

Ils sont également distribués en fonction de leur type spectral qui est directement lié à la masse et à l'âge des étoiles qu'ils abritent (bien que nous verrons plus bas que les étoile BSS peuvent nuancer cette affirmation). Ainsi, plus de la moitié des amas globulaires sont dits bleus, des types F2-F6; ils comprennent des étoiles bleues relativement jeunes et pauvres en métaux accrétées lors de la fusion de galaxies naines par la Voie Lactée. Ils se situent en majorité en périphérie du halo stellaire et donc à l'écart du plan galactique. Les autres amas globulaires sont dits rouges (en fait de couleur jaune-orangée) des types G0-G5 et se trouvent près du bulbe. Ils contiennent des étoiles riches en métaux et très âgées. Cette distribution en amas globulaires rouges et bleus se retrouvent dans la plupart des galaxies mais nous verrons qu'il existe au moins une exception dans NGC 1277 qui ne contient pratiquement pas d'amas globulaires bleus.

A partir des lois de la mécanique céleste, les astronomes ont découvert que la quantité de matière contenue dans ce halo est équivalente à la  masse des étoiles de la Voie Lactée, mais plus des 4/5e de cette matière ne sont pas visibles et probablement constitués de matière et d'énergie sombres dont on ignore encore la nature. On reviendra sur la composition du halo Galactique.

Production d'étoiles

Le plus brillant des amas globulaires est Oméga Centaure, NGC 5139 présenté ci-dessous à gauche. Il brille dans l'hémisphère Sud comme une étoile un peu floue de magnitude 3.9, avec une coloration jaune verdâtre (classe spectrale F7). Situé à environ 15800 a.l., son diamètre apparent de 36.3' est voisin de celui de la pleine Lune ! En son centre, les étoiles sont 10000 fois plus rapprochées que dans la banlieue du Soleil avec une distance moyenne de seulement 500 millions de kilomètres entre les étoiles.

Oméga Centaure serait âgé de 11.52 milliards d'années et contiendrait l'équivalent de 4 millions de masses solaires. A l'inverse des autres amas globulaires, Oméga Centaure continue à produire des étoiles extrêmement riches en hélium. Cette bizarrerie a conduit les astrophysiciens à l'étudier plus en détail.

L'ams globulaire Oméga Centaure. A gauche, une photographie prise au téléobjectif depuis La Palma en Espagne le 24 juin 2014 par les membres du projet Nighflight. Sa surface est équivalente à celle de la pleine Lune. A droite, une photographie prise avec un astrographe Zen de 400 mm f/8 sur film couleur par le constructeur Astrooptik. Notons que Oméga Centaure se trouve à environ 8° de la radiogalaxie Centaurus A, NGC 5128.

Selon une étude publiée en 2008 par Eva Noyola de l'Université du Texas et ses collègues dans l'"Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv), Oméga Centaure ne serait pas un amas globulaire mais le résidu d'un noyau de galaxie dont les étoiles périphériques auraient été absorbées par la Voie Lactée. A l'appui de cette hypothèse, les étoiles composant Oméga Centaure présentent une métallicité très variable, l'amas présente une vitesse orbitale élevée et une forme aplatie, sans compter qu'il abrite un trou noir galactique d'une masse estimée à 40000 M.

Chimie des amas globulaires : une énigme enfin résolue

Depuis les années 1960, les astrophysiciens ont constaté que la composition des étoiles des amas globulaires est différente de celle des autres étoiles de la Voie Lactée. En effet, les abondances du He, C, N, O, Na, Mg et Al sont anormales. Pour comprendre ce problème, ils se sont penchés sur l'origine de ces anomalies d'abondances.

