Les amas globulaires et la naissance des galaxies
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Les amas globulaires et la naissance des galaxies
L'avenement des grands telescopes et les developpements de la spectroscopie multi-objets des dernieres annees ont permi aux astronomes d'etudier des amas globulaires lointains avec des resolutions et des niveaux de detail jusqu'alors inaccessibles. Les cameras CCD a grand champ ont permis de caracteriser des ensembles d'amas globulaires autour de galaxies telles que M87, galaxie elliptique dans la Vierge. Ces avancees technologiques ont permis de nouvelles decouvertes et apporte de nouvelles conclusions sur la relation entre la population d'amas globulaires et les galaxies qui les hebergent. On a ainsi decouvert des amas globulaires jeunes dans des galaxies elliptiques agees que l'on pensait, jusqu'a recemment, n'avoir connu qu'une phase initiale de formation stellaire.
Les amas globulaires, ces cités stellaires denses, certaines contiennent jusqu'à un million d'étoiles dans un diamètre de quelques douzaines d'années lumières, servent de repères cosmologiques temporels. Visibles sur de très longues distances, les amas sont très répandus. La Voie Lactée contient 150 amas globulaires identifiés. La galaxie d'Andromède en héberge aux environs de 500, et on en dénombre de l'ordre du millier dans certaines galaxies elliptiques.
Les amas globulaires sont parmi les plus âgés de l'Univers. On pense que toutes les étoiles d'un amas globulaire sont globalement nées en même temps. Les amas jouent donc, pour les galaxies, le même rôle que les fossiles pour l'évolution des espèces : l'évaluation de l'âge des amas globulaires d'une galaxie donnée permet de disposer d'indications sur les différentes époques de formation stellaire intervenues dans la galaxie. Les amas pourraient apporter des réponses à l'identification des processus, collisions de galaxies, cannibalisme ou flambées de naissance d'étoiles, qui ont modelé l'aspect des galaxies au cours des 13 derniers milliards d'années selon l'astrophysicien Michael WEST (université de Hawai).
Les amas globulaires renseignent sur l'évolution chimique des galaxies
On sait que les amas globulaires sont anciens car ils ne contiennent pas d'étoiles géantes chaudes à faible espérance de vie. Ils sont au contraire peuplés d'étoiles de faibles masse, de naines à longue durée de vie d'après leurs diagrammes d'évolution (de l'ordre de 14 à 15 milliards d'années) et classifiées de type II (par opposition aux étoiles plus jeunes que l'on trouve dans les amas ouverts). Les étoiles de ces amas, pour la plupart, sont déficientes en métaux, éléments chimiques plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. Les métaux deviennent abondants dans l'Univers après quelques successions de générations d'étoiles. Ce processus d'enrichissement prend du temps, et les étoiles qui se sont formées il y a très longtemps contiennent donc moins de métaux que les étoiles récentes. L'abondance de fer est 30 à 100 fois moindre que dans la composition du soleil.
La composition chimique est déterminée par l'étude spectrale des étoiles qui composent les amas. Elle est relativement homogène pour les étoiles d'un amas donné. Au vu de l'âge des étoiles, elle doit correspondre à ce qui existait au début de l'histoire des galaxies et permet de retracer l'évolution chimique de ces dernières.
Dualité de métallicité
Les astronomes , cependant, ont trouvé que, bien que les amas globulaires de la Voie Lactée soient uniformément anciens, ils ne sont pas aussi uniformément pauvres en métaux. Les amas globulaires se rangent en deux familles selon les galaxies observées : les amas à faible métallicité ne contenant que quelques pourcents de fer en comparaison au soleil, et les amas relativement riches contenant 30% du ratio fer-hydrogène du soleil. Les amas autour des autres galaxies offrent également la même dualité de distribution de métallicité.
L'amas globulaire M22, large de 65 AL et distant de 10 000 AL
(crédit National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation)
Cette différence de métallicité provoque une différence de couleurs. Partant du principe que les amas d'une galaxie donnée ont tous à peu près le même âge, toute différence de couleur entre eux procède d'une différence de métallicité. Ce qui tombe bien car une différence de couleur entre amas globulaires lointains est plus facile à observer que leur métallicité qui ne peut être déterminée qu'à l'aide d'une analyse spectrale détaillée.
