Amas globulaire M3

Les amas globulaires sont d’une utilité fondamentale dans la compréhension de notre vision de l’Univers. Par exemple, l’étude de la répartition spatiale des amas globulaires autour de la Galaxie a permis de démontrer, notamment grâce aux travaux de Shapley (1917), que le Soleil ne se situe pas au centre de notre Galaxie mais excentré en direction de la constellation du Sagittaire [2] et [3].

Ci-contre : Structure de la Voie Lactée vue par la tranche et de face [4]

Les amas globulaires ont pour point commun d’être constitués par des étoiles peu massives, très âgées (environ 15 milliards d’années) et ayant une faible abondance en éléments lourds. D’après les travaux de Baade (1944), on distingue 2 grandes classes de population d’étoiles présentes dans notre Galaxie. La classe de population I regroupe les étoiles riches en métaux principalement situées dans le plan central du disque galactique et dans les bras spiraux de la Galaxie. A contrario, la classe de population II réunit les étoiles de faible abondance en éléments lourds et sont principalement observées dans le halo et le bulbe galactique.

Les étoiles des amas globulaires appartiennent à la population II, composées de vieilles étoiles, car elles se sont donc formées les premières à partir du gaz de la nébuleuse galactique primordiale [5].  De ce fait, la composition chimique des étoiles des amas globulaires est donc celle qui prévalait dans les premières époques de notre Galaxie et renseigne sur l’évolution chimique de celle-ci. Au sujet de leurs âges, les astrophysiciens émettent l’hypothèse que les amas globulaires ont donc un âge avoisinant celui de la galaxie qui les héberge [6].

Ci-contre : Présentation du diagramme HR. Source : Wikipédia [7]

L’évolution stellaire [8] décrit l’ensemble des changements affectant les propriétés physiques et chimiques des étoiles. La représentation graphique de cette évolution stellaire est visuellement traduite par le diagramme de Hertzsprung-Russell ou plus communément appelé diagramme HR. Au début du XXème siècle, les 2 scientifiques découvrent chacun de leur côté que la luminosité des étoiles dépend de leur température de surface.

Sur ce graphique est représentée la luminosité des étoiles (ordonnée) en fonction de leur température de surface (abscisse). Une grosse étoile bleue, très brillante et très chaude (température de surface de 50 000 K) sera représentée par un point en haut et à gauche du diagramme alors qu‘une petite étoile rouge, peu brillante et relativement froide (température de surface de 3 000 K) par un point en bas à droite.

On voit tout de suite que les étoiles ne sont pas distribuées de façon aléatoire dans un diagramme HR. [9]

Ci-contre : Répartition des étoiles dans le diagramme HR - Source : Wikipédia. [7]

Tout d’abord, il se dessine une diagonale étroite et longue qui regroupe la majorité des étoiles (90 %), parce que celles-ci y passent la plus grande partie de leur vie (séquence princi

ale). Ensuite, au-dessus de la séquence principale, se dessinent des lignes horizontales formées par des étoiles plus brillantes que le Soleil (branche des géantes, supergéantes). Enfin, en-dessous de la séquence principale, correspond à la zone des naines blanches qui sont des étoiles en fin de vie.

Animation : Comment évolue une étoile de faible masse (comme le soleil) ? 

De manière synthétique, à la fin de leur vie, l'étoile s’éloigne de la séquence principale. On assiste dans un premier temps à son expansion qui s’accompagne d’un refroidissement en surface : l'étoile devient donc une géante rouge. Puis, dans un second temps, sa couche externe est expulsée, formant ainsi une nébuleuse planétaire et laissant une étoile naine blanche au centre.

Le diagramme HR de l’amas globulaire M3 est intéressant car il nous livre quelques indications sur son âge et sur sa distance. Bien que toutes les étoiles de cet amas aient sensiblement le même âge et la même composition chimique, elles ne sont pas toutes dans le même état d’évolution pour autant.

Ci-contre : Diagramme HR de l’amas M3. [5] - Cliquez sur l'illustration.

On distingue plusieurs zones [5] [9] et [10] :
- la séquence principale (Main Sequence en anglais) : elle correspond à l’âge adulte des étoiles. A ce stade, les étoiles brûlent l’hydrogène contenu dans leur cœur en le transformant en hélium. C’est le cas de notre Soleil par exemple. Dans le cas des étoiles de l’amas M3, la séquence principale dessine une bande en diagonale plutôt étroite et courte et qui se limite à la partie inférieure du diagramme HR. Cet aspect typique indique que l’on a affaire à un amas globulaire particulièrement vieux.