Dans une étude publiée en 2018 dans les "MNRAS" (en PDF sur arXiv), l'équipe de Mark Gieles de l'Université de Surrey montra que ces éléments chimiques n'ont pas été produits par les étoiles elles-mêmes car ils nécessitent des températures environ 10 fois supérieures à celles régnant dans le coeur de ces étoiles. Selon les chercheurs, des étoiles supermassives de plus de 1000 M se seraient formées en même temps que les amas globulaires. À cette époque, les amas globulaires contenaient du gaz dense à partir duquel les étoiles se sont formées. Au fur et à mesure que les étoiles ont collecté du gaz, elles se rapprochèrent les unes des autres, finissant par entrer en collision et former des étoiles supermassives ou SMS. Ces étoiles étaient suffisamment chaudes pour produire tous les éléments chimiques et "polluer" les autres étoiles de l'amas avec les éléments particuliers que nous observons aujourd'hui.

Cette condition serait remplie si l'amas contient au moins 1 million d'étoiles et si le taux d'accrétion de gaz est d'au moins 10000 M par milliard d'années, ce qui rappelle que la formation des amas globulaires s'effectue dans des environnements gazeux de haute densité.

Gieles confirme que ce qui est vraiment nouveau dans leur modèle, est le fait que la formation des étoiles supermassives et des amas globulaires est intimement liée, et ce nouveau mécanisme est le premier modèle capable de prédire l'abondance des différents éléments des étoiles des amas globulaires, un défi enfin résolu sur le plan théorique après un demi-siècle de recherches. Reste à valider ce modèle.

Les chercheurs proposent différentes techniques pour tester ce nouveau modèle grâce aux grands télescopes existants et à venir qui peuvent sonder les régions les plus reculées de l'univers jusqu'à l'époque primordiale où les premiers amas globulaires se formèrent. Si on découvre effectivement un jour des étoiles de plus de 1000 M aux confins de l'univers (aujourd'hui les étoiles les plus massive ne dépassent pas environ 100 M) et que leur chimie est conforme à ce modèle, cela apportera un argument de poids en faveur de cette théorie.

La dynamique des amas globulaires

Comme on le constate en étudiant la dynmaique d'Oméga Centaure, la vie des amas globulaires n'est probablement pas aussi sereine qu'on l'imaginait encore au milieu du siècle dernier. Des simulations informatiques basées sur l’évolution des modèles de King-Michie suggèrent que les étoiles évoluent autour du noyau sur des orbites fortement excentriques, les orbites stellaires peuvant interagir et évoluer au cours du temps[9]. Tantôt à l'écart de l'amas, les étoiles se retrouveront quelques millions d'années plus tard très près du noyau.

A gauche, le coeur très dense de l'amas globulaire Oméga Centaure photographié par le Télescope Spatial Hubble au cours de sa 4e maintenance en mai 2009 qui permit d'améliorer la qualité de ses images à travers une grande partie du spectre. L'image oiginale contient environ 100000 étoiles. A droite, à partir du relevé des positions des étoiles contenues dans le cadre de gauche réalisé en 2002 et 2006, J.Anderson et R. van der Marel du STScI ont calculé leur déplacement au cours des 600 prochaines années (chaque point représente un intervalle de 30 ans); toutes les étoiles présentent un mouvement désordonné en raison des perturbations multiples qu'elles subissent par leurs voisines.

On estime que sur une période d'un milliard d'années, les perturbations stellaires provoquaient une modification de la trajectoire des étoiles voisines de l'ordre de 90°. Il est de même apparu que la plupart des amas originellement compacts ont été désintégrés par ce mécanisme, dispersant les étoiles dans la halo de la Voie Lactée.

L'univers existant depuis environ 13.8 milliards d'années, la plupart des étoiles d'un amas globulaire sont parvenues à un état d'équilibre gravitationnel. Certaines étoiles ont été éjectées en dehors de l'amas tandis que les forces gravitationnelles qui se développent dans son noyau ont provoqué sa contraction. En quelques milliards d'années, il finit par s'effondrer provoquant ce que l'on appelle une "catastrophe gravothermique". A ce jour, seuls 20% des amas globulaires ont subi une telle contraction. Ce faible nombre pourrait s'expliquer par le transfert de l'énergie nécessaire à cet effondrement vers les systèmes binaires et les étoiles proches. Les couples se rapprocheraient un peu plus, sans entraîner d'effets particuliers, mais ils stopperaient la contraction des amas. À partir de mesures effectuées sur M31, S.Tremaine et J.Ostriker[10] de l’Université de Princeton ont suggéré que si les amas globulaires atteignaient une densité de 1010 M/pc3 à une distance inférieure à 0.02 pc (4000 UA) du noyau d’une galaxie, ils seraient attirés vers lui par la friction dynamique. Mais à l’heure actuelle aucun amas ne présente ces caractéristiques.