A la différence des jeunes étoiles bleues nées dans la Voie Lactée, les amas globulaires considérés comme riches en métal sont actuellement plus rouges que les amas pauvres en métaux. En conséquence, les amas plus bleutés sont plus pauvres en métal.
Une équipe d'astronomes américains et européens a découvert en 2002, en combinant des images de différentes galaxies obtenues par Hubble et par le VLT, que la galaxie elliptique NGC 4365, dans l'amas de la Vierge, contenait des amas globulaires âgés de seulement quelques milliards d'années, relativement jeune au vu du grand âge de leur galaxie hôte : 12 milliards d'années environ. Les astronomes ont été à même de caractériser trois populations d'amas dans cette galaxie : des amas anciens pauvres en métaux, des amas également anciens plus riches, et des amas composés d'étoiles jeunes à plus forte métallicité.
On trouve également des amas globulaires jeunes dans des galaxies spirales en cours de collision : la structure galactique des Antennes (cf. plus bas) en est un exemple.
Aux origines
Comment expliquer cette dualité ?
Il existe, même si la réponse à la question n'est aujourd'hui pas toujours claire, plusieurs scénarios de formation d'amas globulaires qui doivent être confrontés aux modèles de formation des galaxies.
Les quatre principaux scénarios diffèrent selon le moment de la formation des amas globulaires et le processus de formation de la galaxie :
Premier scénario.
les amas globulaire compteraient parmi les premières structures stellaires à se former dans l'univers primordial. Les scientifiques qui émettent cette hypothèse disent que les premiers systèmes formés dans l'univers ont une masse avoisinant le million de masses solaires. Les premiers amas globulaires auraient pu se former dans des régions très denses en matière : les régions où l'on peut observer actuellement les amas de galaxies dans lesquels on dénombre de grandes quantité d'amas. On peut objecter à ce scénario le fait que les amas que l'on observe aujourd'hui ont des propriétés liées à celles de leur galaxie hôte, ce qui est en contradiction avec une formation antérieure des amas. Le scénario n'explique pas non plus, à lui seul, l'existence de populations d'amas plus jeunes et à plus forte métallicité.
Deuxième scénario
Les amas se sont formés aux tout premiers moments de la galaxie et leur formation est étroitement liée à la formation par gravité des galaxies.
La théorie de formation galactique la plus simple (modèle inSitu) s'appuie sur la gravité comme assembleur de matière pour donner naissance aux galaxies. Un énorme nuage de gaz s'effondre rapidement de manière monolithique puis se fragmente permettant de donner naissance, dans certaines conditions, aux amas globulaires. Le modèle de formation rapide des amas globulaires développé en 1985 par Fall et Rees implique, lors de l'effondrement du nuage galactique, des instabilités thermiques afin de rendre le milieu grumeleux : des nuages froids et denses d'une masse aux environs du million de masses solaires (la masse caractéristique des amas globulaires) baignés dans un milieu de gaz plus chaud.
Une première génération d'amas pauvres en métaux accompagne donc la formation de la galaxie.
Si le processus d'allumage des galaxies est suffisamment rapide, il produira des amas globulaires d'âge uniforme correspondant à la population des amas bleutés pauvres en métaux que l'on observe.
Comment expliquer, dans ce cas, l'existence de la deuxième population d'amas ?
Une hypothèse consisterait à dire que la formation des étoiles s'est calmée pendant un certain temps, puis, à la mort de la première génération d'étoiles, le gaz environnant, plus riche en éléments lourds, a permis une nouvelle phase de formation d'étoiles plus riches (représentant la majorité des étoiles de la galaxie) et a donné naissance aux amas globulaires de la population des amas rouges. On peut, sur la base de cette hypothèse, escompter une relation entre la métallicité des amas globulaires rouges et la luminosité des galaxies parentes : et c'est en effet ce que les astronomes observent.
Ce scénario comporte également ses propres contradictions. Les galaxies naines, par exemple, n'auraient pas pu résister à l'instabilité thermique ayant permis de donner naissance aux amas globulaires, elles ne devraient donc pas s'afficher en compagnie de ce genre d'amas. Le scénario implique également une masse minimale pour les amas, mais on en observe de masse inférieure.
