Les amas ouverts

On appelle amas ouverts les petits groupes d'étoiles, essentiellement présents dans le disque de notre Galaxie, et dans celui d'autres galaxies spirales. Le terme d'amas galactiques est aussi parfois encore utilisé pour les désigner, mais il tombe en désuétude. Quant au terme d'amas irréguliers que l'on pourra trouver dans de vieux ouvrages, il est complètement abandonné. Quoi qu'il en soit, ces ensembles stellaires comportent en général quelques centaines ou quelques milliers d'étoiles liées par la gravitation et en orbite autour d'un centre de massecommun. Il pourrait exister quelque 100 000 amas ouverts dans la la Voie Lactée, dont seulement 1% ont été catalogués pour l'instant.

Concentrées dans un espace relativement restreint (disons, dans un volume de quelques centaines d'années-lumière de diamètre, au maximum), ces étoiles sont nées au cours d'un même processus, et se dispersent très progressivement. Si bien que typiquement les amas ouverts dépassent rarement le 100 millions d'années. On en connaît cependant une poignée dont l'âge dépasse ce chiffre d'un facteur dix. M 67 (Cancer), l'un des plus vieux amas de notre Galaxie atteint même les 4 milliards d'années, et il faut supposer qu'à sa naissance, il devait s'agit d'une concentration stellaire exceptionnellement riche.

Les amas ouverts perdent progressivement leurs étoiles du fait de diverses perturbations gravitationnelles. Comme dans les systèmes multiples, les membres les moins massifs sont les plus susceptibles d'être expulsés pour des causes internes (phénomènes de diffusion chaotique). Les causes sont également externes. Des perturbations peuvent être engendrées par la rencontre d'autres étoiles. Mais, de loin, le facteur principal de la dispersion des étoiles d'un amas ouvert est la rencontre avec ces immenses concentrations de masse que constituent les nuages moléculaires géants. Ceux-ci étant concentrés dans les bras spiraux des galaxies, c'est donc du fait des effets de marée subis lors de la traversée ces bras qu'ils se désagrègent pour l'essentiel. Sachant que la plupart des étoiles (sinon toutes) se forment au sein d'un amas, il semble qu'on puisse en déduire que toutes les étoiles isolées (communément appelées étoiles du champ) d'une galaxie comme la nôtre - et cela concerne aussi le Soleil - proviennent d'un tel processus de désagrégation.

La variété observée des amas ouverts avait conduit Harlow Shapley, à partir d'observations conduites vers 1915 à Harvard avec Melotte, à proposer une première classification qui permettait de les ranger dans cinq catégories, en fonction de leur concentration. En 1930 Robert Trumpler a proposé une seconde classification de ces objets, un peu plus complexe et toujours utilisable, même si d'autres plus perfectionnées ont vu le jour depuis. La classification de Trumpler repose sur trois critères : la concentration plus ou moins importante de la région centrale de l'amas, la manière dont s'y distribue la luminosité des étoiles, et le nombre d'étoiles observables. Les critères retenus laissent une certaine place à l'appréciation, ce qui explique que l'on puisse trouver le même amas rangé dans des catégories différentes, selon les auteurs.

Concentration : on utilise des chiffres romains de I à IV, par ordre de concentration décroissante. I correspond ainsi aux amas avec une concentration centrale très marquée (ex. : NGC 4755, dans la Croix du Sud); le chiffre II signale des amas bien distincts du fond du ciel, avec une concentration modérée (ex. : M 44); III correspond encore à des amas bien détachés, mais sans concentration centrale (ex. : M 23); IV est attribué aux amas qui se détachent très peu par rapport aux étoiles environnantes du fond du ciel (ex. NGC 6871).

Distribution : on utilise des chiffres arabes de 1 à 3 : 1 est attribué aux amas où toutes les étoiles ont des luminosités comparables (ex. : NGC 3532); 2 à ceux dans lesquels une large gamme de luminosités est présente, il y existe une continuité entre les nombre d'étoiles les plus lumineuses (qui sont les plus rares) et le nombre étoiles faibles (ex. : NGC 3572 dans la constellation de la Carène); quant au chiffre 3, il correspond aux amas ou quelques étoiles brillantes côtoient un riche effectif d'étoiles faibles (ex. : les Hyades (Taureau).