L'étude des interactions stellaires dans un amas globulaire nous rappelle une nouvelle fois, le rôle important de la gravitation dans la stabilité des systèmes multiples.

L'âge des amas globulaires

Les plupart des amas globulaires sont presque aussi vieux que les galaxies qu'ils entourent. Dave Latham précité nous rappelle que cette hypothèse est soutenue par au moins trois arguments observationnels :

- Les amas globulaires sont dispersés tant au-dessus qu'en dessous du plan de la Voie Lactée, et ont donc dû se former avant la condensation des gaz et des poussières qui formèrent le disque Galactique;

- Les éléments lourds que l'on a trouvé dans les atmosphères stellaires des amas globulaires sont déficients d'un facteur 10 à 100 comparés au Soleil, indiquant que les étoiles de ces amas ont appartenu à la première génération d'étoiles, formée avant même que les composés bruts n'aient été enrichis par la nucléosynthèse, précédent l'apparition des étoiles massives;

- Enfin, les étoiles massives se trouvant sur la Séquence principale des amas globulaires se sont toutes consumées, donnant à ces amas un âge d'au moins 12 milliards d'années.

A gauche, l'amas globulaire M80, NGC 6093, de magnitude apparente +8 est situé dans la constellation du Scorpion à 28000 a.l. Il est âgé d'environ 12.5 milliards d'années et contient des centaines de milliers d'étoiles. Noter la présence d'étoiles jeunes et bleues au centre de l'amas, une catégorie d'étoiles que l'on rencontre rarement dans ce type d'amas. M80 vit l'explosion d'une nova en 1860. Cliquer sur l'image de droite pour lancer une animation (Mpeg de 2.8 MB) effectuant un zoom sur 47 Tucana (en bas de l'image, à gauche du LMC), passant progressivement de la lumière blanche au rayonnement X sur les dernières images. Documents NASA/STSCI/HST et Chandra.

Dans un article publié en 2018 dans les "MNRAS" (en PDF sur arXiv), Elisabeth R. Stanway de l'Université de Warwick (GB) et son collègue John J. Eldridge de l'Université d'Auckland (NZ) ont déclaré que les amas globulaires seraient plus jeunes que prévu : "~5-8 Ma plutôt que 10-14 Ma". A priori, cette découverte remet en question les théories actuelles sur la formation des galaxies, y compris de la Voie Lactée. Mais la conclusion de ces chercheurs est-elle correcte et faut-il corriger tous les manuels d'astronomie ? Certainement pas ! Explication.

Les chercheurs sont arrivés à cette conclusion après avoir développé un nouveau modèle de l'évolution des étoiles appelé BPASS (acronyme de "Binary Population And Spectral Synthesis" ou "Population des Binaires et Synthèse Spectrale") qui prend en compte les détails de l'évolution des systèmes stellaires binaires au sein des amas globulaires ainsi que leurs caractéristiques spectrales dont celles des éléments chimiques des vieilles étoiles binaires. Selon les chercheurs, les systèmes binaires se sont formés en même temps que les amas globulaires. Le modèle BPASS qu'ils ont développé permet d'étudier les propriétés des jeunes populations stellaires de la Voie Lactée comme des galaxies situées aux confins de l'Univers.

En utilisant le modèle BPASS et en calculant l'âge de ces systèmes binaires, les chercheurs ont constaté que l'amas globulaire auquel ils appartiennent n'était pas aussi âgé que le prédit le modèle antérieur.

Mais les chercheurs précisent bien qu'ils ont fondé leur étude sur une "synthèse spectrale" et non sur des spectres individuels car comme pour les galaxies, la méthode se base sur les résultats de l'analyse de la lumière intégrée des amas stellaires basée sur une méthode d'intégration des populations, d'où ils arrivent à la conclusion que certains amas globulaires sont ~5 milliards d'années plus jeunes que prévu.

