Les amas ouverts
Un amas ouvert est un type d'amas d'étoiles composé de quelques dizaines à quelques milliers d'étoiles formées à partir du même nuage de gaz et ayant à peu près le même âge. Plus de 1 100 amas ouverts ont été découverts dans la Voie lactée. Ils sont vaguement liés par une attraction gravitationnelle mutuelle et sont perturbés par des rencontres rapprochées avec d'autres amas et nuages de gaz alors qu'ils orbitent autour du centre galactique. Cela peut entraîner une migration vers le corps principal de la galaxie et une perte de membres de l'amas par des rencontres rapprochées internes. Les amas ouverts survivent généralement quelques centaines de millions d'années, les plus massifs survivant quelques milliards d'années. En revanche, les amas globulaires d'étoiles plus massifs exercent une attraction gravitationnelle plus forte sur leurs membres et peuvent survivre plus longtemps. Des amas ouverts n'ont été trouvés que dans les galaxies spirales et irrégulières, dans lesquelles se produit une formation active d'étoiles. Le jeune amas ouvert peut être contenuedans le nuage gaz à partir duquel il s’est formé, l'éclairant pour créer une région nébuleuse, comme dans le cas de l’amas des Pléiades (M45). Au fil du temps, la pression de rayonnement de l'amas dispersera le nuage de gaz. En règle générale, environ 10% de la masse d'un nuage de gaz fusionnera en étoiles avant que la pression de rayonnement ne chasse le reste du gaz. Les amas ouverts sont des objets clés dans l'étude de l'évolution stellaire. Étant donné que les membres de l'amas ont un âge et une composition chimique similaires, leurs propriétés (telles que la distance, l'âge, la métallicité, l'extinction et la vitesse) sont plus facilement déterminées que pour les étoiles isolées. Un certain nombre d'amas ouverts, tels que les Pléiades, les Hyades ou l'amas Alpha Persei sont visibles à l'œil nu. Certains autres, comme le Double Cluster, sont à peine perceptibles sans instruments, tandis que beaucoup d'autres peuvent être vus à l'aide de jumelles ou de télescopes.
Morphologie et classification:
Les amas ouverts vont d'amas très clairsemés avec seulement quelques membres à de grandes agglomérations contenant des milliers d'étoiles. Les amas ouverts sont souvent classés selon un schéma développé par Robert Trumpler en 1930. Le schéma Trumpler donne à un cluster une désignation avec 3 caractères : avec un chiffre romain de I-IV pour peu à très disparate, un chiffre arabe de 1 à 3 pour la gamme de luminosité des membres (de petite à grande gamme), et p, m ou r pour indiquer si l'amas est pauvre, moyen ou riche en étoiles. Un « n » est en outre ajouté si le l’amas se trouve dans la nébulosité originale. Selon le schéma Trumpler, les Pléiades sont classées I3rn, les Hyades voisines sont classées II3m. .
La première étape de la classification est un indicatif en chiffre romain:
I : l'amas est détaché du fond stellaire et possède une forte concentration centrale.
II : l'amas est détaché du fond stellaire avec une légère condensation centrale.
III : l'amas est détaché du fond stellaire sans condensation centrale.
IV : l'amas est peu détaché du champ environnant, il apparaît comme une zone plus dense.
Le deuxième indicatif est un chiffre arabe:
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 en magnitude.
Le troisième indicatif est une lettre:
p : l'amas est pauvre, il possède moins de 50 étoiles.
m : l'amas est moyennement riche, il possède entre 50 et 100 étoiles.
r : l'amas est riche, il possède 100 étoiles et plus.
Nombre et distribution:
Il y a plus de 1 100 amas ouverts connus dans notre galaxie, mais le vrai total peut être jusqu'à dix fois plus élevé que cela. Dans les galaxies spirales, les amas ouverts se trouvent en grande partie dans les bras spiraux où les densités de gaz sont les plus élevées et donc où la plupart des formations d'étoiles se produisent, et les amas se dispersent généralement avant d'avoir eu le temps de voyager au-delà de leur bras spiral. Les amas ouverts sont fortement concentrés près du plan galactique, avec une hauteur d'échelle dans notre galaxie d'environ 180 années-lumière, par rapport à un rayon galactique d'environ 50 000 années-lumière. Dans les galaxies irrégulières, des amas ouverts peuvent être trouvés dans toute la galaxie, bien que leur concentration soit la plus élevée là où la densité de gaz est la plus élevée. Les amas ouverts ne sont pas visibles dans les galaxies elliptiques : la formation d'étoiles a cessé il y a plusieurs millions d'années dans les elliptiques, et donc les amas ouverts qui étaient présents à l'origine se sont depuis longtemps dispersés. Dans notre galaxie, la distribution des amas dépend de l'âge, les amas plus anciens se trouvant préférentiellement à de plus grandes distances du centre galactique, généralement à des distances substantielles au-dessus ou au-dessous du plan galactique. Les forces de marée sont plus fortes plus près du centre de la galaxie, augmentant le taux de perturbation des amas, et aussi les nuages moléculaires géants qui provoquent la perturbation des amas sont concentrés vers les régions intérieures de la galaxie, donc les amas dans les régions intérieures de la galaxie ont tendance à se disperser à un plus jeune âge que leurs homologues des régions périphériques.