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Quand l'univers se limite à la Voie Lactée Les
amas ouverts Hormis
les régions HI et HII, les étoiles de la Voie Lactée présentent des
sujets très jeunes, les amas ouverts, associations d'étoiles jeunes des classes O, B, A
fierté de la Population I. Citons pour mémoire l'amas des Hyades
de la constellation du Taureau, l'amas M44 "Praesepe" de la
constellation du Cancer et l'amas M45 des Pléiades parmi les plus
remarquables. L'astrophysicien
Dave Latham de l'Université d'Harvard, spécialisé dans la dynamique des
étoiles binaires et des galaxies proches nous rappelle qu'il existe
suffisamment de preuves aujourd'hui témoignant que les étoiles se
forment dans le disque de la Voie Lactée bien que sa durée de vie soit
un facteur contraignant[20].
Nous pouvons observer des amas ouverts de tout âge dans le disque, les
uns à peine formés, les autres ayant 5 ou 10 milliards d'années et représentant
les étoiles les plus brillantes de la Séquence principale qui ne sont
pas encore totalement consumées. Mais les amas ouverts ne contenant que
très peu d'étoiles vis-à-vis de leurs cousins globulaires, ils peuvent
plus difficilement interagir et un doute subsiste sur leur phase terminale
en regard de l'âge de la Voie Lactée. Les
amas ouverts ne contiennent que des étoiles, sans matière interstellaire
(région HI). Seul le très bel et jeune amas des Pléiades s'entoure de
nébulosités ionisées par les étoiles bleues proches qu'il a conservé
depuis sa formation il y a 80 millions d'années. Ce magnifique amas situé
à 390 a.l. dans la constellation du Taureau mérite quelques instants d'attention. Le spectre des étoiles
les plus brillantes de cet amas est du type B6 à B8, ce sont des étoiles
bleues. Toutes présentent une grande vitesse de rotation, oscillant entre
150 et 300 km/s à l'équateur, soit près de 6 fois supérieure à celle
du Soleil[21].
En 1938 Otto Struve découvrit que l'étoile Pléione (28 Tauri) tournait
si rapidement sur elle-même qu'elle rejetait une bulle d’hydrogène. Il
est vraisemblable qu'un processus similaire a formé les nébuleuses de
réflexion visibles tout autour de ce magnifique amas d'étoiles.
La
compacticité de l’amas des Pléiades est un bon sujet pour tester l’acuité
visuelle de chacun. La plupart d'entre nous distinguons 6 étoiles. En
1579 Maestlin recensa 11 étoiles et selon Kepler certains observateurs en
notèrent 14. Depuis l'invention du télescope leur nombre n'a cessé de
croître et en 1921 l'astronome Trumpler évalua ses membres à 246
étoiles. Mais on retrouve des étoiles appartenant à l'amas des
Pléiades sur plus de 3°, si bien que son surnom est tout à fait
approprié. Les
effets dynamiques qui se développent dans un amas ouverts sont tout différent
de ceux d'un amas globulaire. La principale raison est liée à leurs
positions respectives, les amas ouverts étant situés au sein même des
galaxies. Les étoiles sont liées par la gravitation et chaque individu
suit le mouvement général du groupe. Sur quelques centaines de millions
d'années, l'aspect du groupe restera sensiblement identique. En étudiant
leur mouvement propre nous pouvons localiser un point de convergence à
quelques degrés de l'amas, mais il s'agit d'un effet de perspective car
en réalité toutes les étoiles d'un amas ouvert voyagent de conserve,
sur des trajectoires parallèles. Tous
les amas ouverts n'obéissent pas à cette loi. Il est facile de
comprendre que des effets de perspective peuvent provoquer la
superposition de plusieurs groupes d'étoiles indépendants. C'est ainsi
que l'amas Praesepe, M44 est constitué en réalité de 4 groupes d'étoiles
distincts.