En réalité, les chercheurs ne le déclarent pas aussi radicalement contrairement à ce qu'ont publié la plupart des sites de vulgarisation. En effet, l'intégration de la lumière des populations stellaires ne remplace pas les études beaucoup plus précises des diagrammes H-R qui se basent sur la lumière des étoiles individuelles et comparent les résultats observés avec les isochrones théoriques. Conclusion : dire que les amas globulaires seraient 5 milliards d'années plus jeunes que prévu est une interprétation abusive et fausse de cette étude.

De plus, les chercheurs reconnaissent eux-mêmes qu'il reste encore beaucoup de travail à faire, en particulier pour les amas globulaires proches où on peut résoudre les étoiles individuellement plutôt que de simplement considérer la lumière intégrée de l'amas, source d'approximations et donc d'erreurs potentielles. Reste donc à présent à améliorer cette modélisation afin qu'elle prédise des évènements observables et proposent une datation plus conforme à la réalité.

A propos des "Blue Straggler Stars" (BSS)

Certains amas globulaires comme NGC 5466 ayant fait l'objet d'une publication scientifique en 2013 et NGC 2173 étudié en 2018 contiennent ce qu'on appelle des "Blue Straggler Stars" (BSS) traduit tristement en français par "étoiles traînardes bleues". Les BSS furent découvertes par Allan Sandage en 1953 dans l'amas globulaire M3 mais leur origine est restée mystérieuse jusqu'aux années 2010 et les travaux de l'astronome Aron M. Geller de la Northwestern University qui simula sur ordinateur l'évolution des étoiles BSS de l'amas ouvert NGC 188 situé dans Céphée considéré comme l'un des plus âgés (6.8 milliards d'années selon Vandenberg et Stetson, 2004) et contenant quelques 120 étoiles.

Auparavant on pensait que les BSS se formaient au cours d'une explosion (une collision). Mais en principe, les collisions et les fusions d'étoiles ne se produisent pas en même temps car dans un amas stellaire, les étoiles se déplacent aléatoirement et si elles résultaient de collisions, les BSS devraient présenter différents âges. Or l'étude des BSS  montre qu'elles se sont formées à peu près toutes en même temps, notamment dans l'amas globulaire NGC 2173.

Diagramme H-R simplifié des étoiles de l'amas globulaire NGC 2173 mettant en évidence la double séquence (courbe) des BSS. Document Licai Deng et al. (2018) adapté par l'auteur.

En 2010, Geller montra que les BSS résultent d'un transfert de masse au sein d'un système binaire. En résumé, en vieillisant les deux étoiles augmentent de volume et par effet gravitationnel la plus massive va accréter une partie de la matière de son compagnon. Grâce à cet apport d'hydrogène frais, l'étoile massive va pour ainsi dire rajeunir, se réchauffer et paraître plus bleue que son âge réel qui lui donnerait une couleur orangée, à l'image d'un lifting chez les humains.

L'étude de NGC 2173 publiée en 2018 dans l'"Astrophysical Journal" par Licai Deng de la NAOC et ses collègues a montré que lorsqu'on reporte les paramètres des étoiles de cet amas dans un diagramme H-R (température en fonction de la luminosité), comme on le voit à gauche la plupart des étoiles (qui sont âgées) se rassemblent sur la droite du diagramme, dans la région froide, tandis que les BSS (les cercles bleus et rouges) se démarquent en s'alignant sur une courbe qui s'écarte vers le haut et la gauche du diagramme conformément aux prédictions des modèles (les courbes continues et discontinues). C'est cette caractéristique qui leur valut le surnom de "traînardes" (stragglers) car elles "traînent" derrière l'évolution normale de la plupart des étoiles d'amas.

Bien que ce ne soit pas la première fois qu'on identifie des BSS dans les amas stellaires, jusqu'à l'étude de Deng, on n'en avait découvert que dans les amas globulaires âgés de plus de 10 milliards d'années. C'est la première fois que des astronomes identifient des BSS dans des amas beaucoup plus jeunes, âgés entre 1 et 2 milliards d'années.