Troisième scénario
Le modèle in Situ n'est pas le processus de formation principal de galaxies de l'univers primordial. Les images de l'Ultra Deep Field acquises par le télescope Hubble, par exemple, montrent que les galaxies se forment rarement de manière isolée. Ces images de l'univers ancien montrent plutôt des galaxies souvent distordues et en interaction entre elles.
Le modèle formation hiérarchique (HCM : Hirerarchical and Clustering Model) des galaxies propose une formation hiérarchique graduelle des galaxies par assemblage de structures stellaires de taille inférieure et de grumeaux de gaz et de matière noire. Les plus grosses galaxies sont ainsi issues de la fusion de galaxies naines.
Le troisième scénario propose un modèle de formation d'amas par contraction de nuages moléculaires géants dans le halo des galaxies ou dans le disque galactique à une époque de sa jeunesse où il était assez épais pour permettre ce mode de génération des amas globulaires .
Les amas globulaires les plus anciens ont pu se former dans le halo galactique. La quantité de matière nécessaire à la constitution des amas est de 10 à 100 fois plus importante que celle des amas, et laisse supposer qu'ils ne se sont pas formés à partir de nuages ou de grumeaux complètement isolés mais bien dans et autour des galaxies.
Dans ce troisième scénario, une première génération d'étoiles serait née de la contraction de nuages moléculaires de petites dimensions insuffisant pour donner naissance à des amas viables. Les étoiles se seraient dispersées et constitueraient une partie des étoiles solitaires errant aujourd'hui dans le halo de la Voie Lactée. L'observation de ces étoiles montre qu'elles ont un taux de métallicité souvent plus faible que celui des amas. Les nuages moléculaires se seraient ensuite agglomérés et auraient fusionné pour former des nuages plus gros, les amas globulaires seraient nés un peu plus tard de la contraction de nuages géants enrichis en métallicité par les premières générations d'étoiles. Les amas du disque galactique auraient également pu se former de la même façon à la condition que le disque de la galaxie ait été suffisamment tôt enrichi en métaux.
Quatrième scénario
En complément au troisième scénario, génération d'amas globulaires par fusion de galaxies.
Certains amas globulaires semblent être les restes, le noyau, de galaxies naines absorbées par des galaxies plus massives. Oméga du Centaure, le plus gros amas globulaire de la Voie Lactée (100 000 AL de diamètre pesant 1 million de masses solaires) contient des populations multiples d'étoiles, ce qui semble indiquer son existence antérieure sous la forme de galaxie naine soufflée par effet de marée de ses étoiles périphériques lors de sa capture par la Voie Lactée.
L'amas globulaire G1 de la galaxie d'Andromède contient en son centre un trou noir massif, probablement le noyau d'une ancienne galaxie naine.
Ce scénario, bien qu'il y contribue, ne permet par contre pas d'expliquer la présence de tous les amas globulaires de la Voie Lactée car le nombre de galaxies avalées devrait être extraordinairement élevé pour générer la quantité d'amas observés aujourd'hui. Ce processus implique de plus des amas de masse très élevée.
L'idée d'héritage d'amas globulaires, intégrée à la formation des galaxies, permet d'expliquer la dualité de métallicité. Les amas globulaires sont très denses et compacts, ils forment une structure capable de survivre à la destruction de leur galaxie parente lors d'une fusion de galaxies. La distribution des types métalliques d'amas globulaires dans une galaxie correspondrait alors aux différences de composition des fragments initiaux et à l'historique de fabrication de cette galaxie. Les amas globulaires plus riches de notre galaxie ont pu se former dans de petites galaxies isolées qui se sont ensuite agrégées à la Voie Lactée. L'équipe de Rodrigo Ibata (université de Cambridge) a identifié en 1994 une galaxie naine en cours d'absorption par la Voie Lactée : la galaxie elliptique du Sagittaire contenant une demi-douzaine d'amas globulaires.
