Amas ouvert

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L'amas ouvert M37 vu par 2MASS[1].

En astronomie, un amas ouvert est un amas stellaire groupant environ de 100 à 1 000 étoiles de même âge liées entre elles par la gravitation, et dont la dimension varie entre un diamètre de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc.

Les amas ouverts sont peu lumineux et s’observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique, et dans les galaxies proches : les deux Nuages de Magellan et la galaxie d’Andromède.

Formation et évolution[modifier | modifier le code]

On pense qu'ils se forment au sein des nuages moléculaires, les grands nuages de gaz et de poussières qui constituent les nébuleuses diffuses. Comme le temps nécessaire à leur formation est beaucoup plus faible que leur durée de vie, toutes les étoiles d’un amas ouvert ont plus ou moins le même âge et comme elles proviennent de la même nébuleuse, elles ont la même composition chimique. Ainsi, les seules différences existant entre les étoiles d’un amas ouvert proviennent de leur masse. La plupart des amas ouverts sont dominés par leurs étoiles géantes bleues de type O ou B, qui sont très lumineuses mais de courte durée. On peut estimer l’âge d’un amas ouvert en regardant le rapport entre le nombre d’étoiles bleues, jaunes et rouges : plus les étoiles bleues sont nombreuses, plus l’amas est jeune.

L'amas ouvert le plus proche est dans la Grande Ourse, ou pour être plus exact, c’est la Grande Ourse. En effet, la plupart des étoiles de ce célèbre astérisme sont les membres d'un vieil amas ouvert mobile presque entièrement dispersé. Sirius est un ancien membre de cet amas et le Soleil est actuellement dans le « courant » de la Grande Ourse, mais n’en est pas un vrai membre, il passe juste à travers.

Les étoiles d'un amas ouvert sont initialement très proches les unes des autres et se déplacent à la même vitesse autour du centre de la galaxie. Après environ un demi milliard d’années, un amas ouvert classique tel que les Pléiades ou les Hyades, tend à être perturbé par des facteurs externes, tels que des nuages moléculaires passant à proximité, donnant des vitesses légèrement différentes à ses étoiles qui dérivent ainsi de plus en plus. Quand ceci se produit, l'amas devient un « courant » d’étoiles, qui ne sont plus assez proches pour former un amas ouvert, mais qui se déplacent toutes dans une direction et à des vitesses semblables.

Après environ un milliard d’années, l'amas a totalement disparu, les étoiles l’ayant constitué étant dispersées par la rotation de la voie lactée (comme pour l’amas auquel appartenait le Soleil).

Les amas extrêmement denses peuvent rester ensemble plus longtemps, mais aucun amas ouvert ne pourrait subsister aussi longtemps que l’âge du soleil, soit cinq milliards d’années.

On en distingue plusieurs types :

  • En fonction de leur concentration :
    • I : forte concentration ;
    • II : faible concentration ;
  • En fonction de leur luminosité :
    • 1 : toutes les étoiles ont la même luminosité ;
    • 2 : répartition uniforme ;
    • 3 : nombreuses étoiles peu brillantes ;
  • En fonction du nombre d'étoiles :
    • p : plus de 50 étoiles ;
    • m : nombre moyen (entre 50 et 100 étoiles) ;
    • r : plus de 100 étoiles.

la classification est l'oeuvre de l'astronome Robert Trumpler

Références[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]