Comme évoqué plus haut, la "catastrophe gravothermique" qui se produit dans les amas globulaires lorsque leur coeur s'effondre sous la gravité de toutes les étoiles réunies dans un aussi volume d'espace produit des dizaines voire des centaines de collisons stellaires aux effets spectaculaires. Selon Deng, ce mécanisme pourrait former de nombreuses BSS. Par conséquent, la double séquence (courbe) de "traînardes" bleues qu'on observe dans le diagramme ne peut apparaître que dans des amas stellaires très âgés, de plus de 10 milliards d'années. Cependant, dans le cas de NGC 2173, les chercheurs n'ont pas trouvé la preuve qu'un tel effondrement s'était produit, ce qui appuye l'idée qu'il s'agit encore d'un jeune amas. De plus, la faible dynamique de cet amas ne favorise pas les collisions stellaires.

Cette découverte est importante car étant donné les conclusions paradoxales des observations, elles mettent au défi les auteurs qui voudraient généraliser les explications sur l'évolution des amas stellaires, mais elles montrent malgré tout qu'ils sont sur la bonne voie, ce qui est encourageant.

Origine des amas globulaires

Du fait qu'ils rassemblent des étoiles très âgées et sont parvenus à l'état d'équilibre, jusqu'à présent les astrophysiciens ont toujours postulé que les amas globulaires s'étaient formés très tôt dans l'histoire des galaxies par l'agglomération d'étoiles mais étaient intimement liés aux galaxies puisqu'on n'en trouve jamais isolément dans l'univers mais uniquement dans les halos galactiques.

Debra Meloy Elmegreen du Vassar College et Bruce Elmegreen de la Division Recherche d'IBM ont étudié les photographies de l'espace très profond enregistrées par le Télescope Spatial Hubble dans le cadre du programme Frontier Fields et notamment les images des amas de Pandore (Abell 2744) et MACS J0416.1-02403. Ces amas contiennent de très petites galaxies bleues que les astronomes ont naturellement appelées les "Petits Points Bleus" (Little Blue Dots) ou LBD en abrégé.

Les résultats de leur analyse publiés dans les "Astrophysical Journal Letters" en 2017 montre que les LBD sont de très petites galaxies d'à peine 0.15" de diamètre et d'une masse équivalente à moins de 10 millions de masses solaires soit environ 10000 fois moins massives que la Voie Lactée. En revanche, elles atteignent un taux record de formation stellaire 10000 fois plus élevé que la Voie Lactée de nos jours (1 étoile/an) et supérieur aux galaxies dites "Blueberries" (cf. cette étude de H.Hang et al., 2017) qui sont des galaxies naines très productives présentes dans l'univers local. Parmi les LBD étudiées citons A2744_23024 BIH située à un reshift moyen (pour l'amas) z=0.7 dont une photo est présentée ci-dessous, M0416_1533 BIH (z=0.8) et M0416_1525 BIH (z=1.5).

Les LBD mesurent entre environ 520 et 1175 années-lumière de diamètre et n'existent que dans l'univers lointain à des redshifts z ~ 5 soit plus de 12.2 milliards d'années-lumière. Elles se sont donc formées environ 1.5 milliard d'années après le Big Bang, c'est-à-dire à la même époque que les proto-amas de galaxies.

A gauche, un extrait de l'image couleur (RGB) de l'amas de Pandore, Abell 2744, obtenue dans le cadre du programme Frontier Fields du Télescope Spatial Hubble. A droite, la localisation de l'une des galaxies LBD ou "Petits Points Bleus" étudiées. Voici d'autres images de LBD (les images inférieures sont des simulations, le redshift est donné pour la moyenne de l'amas). Documents Frontier Fields et D.Elmegreen et al. (2017).

Les chercheurs se sont demandés ce qu'elles étaient devenues. Etant donné l'époque à laquelle elles se sont formées et leur taux élevé de production d'étoiles, les LBD ont rapidement épuisé leurs réserves de gaz et n'ont jamais pu s'assembler et former de grandes galaxies. Selon les simulations, elles n'ont pas non plus former des galaxies naines en raison de leur taux élevé de formation stellaire. En revanche, selon les chercheurs, les LBD ont pu rapidement produire des amas globulaires massifs en périphérie des galaxies naines, une hypothèse renforcée par l'observation des galaxies naines locales.