Les amas globulaires jeunes
Le modèle HCM comporte ses propres contradictions. La formation des galaxies peut-elle s'être déroulée assez rapidement pour créer les galaxies massives que l'on observe aux premiers temps de l'Univers ? Pourquoi l'univers local n'est-il pas peuplé de rémanents de proto-galaxies ? On n'en observe qu'un dixième de ce que prévoit la théorie. Ces proto-galaxies sont cependant souvent des objets très faibles et diffus difficiles à détecter. Une des contradictions les plus troublantes est la faible quantité d'amas observés dans de très grandes galaxies là ou la théorie HCM implique une quantité phénoménale d'amas globulaires.
Certaines des questions laissées ouvertes par le modèle HCM peuvent trouver une réponse dans la collision de grandes galaxies pouvant donner naissance à des galaxies elliptiques. Chacun des protagonistes d'un tel événement apporte son lot d'amas bleus anciens. La collision et la fusion de deux galaxies spirales amène les nuage de gaz interstellaires riches en métaux à entrer en contact permettant de donner naissance, par surdensité de matière, à de nouvelles générations d'étoiles et à de nouveaux amas globulaires plus rouges et plus riches en métaux. On observe ce genre de population dans les galaxies elliptiques géantes, et les amas de ces galaxies sont en général plus rouges que ceux des galaxies spirales.
C'est le processus qui est actuellement observable dans la galaxie des Antennes, collision de NGC 4038 et 4039 à 62 millions d'années lumière de nous dans la constellation du Corbeau. Les images du télescope spatial Hubble montrent des objets qui apparaissent être des amas globulaires nouvellement formés âgés d'à peine quelques centaines de millions d'années. On observe également des objets que l'on pense être des proto-amas dans d'autres collisions de galaxies.
Structure galactique des Antennes, source HST
Les modélisations informatiques de collisions de galaxies spirales démontrent que ces événements produisent invariablement des structures elliptiques, mais on observe une dualité de métallicité d'amas globulaires aussi bien dans les galaxies spirales que dans les galaxies elliptiques de notre univers local. Volker SPRINGEL et Lars HERNQUIST (respectivement de l'Institut Max Planck et du Centre d'astrophysique Harvard-Smithsonian) ont surmonté cet obstacle en démontrant que la simulation de collision de deux galaxies spirales riches pouvait dans certaines conditions générer une galaxie spirale plus grande.
L'étude des amas extra-galactiques apporte donc sa pierre à l'édifice des théories de formation des galaxies.
La théorie de formation par effondrement rapide d'un nuage de gaz permet de générer des galaxies spirales si, à la fin de la première phase d'effondrement, il reste encore du gaz pour former une deuxième génération d'étoiles. Il s'agit de galaxies elliptiques si tout le gaz a été consumé lors de l'effondrement initial.
Le modèle de génération de galaxies elliptiques par fusion de galaxies spirales explique la présence d'amas globulaires plus jeunes et riches en métaux lors de flambées stellaires au moment de la collision (StarBurst). Il explique aussi pourquoi l'on trouve une densité plus importante d'amas globulaires dans les galaxies elliptiques géantes que dans les grandes spirales.
De nombreuses questions restent ouvertes. Le principe de génération de galaxies elliptiques par fusion laisse supposer que les amas rouges sont plus jeunes que les amas bleus puisqu'ils se forment pendant la fusion. Les observations montrent que les deux populations sont souvent d'âges équivalents dans de nombreuses galaxies. Les fusions pourraient s'être produites très tôt dans la vie des galaxies, les différences d'âges seraient alors difficiles à mesurer. Les astronomes concluent que la formation des galaxies et des amas globulaires doit être la combinaison des processus décrits plus haut. La difficulté est de déterminer la proportion individuelle de ces différents scénarios dans la cas de galaxies différentes y compris dans celui de la Voie Lactée qui est appelée à fusionner dans l'avenir avec la galaxie d'Andromède. L'étude des amas globulaires est importante dans la compréhension de la formation des galaxies et de leurs interactions mutuelles. Les futurs outils et programmes d'observation devraient permettre d'avancer encore plus dans l'étude des témoins temporels que sont les amas globulaires.
Sources : S&T, Nasa, ESA, Hubble Space Telescope, Sciences du ciel de Pierre LENA, [Futura Sciences] , [Université de Liège, département AGO]