Amas globulaire

En astronomie, un amas globulaire est un amas stellaire particulièrement dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles distribuées dans une sphère dont la taille fluctue de 20 à quelques centaines d'années-lumière.

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Amas globulaire - Amas stellaire - Objet céleste

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Définitions :

Un amas sphérique de plusieurs milliers d'étoiles. Les amas globulaires ont généralement une taille de 50 à 150 années lumière et sont ... (source : atunivers.free)
Il s'agit de groupes d'étoiles qu'on retrouve autour de la majorité des galaxies quel que soit leur type ou leur taille.... (source : eaae-france)
ensemble de centaines de milliers à plusieurs millions d'étoiles, à structure sphérique et d'autant plus dense qu'on va vers le ... (source : xcamer.club)

L'amas globulaire M80

En astronomie, un amas globulaire^[1] est un amas stellaire particulièrement dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles distribuées dans une sphère dont la taille fluctue de 20 à quelques centaines d'années-lumière. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. Les étoiles de ces amas sont le plus souvent des géantes rouges.

On compte 150 amas globulaires dans notre Galaxie. Mais il en existe probablement d'autres, indétectables car masqués par le centre galactique.

Les amas globulaires font partie du halo galactique, ils orbitent autour du centre galactique à une distance variant de 1 à 100 kilo-Parsec. C'est par leur étude que Harlow Shapley, en 1918, a pu déterminer la position du Soleil au sein de la Galaxie. Comme les amas globulaires contiennent les étoiles les plus âgées d'une galaxie, ils contribuent aussi de façon importante à l'étude de l'évolution des étoiles et des galaxies.

Formation

La plupart des amas globulaires sont particulièrement anciens et se sont certainement constitués en même temps que leur galaxie hôte. Néanmoins, certains amas globulaires de couleur bleue ont été récemment observés et leur couleur est , normalement, représentative des étoiles chaudes et jeunes. On ne sait pas toujours si des amas globulaires peuvent se former assez tard dans la vie d'une galaxie, mais il est probable que leur formation soit liée à des évènements catastrophiques, comme ceux accompagnant la collision de deux galaxies.

Composition

Certains amas globulaires, comme Omega Centauri de notre Galaxie, peuvent avoir une masse de plusieurs millions de masses solaires.

Certaines étoiles de type spécifique, comme les traînardes bleues (blue stragglers), les pulsars-millisecondes ou les binaires X de faible masse (low-mass X-ray binaries), sont bien plus communs dans les amas globulaires.

Parce que la densité des étoiles dans les amas globulaires est particulièrement élevée, les collisions ou quasi-collisions entre étoiles y sont quelquefois envisageables, contrairement aux autres régions d'une galaxie.

Distribution

Quand on a pris en compte la distance des amas globulaires, il est apparu que leur distribution était fortement asymétrique et que la partie observable du disque galactique n'en formait qu'une fraction, le reste étant obscurci par le gaz et la poussière du disque galactique.

Historique des observations

**Découvertes d'amas globulaires**
Nom de l'amas	Découvert par	Année
M22	Abraham Ihle	1665
ω Cen	Edmond Halley	1677
M5	Gottfried Kirch	1702
M13	Edmond Halley	1714
M71	Philippe Loys de Chéseaux	1745
M4	Philippe Loys de Chéseaux	1746
M15	Jean-Dominique Maraldi	1746
M2	Jean-Dominique Maraldi	1746

Le premier amas globulaire M22 a été découvert en 1665 par Abraham Ihle, un astronome amateur allemand. ^[2] A cause de la faible ouverture des télescopes de cette époque, les étoiles individuelles des amas ne pouvaient être résolues. Le premier à obtenir ce niveau de détail fut Charles Messier lorsqu'il observa l'amas M4. Les huit premiers amas observés apparaissent dans le tableau ci-contre. Plus tard, Abbé Lacaille lista les amas NGC 104, NGC 4833, M55, M69 et NGC 6397 dans son catalogue datant de 1751–52. Le M avant le numéro de l'amas fait référence au catalogue de Charles Messier, alors que NGC vient du catalogue New General Catalogue établi par John Dreyer.