Cette théorie n'est actuellement qu'une hypothèse mais elle suggère que les amas globulaires sont en fait les résidus de galaxies naines très anciennes qui ont été absorbées par des galaxies massives, une idée renforcée par leur âge très ancien.

Les amas globulaires dans les autres galaxies

Grâce aux performances du Télescope Spatial Hubble, les astronomes ont la possibilité d'étudier en détails la stuctures de grandes galaxies "proches" et sont parvenus à isoler des étoiles individuelles et des nébuleuses dans les régions denses ainsi que des amas globulaires dans leur halo. Ce ne sont donc pas des objets propres à la Voie Lactée.

L'une des premières galaxies extérieures dans laquelle ont découvrit des amas globulaires est M31, la galaxie d'Andromède. Selon un recensement réalisé grâce au CFHT, M31 contiendrait 509 amas globulaires dont certains sont visibles dans des télescopes amateurs. Leur magnitude oscille entre 13 et 15 et ils présentent presque tous un aspect stellaire. Les plus brillants ressemblent à une petite tache de quelques secondes d'arc (< 10"). Leur observation nécessite un télescope d'au moins 250 mm d'ouverture (ou 125 mm avec amplificateur d'image) et de très bonnes conditions atmosphériques.

Amas globulaires dans les galaxies extérieures

A gauche, le halo de la galaxie M104 contient environ 10000 amas globulaires, l'une des plus grandes concentrations connue. Presque chaque petit point de la périphérie est un amas globulaire ! Au centre, Mayall2 alias G1 est l'amas globulaire le plus brillant de la galaxie M31. Situé à 2.5° au SO du noyau de M31 (cf. cette photo extraite du POSS), il contient quelque 300000 étoiles. Il est accessible aux télescopes d'au moins 250 mm d'ouverture. Dans un petit télescope, il ressemble à un système triple de magnitude 13.7. Avec un peu d'attention, on constate que l'étoile centrale est un peu floue et s'étend sur environ 10". Mayall 2 abrite également un trou noir de masse intermédiaire de 20000 masses solaires. A droite, l'amas de galaxies Abell S0740 situé à plus de 450 millions d'années-lumière dans la constellation du Centaure photographié en 2005 et 2006 par le Télescope Spatial Hubble sous filtres RGB+IR. La galaxie elliptique est ESO 325-G004. Cette galaxie géante abrite des milliers d'amas globulaires qui apparaissent comme des points lumineux dans le halo diffus. Documents NASA/ESA/STScI, NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/STScI.

Les deux Nuages de Magellan (voir ci-dessous) contiennent également des amas globulaires. La galaxie "Sombrero" M104 située dans la constellation de la Vierge contiendrait jusqu'à 10000 amas globulaires. Le halo de la radiogalaxie M87, Virgo A, l'une des principales galaxies de l'amas de la Vierge renferme également 10000 amas globulaires. M109 en contient au moins 270. Enfin, la galaxie elliptique géante ESO 325-G004 située au coeur de l'amas Abell S0740 situé dans le Centaure abrite plusieurs milliers d'amas globulaires.

Les Nuages de Magellan

Lors de sa course autour du monde en 1519, le navigateur Fernando Magellan découvrit, perdues parmi les étoiles de l'hémisphère Sud deux petites taches floues brillantes (magnitude visuelle intégrée de 0.9 pour le LMC et de 2.7 pour le SMC) séparées l'une de l'autre d'environ 22°. Nous savons aujourd’hui qu’il s'agit de deux petites galaxies satellites de la Voie Lactée situées à environ 180000 a.l. du noyau.

Le Grand Nuage de Magellan (LMC) s'étend sur plus de 10° (mais environ 5° à l'oeil nu) et contient quelque 20 milliards d'étoiles géantes, pour la plupart jeunes et chaudes des classes spectrales O et B.

