Classification des amas stellaires

amas globulaires : classification selon H. Shapley et H. B. Sawyer

Un amas globulaire est un groupement sphérique d'étoiles de même origine généralement très vieilles. (Les plus connus sont M15, M92, M3, M5, mais surtout le célèbre amas globulaire M13 visible ci-contre)

Un tel amas contient des dizaines à des centaines de milliers d'étoiles, voire pour certains des millions. Il forme une sphère régulière dont la concentration augmente vers le centre. Son diamètre est compris entre 50 et 300 années-lumière. Les amas globulaires sont parmi les plus anciennes structures de notre galaxie (la Voie lactée). Pour l'instant, on y a répertorié environ 150 amas globulaires, dont la moitié sont situés dans les directions des constellations du Sagittaire, du Serpentaire et du Scorpion (pour rappel le centre de la Voie Lactée est situé dans la constellation du Sagittaire).

La classification des amas globulaires, selon H. Shapley et H. B. Sawyer, utilise un chiffre romain indiquant la densité de répartition des étoiles, allant de I (amas le plus compact) à XII (amas le moins compact). Plus le nombre est petit et plus les étoiles du centre de l'amas sont concentrées.

I, II, III

Possède une forte concentration centrale, brillante et bien visible, et tout autour un halo s'échelonnant en luminosité. Brillant vers le noyau et faible vers les bords.

IV, V, VI

La concentration centrale est toujours visible, mais plus étalée et moins dense.

VII, VIII, IX

La surface de l'amas est plus homogène, moins contrastée.

X, XI, XII

La surface de l'amas est complètement homogène, aucune concentration n'étant visible au centre.

amas ouverts : classification selon R. J. Trumpler

Dans un amas ouvert, les étoiles sont nées au cours d'un même processus, et se dispersent très progressivement avec le temps. Il en résulte que la plupart des amas ouverts dépassent rarement les 100 millions d'années. On en connaît pourtant une poignée dont l'âge dépasse ce chiffre d'un facteur dix.
(Ci-contre, Messier 67 est sans conteste le plus vieil amas ouvert du catalogue Messier, et d'une manière plus générale l'un des plus vieux connus, avec un âge estimé entre 3,2 et 4 milliard d'années. Il faut supposer qu'à sa naissance, il devait s'agir d'une concentration stellaire exceptionnellement riche.)

La brièveté de l'existence des amas ouverts signifie qu'ils contiennent nécessairement des objets jeunes. Par ailleurs, comme les amas ouverts n'ont en général pas beaucoup le temps de s'éloigner de leur lieu de naissance, on les trouve souvent environnés de reliquat de gaz et de poussières provenant de la portion de nuage qui les a vu naître (c'est par exemple le cas de M 7).

Plus d'un millier d'amas ouverts ont été catalogués dans la Voie lactée, mais elle pourrait en contenir 100 000.

R. J. Trumpler utilise une classification à trois niveaux pour les amas ouverts, indiquant la concentration, la variété de l'éclat et le nombre d'étoiles observables.

Concentration

I : L'amas est détaché du fond stellaire avec une forte concentration centrale ;
II : L'amas est détaché du fond stellaire avec une légère concentration centrale (ex. M 44);
III : L'amas est détaché du fond stellaire sans concentration centrale (ex. M 23);
IV : L'amas est peu détaché, la zone étant plus dense en étoiles.

Variété de l'éclat

1 : Toutes les étoiles présentent à peu près le même éclat apparent ;
2 : Les étoiles présentent une dispersion assez régulière de leur éclat ;
3 : À côté de quelques étoiles très éclatantes, de nombreuses étoiles plus faibles se répartissent sur une gamme plus étendue de magnitude (ex. : les Hyades dans le Taureau).

Nombre d'étoiles

p : L'amas est pauvre et possède moins de 50 étoiles ;
m : L'amas est moyennement riche et possède de 50 à 100 étoiles ;
r : L'amas est riche et possède plus de 100 étoiles.

nb: La lettre n à la fin de la classification indique une nébuleuse jointe à l'amas.
(exemple : M16 est classé II,3,m,n (Götz))

amas ouverts : classification selon leurs diagrammes H.R.