- le point de retournement (turn-off en anglais) : les réserves d’hydrogène s’épuisent dans le cœur de l’étoile. Elle quitte donc la séquence principale pour débuter une nouvelle phase de son évolution. Sur le diagramme, ce point de retournement se manifeste par un « coude ». La position du « coude » correspond à l’âge de l’amas. La lecture du diagramme HR de M3 et la position du « coude » très bas sur le graph atteste de la vieillesse des étoiles dans cet amas globulaire (étoiles peu brillantes, rouges et peu massives).

- la branche des géantes rouges (RGB) : lorsque la fusion de l’hydrogène cesse, le cœur d’hélium de l’étoile se contracte et s’échauffe. Par conséquent, autour de ce cœur en contraction, les couches externes de l’étoile qui n’étaient pas encore suffisamment chaudes le deviennent. S’amorcent alors la fusion de l’hydrogène que renfermaient les couches externes de l’étoile. L’énergie libérée provoque une expansion majeure des couches externes. En gagnant en volume, l’enveloppe perd en densité et en température. Cela se traduit par un changement de couleur, vers le rouge. L’étoile devient alors une géante rouge et c’est ce qui arrivera à notre Soleil dans 5 milliards d’années.

- la branche horizontale (HB) : lorsque la température du cœur de l’étoile atteint 100 millions de degrés (108 K), la fusion de l’hélium en carbone et oxygène s’enclenche. A ce stade, certaines étoiles traversent une bande d’instabilité [11] (instability trip) pendant laquelle ces étoiles sont animées de pulsations qui se traduisent par des variations de luminosité périodiques : on trouve à ce niveau du graphique des étoiles pulsantes et variables de type RR Lyrae, typiques des amas globulaires.

L'amas globulaire M3 est extrêmement riche en étoiles variables : selon B. Madore ("Globular Clusters" de Hanes/Madore, 1978), 212 ont été trouvées et 186 périodes déterminées, soit plus que dans n'importe quel autre amas globulaire dans notre Voie Lactée ; enfin au moins 170 RR Lyrae (parfois appelées "amas variables") ont été découvertes. Ces étoiles ont servi de "chandelles standard" pour déterminer la distance de l'amas. [12] et [13]

- La lecture du diagramme HR de l’amas M3 laisse apparaitre une « lacune » dans la branche horizontale. A quoi est-elle due ? Cette zone correspond au trou de Hertzsprung qui est une région du diagramme HR où l’on retrouve très peu d’étoiles. Au cours de leur évolution, les étoiles traversent très rapidement cette région (environ 1000 ans). A ce stade, elles ont épuisé leur hydrogène dans leur cœur mais la fusion de l’hydrogène n’a pas encore débuté au niveau des couches externes de l’étoile. Et, parce qu’elles traversent très rapidement cette zone, elles sont du coup, assez difficilement identifiables sur le diagramme HR. Elles sont soit toujours positionnées sur la séquence principale, ou soit déjà sur la branche des géantes rouges. [14]

- la branche asymptotique des géantes (AGB) : elle regroupe les étoiles en fin de vie. Que se passe-il ? Le cœur de l’étoile se contracte et la combustion de l’hélium et de l’hydrogène ne persistent que dans les couches externes entourant son cœur. L’enveloppe se dilate à nouveau et, du coup, sur le diagramme HR, l’étoile tend à rejoindre la branche des géantes rouges. A ce stade de l’évolution stellaire, des instabilités thermiques se produisent et précèdent l’expulsion de l’enveloppe d’hydrogène pour former une nébuleuse planétaire. Quant à l’étoile, elle se transforme en naine blanche.

- Blue stragglers ou « traînardes bleues » : dans le prolongement de la séquence principale du diagramme HR de l’amas M3, on observe la présence d’un relativement grand nombre d’étoiles bleues, plutôt jeunes et même curieusement beaucoup plus jeunes que le reste de la population stellaire de l’amas. Elles ont été découvertes par Allan Sandage (1926-2010) en 1953 et photographiées avec le télescope du Mont Palomar (Etats-Unis). Phénomène curieux, puisque sachant que les étoiles dans un amas globulaire se forment à la même période, elles auraient dû devenir des géantes rouges. Ces étoiles apparaissent donc comme des étoiles atypiques.

Selon les dernières études réalisées par les chercheurs américains de l’Université Northwestern (Illinois – à proximité de Chicago), les « traînardes bleues » seraient le résultat d’un transfert de masse dans des systèmes stellaires composés de 2 étoiles tournant l’une autour de l’autre. La première étoile va commencer à vieillir et augmenter de volume tandis qu’une partie de sa matière va être absorbée par la seconde étoile qui devient ainsi soudainement plus massive qu'elle ne l'était initialement. Cette seconde étoile se trouve ainsi comme rajeunie et semble alors plus bleue que si elle présentait son âge réel. [15] Les traînardes bleues sont donc des étoiles qui doivent leur « apparente » jeunesse à l'absorption de matière arrachée à leurs étoiles compagnons.