Aspect général des Nuages de Magellan très photogéniques dans le ciel austral. La magnitude intégrée apparente du LMC est de 0.9, celle du SMC de 2.7. A gauche, une photo prise par Alan Dyer depuis Coonabarabran en Australie (NSW) le 5 décembre 2012 avec un APN Canon 60Da équipé d'un zoom grand-angle fixé sur 10 mm f/3.5. Une minute d'exposition non suivie à 2000 ISO. A droite, panorama de la Voie Lactée réalisé par Petr Horalek le 12-13 septembre 2015 depuis Dqae Qare dans le désert du Kalahari avec un APN Canon 6D modifié muni d'un filtre Baader IR et d'un objectif Samyang de 24 mm f/2.8. Exposition de 43x 15 s (10.75 min) à 10000 ISO.

Pratiquement tous les objets de notre Galaxie sont représentés dans les nuages de Magellan. Le Grand Nuage de Magellan contient environ 2000 étoiles variables, plus de 400 nébuleuses brillantes dont la célèbre nébuleuse de la Tarentule (NGC 2070) qui vit l'explosion de la supernova de Sanduleak en 1987. Il contient 65 nébuleuses annulaires, d'innombrables amas ouverts et globulaires, un pulsar ainsi que des régions de matière obscure. Au total on a recensé près de 900 objets et les découvertes se succèdent.

Ainsi, en 1996 des astronomes participant au projet OGLE de l'Université de Princeton et observant à Las Campanas au Chili ont découvert dans le Grand Nuage de Magellan une première confirmation de l'existence des MACHO, ces objets sombres qui peuplent les galaxies et qui pourraient participer à la matière sombre de l'univers. Ce thème qui fait encore couler beaucoup d'encre sera développé dans le dossier consacré à la cosmologie.

Quelle est la morphologie du Grand Nuage de Magellan ? En 1955, Gérard de Vaucouleurs de l'Université d'Austin publia dans l'"Astronomical Journal" les résultats de son étude du Grand Nuage de Magellan dont plusieurs cartes photométriques. L'une d'elles (page 133 du dit article) révéla la présence d'un noyau pratiquement circulaire à partir duquel s'étendait plusieurs petits bras spiraux. Depuis, le Grand Nuage de Magellan est classé parmi les galaxies spirales barrées, SBm. Comme on le voit sur les photos ci-jointes, son compagnon, le Petit Nuage de Magellan (SMC) est plus discret et plus diffus. Sa forme contraste fortement avec l'amas globulaire 47 Tucana situé à quelques degrés de distance.

Image grand-champ (~40°x90°) des queues de marée observées à 21 cm qui s'étendent à partir des Nuages de Magellan (à gauche) vers la Voie Lactée. Voici leur extension sur la voûte céleste. Document SCIRO.

Comme on le voit ci-dessus dans la raie de l'hydogène neutre à 21 cm, les deux galaxies sont reliées entre elles ainsi qu'à la Voie Lactée par deux queues de marée formant des ponts diffus de matière contenant des régions HI et une population jeune d'étoiles bleues[11]. La Voie Lactée et les deux Nuages de Magellan forment ainsi un système multiple en interactions dont les effets gravifiques réciproques modifient insensiblement mais constamment l'évolution. Cette configuration n'est pas exceptionnelle et nous trouvons d'autres exemples de ce type dans le ciel, comme la galaxie d'Andromède M31 ou celle des Chiens de Chasse M51 qui s'entoure également de galaxies satellites.

Cartographie des Nuages de Magellan

En 2018, l'astronome Dougal Mackey de l'Université de Cambridge et son équipe ont publié dans les "Astrophysical Journal Letters" les résultats d'une nouvelle cartographie des étoiles situées en bordure des Nuages de Magellan réalisée dans le cadre du sondage Dark Energy Survey (DES) grâce au télescope Blanco de 4 m installé à l'observatoire du CTIO au Chili.

Les chercheurs ont confirmé la forte interaction entre les deux Nuages de Magellan. Le disque externe du LMC est fortement déformé, présentant une forme irrégulière, des signes de gauchissement et une troncature importante du côté du SMC. De grandes sous-structures stellaires diffuses sont présentes à la fois au nord et au sud du LMC et dans la région interstellaire qui relie les deux galaxies comprenant des étoiles variables RR Lyrae.