On peut également aborder la classification des amas selon des critères spectrographiques et photométriques, en considérant donc cette fois plutôt la morphologie de leur diagramme HR (ou CM). C'est une nouvelle fois Trumpler, qui a proposé cette classification en 1925, à partir de l'étude de 52 amas (dont un, NGC 6885, s'est avéré depuis ne pas être un système physique). On y ajoutera l'interprétation qui peut être faite aujourd'hui de l'état d'évolution et des âges auxquels les différentes situations définies correspondent.

Trumpler distingue ainsi en premier lieu deux classes d'amas ouverts selon la présence ou non d'étoiles dans la branche des géantes, chacunes divisées en deux types distincts d'amas, en fonction des caractéristiques de la séquence principale.


Diagramme de Hertzsprung-Russell	classification OBAFGKM des étoiles	classification des amas

La classe 1

correspond à ceux où les étoiles de la branche des géantes sont absentes (ou très rares, et il s'agit alors de géantes plus chaudes que le type G).
Comme les géantes sont des étoiles arrivées à un stade tardif de leur existence, on peut en déduire que ces amas sont d'une jeunesse relative.

1b :
ces amas sont riches en étoiles massives B et occasionnellement O. Les étoiles plus faibles, se concentrent fortement dans la région de la séquence principale. La présence d'étoiles massives à évolution très rapide, et encore dans leur première phase d'existence, signifie que l'on a ici affaire aux amas les plus jeunes. Représentants de ce type : h et c Persei, M 36, M 35, et les Pléiades (M 45), dont l'âge ne dépasse guère les 60 millions d'années.
1a :
les étoiles les plus lumineuses de ces amas sont des types A ou B. Il s'agit encore d'amas jeunes. Mais l'absence d'étoiles très massives ne permet pas (au vu des seuls critères considérés ici) de juger de l'âge véritable de l'amas. Ce sont les amas les plus nombreux dans notre région galactique. Exemples typiques : M 34, NGC 1647, M 39.

La classe 2

désigne les amas ouverts qui possèdent des représentantes dans la région des géantes rouges.

2a :
Les étoiles les plus brillantes de l'amas appartiennent à la branche des géantes. On y constate souvent une discontinuité entre les types spectraux A et G, qui est presque vide (brèche de Hertzsprung), si bien que les géantes les plus froides forment, sur le diagramme, un groupe isolé. La présence d'étoiles relativement massives sur la séquence principale, suggère que l'on n'a pas affaire à un amas extrêmement vieux. Mais l'existence de géantes rouges, témoigne d'un processus d'évolution déjà bien avancé. Avec des âges qui sont de l'ordre de quelques centaines de millions d'années, ces amas se situent dans "la bonne moyenne" des âges qu'affectent les objets de leur catégorie. Appartiennent à cette riche famille : les amas Melotte 210, M 37, M 11, Praesepe, ainsi que l'amas du Taureau, et celui de la Chevelure de Bérénice.
2f :
Ces amas ne possèdent pas d'étoiles des types les plus massives (B et A notamment). Les étoiles les plus brillantes appartiennent à la branche des géantes et sont des types K à F. Les étoiles de la séquence principale sont absentes au-delà du type spectral F, et il semble exister une continuité entre elle et la branche des géantes. La morphologie de leur diagramme, où la majorité des étoiles massives à rejoint la branche des géantes, et où ne persistent sur la séquence principale que des étoiles de faible masse à évolution lente, dénote un âge très avancé (pouvant être de l'ordre du milliard d'années). Les amas ouverts finissant par se disperser au fil du temps, on comprend qu'une petite minorité seulement corresponde à ce cas de figure. C'est par exemple le cas de M 67 déjà détaillé plus haut, ou encore de NGC 752.

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