Les
amas globulaires A
l'opposé nous trouvons des membres de la Population II, les amas
globulaires, dont le plus connu sous nos latitudes, M13 dans la
constellation d'Hercule 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 a.l. Les plus denses[22] rassemblent environ 105 M¤/pc3. Cette très forte densité de population incita les radioastronomes à envoyer vers M13 leur premier message aux extraterrestres dans le cadre du programme SETI, le message envoyé sous forme d'impulsions radioélectriques ayant plus de chances ici qu'ailleurs d'être capturé par une éventuelle civilisation vivant dans cet amas. La prouesse technique fut renouvelée une génération plus tard. Les amas globulaires ne contiennent virtuellement pas de poussières ni d'étoiles jeunes. Le plus brillant d'entre tous est Oméga Centaure, NGC 5139. Il brille dans l'hémisphère Sud comme une étoile un peu floue de magnitude 4.2, avec une coloration jaune verdâtre (classe spectrale F7). Situé à 18000 a.l., son diamètre apparent est voisin de celui de la pleine Lune !
Ainsi
qu’en témoignent les quelque 200 amas globulaires qui peuplent la Voie
Lactée, M13 se trouve en dehors du plan de la Galaxie, dans une zone
sphérique centré sur le noyau dénommée le "halo galactique".
Son rayon, corrigé de l'absorption interstellaire est d'environ 50000
a.l. Les plus proches se situent à quelques années-lumière du noyau. Ce
halo fut mis en évidence dès 1918 par Harlow Shapley et nous retrouvons
cette structure autour de la plupart des galaxies. 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, bien qu'une partie non négligeable de cette matière ne soit pas visible. Autour d'une galaxie géante, telle la galaxie "Sombrero" M104 dans la constellation de la Vierge, le halo peut contenir jusqu'à 10000 amas globulaires. Quelques uns parmi les 509 amas globulaires recensés dans M31 par le CFHT sont accessibles aux 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.
Les
amas globulaires sont, semble-t-il, presque aussi vieux que les galaxies
qu'ils entourent. Agés de plus de 10 milliards d'années, ils contiennent
entre 100000 et 1 million d'étoiles âgées jaunes-oranges en fin d'évolution. Dave
Latham 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. Les
amas globulaires renferment également des étoiles
variables. M15 (NGC
7078) contient même une nébuleuse annulaire. Rappelons qu'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[23]
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.
Grâce
aux simulations informatiques, des développements récents basés sur l’évolution
des modèles de King-Michie suggèrent que la vie des amas globulaires
n'est probablement pas aussi sereine qu'on l'imaginait jusqu'à présent.
Les étoiles évoluant autour du noyau sur des orbites fortement
excentriques, les orbites stellaires peuvent interagir et évoluer au
cours du temps[24].
Tantôt à l'écart de l'amas, les étoiles se retrouveront quelques
millions d'années plus tard très près du noyau. On
a estimé 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 15 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, 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. Enfin
S.Tremaine et J.Ostriker[25]
de l’Université de Princeton ont également suggéré à partir de
mesures effectuées sur M31 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.
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 à la limite de la perception visuelle séparées l'une de l'autre d'environ 22°. Nous savons aujourd’hui qu’il s'agit de deux petites galaxies irrégulières satellites de la Voie Lactée situées à environ 180000 a.l. du noyau. Le
Grand Nuage de Magellan (LMC en anglais) 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 O et B.
Quelle
est la morphologie du Grand Nuage de Magellan ? En 1955 Gérard de
Vaucouleurs de l'Université d'Austin dressa une carte photométrique du
Grand Nuage de Magellan. Celle-ci 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. Son compagnon, le Petit Nuage de Magellan est plus
discret et plus diffus. Sa forme contraste fortement avec l'amas
globulaire 47 Tucana situé à quelques degrés de distance.
Les deux galaxies sont reliées entre elles ainsi qu'à la Voie Lactée par un pont diffus de matière contenant des régions HI et une population jeune d'étoiles bleues[26]. 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. A discuter 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. A consulter : Retour aux Notions d'astronomie
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