Amas globulaire

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L'amas globulaire M80 En astronomie, un amas globulaireDu latin globulus, petite boule, ou petit globe. Voir aussi globule et globulaire sur le Wiktionnaire. est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles, distribuées sphériquement, dans un volume de quelques parsecs de rayon. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. On compte 150 amas globulaires dans notre galaxie. Mais il en existe sans
Amas globulaire

L'amas globulaire M80 En astronomie, un amas globulaireDu latin globulus, petite boule, ou petit globe. Voir aussi globule et globulaire sur le Wiktionnaire. est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles, distribuées sphériquement, dans un volume de quelques parsecs de rayon. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. On compte 150 amas globulaires dans notre galaxie. Mais il en existe sans doute d'autres, indétectables car masqués par le centre galactique. Certains d'entre eux, comme Oméga Centauri de notre Galaxie, sont très massifs : plusieurs millions de masses solaires. Les amas globulaires font partie du halo galactique, ils orbitent autour du centre galactique à une distance de 1-100 kpc. C'est par leur étude que Harlow Shapley, en 1918, a pu déterminer la position du Soleil au sein de la Galaxie. En effet, on pensait avant que le soleil se trouvait au milieu de la galaxie car la distribution des étoiles observables paraissait uniforme. Lorsqu'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 constituait qu'une fraction, le reste étant obscurci par le gaz et la poussière du disque galactique. La plupart des amas globulaires sont très anciens et se sont probablement formés 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 encore si des amas globulaires peuvent se former relativement 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. Comme les amas globulaires contiennent les étoiles les plus âgées d'une galaxie, ils contribuent de façon importante à l'étude de l'évolution des étoiles et des galaxies. Certaines étoiles de type particulier, comme les traînardes bleues (blue stragglers), les pulsars-millisecondes ou les binaires X de faible masse (low-mass X-ray binaries), sont beaucoup plus communs dans les amas globulaires. Parce que la densité des étoiles dans les amas globulaires est très élevée, les collisions ou quasi-collisions entre étoiles y sont parfois possibles, contrairement aux autres régions d'une galaxie.

Historique des observations

Le premier amas globulaire M22 a été découvert en 1665 par Abraham Ihle, un astronome amateur allemand. 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 quand 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, tandis 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 connu 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 is a highly-concentrated, Class I globular cluster. La plupart des amas globulaires de la voie lactée sont observés à proximité du noyau galactique et une majorité apparait dans la partie du ciel céleste centré sur le noyau. En 1918 cette distribution très 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. Les distances trouvées étant manifestement très incorrectes, il en déduisit que les dimensions de la galaxie locale étaient bien supérieures qu'on le pensait. Cette erreur était due au fait que la poussière galactique diminuait la quantité de lumière arrivant à la terre et 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 actuellement. Les mesures de Shapley indiquaient aussi que le Soleil était relativement loin du centre de la Galaxie, contrairement aux données de son époque reposant sur la distribution régulière des étoiles ordinaires dans le ciel. En fait, les étoiles ordinaires sont souvent obscurcies pat le gaz et les poussières du disque galactique alors que les amas globulaires sont en dehors de ce disque et peuvent être vus de beaucoup 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 système de H. Shapley et H. B. Sawyer issue de cette classification est aujourd'hui utilisé.

Notes et références

Voir aussi

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Sujets connexes
Amas d'Hercule   Amas ouvert   Amas stellaire   Astronomie   Blue straggler   Centaure (constellation)   Charles Messier   Edmond Halley   Gottfried Kirch   Harlow Shapley   John Dreyer   Latin   M15   M22   M2 (amas globulaire)   M4   M4 (amas globulaire)   M5   M55   M69   M71   M75   M80   Masse solaire   NGC   New General Catalogue   Nicolas Louis de Lacaille   Parsec   Pulsar   Voie lactée (galaxie)   Wiktionnaire   William Herschel  
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