William Herschel commença un programme d'observation en 1782, utilisant un télescope plus grand capable de séparer les étoiles des 33 amas globulaires connus à ce moment. Au passage, Il découvrit 37 nouveaux amas. Le premier à utiliser le terme amas globulaire fut Herschel dans son catalogue des objets lointains de 1789.

Le nombre d'amas globulaires découverts augmenta régulièrement, atteignant 83 en 1915, 93 en 1930 et 97 vers 1947. Au total, 151 amas globulaires sont recensés dans notre galaxie, sur un total estimé de 180 ± 20. On pense que de nombreux amas sont cachés derrière le nuage de gaz et de poussière du noyau galactique.

Au début de 1914, Harlow Shapley débuta une série d'études des amas globulaires, publiées dans une quarantaine d'articles scientifiques. Il observa des étoiles céphéides variables dans les amas, ce qui lui permit de déterminer leur distance (en correspondance avec leur luminosité).

M75 est un amas globulaire particulièrement dense de classe I.

La plupart des amas globulaires de la voie lactée sont observés à proximité du noyau galactique et une majorité apparaît dans la partie du ciel céleste centrée sur le noyau. En 1918 cette distribution particulièrement asymétrique a été utilisée par Harlow Shapley pour déterminer les dimensions de notre galaxie dans son ensemble. En prenant l'hypothèse que amas globulaires suivaient une distribution plus ou moins sphérique autour du centre de la galaxie, il utilisa leur position pour calculer la position du soleil dans la voie lactée. ^[3] Les distances trouvées étant manifestement particulièrement incorrectes, il en déduisit que les dimensions de la galaxie locale étaient bien supérieures à ce qu'on pensait. Cette erreur était dûe au fait que la poussière galactique diminuait la quantité de lumière atteignant la Terre en provenance des amas, les faisant apparaître plus lointains. Au final, les estimations de Shapley se situaient dans le même ordre de grandeurs que ceux en cours aujourd'hui.

Les mesures de Shapley indiquaient aussi que le Soleil était assez loin du centre de la Galaxie, contrairement aux données de son époque reposant sur la distribution régulière des étoiles ordinaires dans le ciel. En réalité, les étoiles ordinaires sont fréquemment obscurcies par le gaz et les poussières du disque galactique tandis que les amas globulaires sont en dehors de ce disque et peuvent être vus largement plus loin.

Henrietta Swope et Helen Battles Sawyer ont participé plus tard aux travaux de Shapley. Entre 1927 et 1929, Harlow Shapley et Helen Sawyer commencèrent à classer les amas selon leur densité en étoiles. Les amas les plus denses sont ainsi dits de classe I, jusqu'aux amas les moins denses de classe XII. Le dispositif de H. Shapley et H. B. Sawyer issu de cette classification est actuellement utilisé. ^[4]

Notes et références

↑ Du latin globulus, petite boule, ou petit globe. Voir aussi globule et globulaire sur le Wiktionnaire.
↑ N. A. Sharp, «M22, NGC6656», REU program/NOAO/AURA/NSF. Consulté le 2006-08-16
↑ (en) Harlow Shapley, «Globular Clusters and the Structure of the Galactic System», dans Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 30, n^o 173, 1918, p. 42+ [texte intégral (page consultée le 30 mais 2006) ]
↑ (en) Helen Battles Sawyer Hogg, «Harlow Shapley and Globular Clusters», dans Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 77, n^o 458, 1965, p. 336 - 46 [texte intégral]

Liens externes

Catalogue of Milky Way Globular Cluster Parameters par William E. Harris, McMaster University, Ontario, Canada.
Relativistic Binaries in Globular Clusters par Matthew J. Benacquista, Montana State University, Billings, USA.

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