À gauche, le Grand Nuage de Magellan (LMC) brillant à la magnitude intégrée apparente de 0.9. Remarquer les nombreuses régions HII dont la nébuleuse de la Tarentule à droite du centre (en rose). A droite, le Petit Nuage de Magellan (SMC) de magnitude intégrée apparente 2.7 et l'amas globulaire très compact 47 Tucana, NGC 104 à sa droite de magnitude 4.1. Documents Stephane Guisard et Stanislav Volskiy.

Le SMC est fortement perturbé. Il présente des queues de marée tandis que les populations stellaires sont distribuées spatialement de manière remarquablement différentes. Les étoiles relativement jeunes (dont l'âge est compris entre ~1.5-4 milliards d'années) présentent une distribution globalement sphérique mais dont le centre est décalé de plusieurs degrés vers le LMC par rapport à la localisation des étoiles plus âgées. Les chercheurs en ont déduit que les interactions entre la composante gazeuse du SMC et le LMC se sont produites il y a plusieurs milliards années. Ces découvertes qui ajoutent des contraintes aux modèles galactiques vont permettre d'améliorer notre compréhension de l'histoire des interactions des Nuages de Magellan avec la Voie Lactée.

Enfin, les Nuages de Magellan ne sont pas les seules galaxies satellites de la Voie Lactée, il s'agit seulement des plus brillantes. Nous verrons à propos des amas de galaxies que la Voie Lactée s'entoure d'au moins 49 galaxies satellites.

Discutant de galaxies et nous situant à présent en lisière de l'espace profond, profitons-en pour nous éloigner de la Voie Lactée et partir à la découverte des autres galaxies et des entités plus étranges encore qui peuplent l'univers.

Pour plus d'informations

Le milieu interstellaire (sur ce site)

Les cirrus et les nébuleuses du flux intégré (IFN) (sur ce site)

PWN Catalog

TeVCat

Herschell Museum of Astronomy

Catalogue NGC/IC (fichier .xls d'environ 14600 objets)

Catalogue NGC, John Dreyer,1888

Wolfgang's Steinicke's database (NGC/IC révision 2000)

Steve Gottlieb (notes sur les objets NGC)

Le catalogue NGC interactif en ligne, SEDS

Catalogues de William Herschel (Royal Society)

Catalogue de Mille Nouvelles Nébuleuses et Amas d'Etoiles, 1786

Catalogue de deux Milles Nouvelles Nébuleuses et Amas d'Etoiles, 1789

Catalogue de 500 Nouvelles Nébuleuses, Etoiles Nébuleuses, Nébuleuses Planétaires et Amas d'Etoiles, 1803

Catalogue de Nébuleuses et d'Amas d'Etoiles, 1863

Livres

Etoiles et matière interstellaire, James Lequeux, Agnès Acker et al., Ellipses Marketing, 2009

A la découverte des galaxies, Alessandro Boselli, Ellipses Marketing, 2007

Le milieu interstellaire, James Lequeux et Edith Falgaron, EDP Sciences, 2002

Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium, Bruce Draine, Princeton University Press, 2011

Interstellar Matters, Gerrit L. Verschuur, Springer-Verlag, 1988/2003.

A consulter :

La Voie Lactée - Au-delà de la Voie Lactée

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[7] C.Peterson et I.King, Astronomical Journal, 80, 1975, p427.

[8] A.Lyne et al., Nature, 328, 1987, p399.

[9] J.Zahn, Annales d'Astrophysique, 29, 1966, p313 - J.Zahn, Astronomy and Astrophysics, 57, 1966, p383 - J.Zahn et L.Bouchet, Astronomy and Astrophysics, 223, 1989, p112.

[10] S.Tremaine et J.Ostriker, Astrophysical Journal, 196, 1975, p407.

[11] M.Mathewson et al., IAU Symposium 108, 1984, p125 - W.Kunkel et al., Nature, 318, 1985, p160.


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