Richesse : on utilise les lettre p, m et r. la lettre p (= pauvre) est attribuée aux amas dont le nombre d'étoiles observées (qui peut être très différent du nombre d'étoiles réel) est inférieur à une cinquantaine (ex. : NGC 2264); la lettre m (= moyen) est utilisée pour les amas avec un effectif apparent compris entre 50 et 100 étoiles (ex. NGC 6520); enfin, la lettre r (= riche), rassemble tous les amas qui concentrent plus de cent étoiles (ex. NGC 3293).-

La région de NGC 3293, dans la constellation de la Carène.

On ajoute aussi couramment la lettre n, lorsque l'amas est associé à une nébulosité, la lettre e, quand l'amas est allongé, et la lettre u, quand il est asymétrique.

L'exemple des Pléiades : selon Trumpler, cet amas correspond à la concentration II, le Star Catalogue 2000 et Ruprecht (1966) lui attribuent en revanche une concentration I. C'est ensuite la distribution 3 qui convient le mieux à chaque auteur. Le rangement des Pléiades parmi les amas dont l'effectif est r est lui aussi peu problématique. Au total, les Pléiades peuvent donc être classées II 3 r (Trumpler), ou I 3 r n (Sky Catalog et Ruprecht).

On peut peut également aborder la classification des amas selon des critères spectrographiques et photométriques, en considérant donc cette plutôt la morphologie de leur diagramme HR (ou CM). On suivra encore une fois Trumpler, qui a proposé cette classification en 1925, à partir de l'étude de 52 amas (dont un, NGC 6885, s'est avéré ne pas être un système physique). On y ajoutera l'interprétation qui peut être faite aujourd'hui de l'état d'évolution et des âges auxquels les différentes situations définies correspondent.

Trumpler distingue ainsi en premier lieu deux classes amas ouverts selon la présente ou nom d'étoiles dans la branche des géantes, chacun représentatives de deux types distincts d'amas, en fonction des caractéristiques de la séquence principale.

Les différents types d'amas ouverts en fonction de la magnitude visuelle et du type spectrale des étoiles. Les zones hachurées représentent les régions de concentration, les segments représentent les deux familles standard d'étoiles considérées : ligne oblique pour la séquence principale, ligne horizontale, pour les géantes.
Source : R. J. Trumpler, Spectral types in open clusters (ASP, 1925).

La classe 1correspond à ceux où les étoiles de la branche des géantes sont absentes (ou très rares, et il s'agit alors de géantes plus chaudes que le type G). Comme les géantes sont des étoiles arrivées à un stade tardif de leur existence, on peut en déduire que ces amas sont d'une jeunesse relative. 

1b: ces amas sont riches en étoiles massives B et occasionnellement O. Les étoiles plus faibles, se concentrent fortement dans la région de la séquence principale. La présence d'étoiles massives à évolution très rapide, et encore dans leur première phase d'existence, signifie que l'on a ici affaire aux amas les plus jeunes. Représentants de ce type : h et c Persei, M 36, M 35, et les Pléiades, dont l'âge ne dépasse guère les 60 millions d'années.

1a : les étoiles les plus lumineuses de ces amas sont des types A ou B. Il s'agit encore d'amas jeunes. Mais l'absence d'étoiles très massives ne permet pas (au vu des seuls critères considérés ici) de juger de l'âge véritable de l'amas. Ce sont les amas les plus nombreux dans notre région galactique. Exemples typiques : M 34, NGC 1647, M 39.

2a : Les étoiles les plus brillantes de l'amas appartiennent à la branche des géantes. On y constate souvent une discontinuité entre les types spectraux A et G, qui est presque vide (brèche de Hertzsprung), si bien que les géantes les géantes les plus froides forment, sur le diagramme, un groupe isolé. La présence d'étoiles relativement massives sur la séquence principale, suggère que l'on n'a pas affaire à un amas extrêmement vieux. Mais l'existence de géantes rouges, témoigne d'un processus d'évolution déjà bien avancé. Avec des âges qui sont de l'ordre de quelques centaines de millions d'années ces amas se situent dans "la bonne moyenne" des âges qu'affectent les objets de leur catégorie. Appartiennent à cette riche famille : les amas Melotte 210, M 37, M 11, Praesepe, ainsi que l'amas du Taureau, et celui de la Chevelure de Bérénice.

2f : Ces amas ne possèdent pas d'étoiles des types les plus massives (B et A notamment). Les étoiles les plus brillantes appartiennent à la branche des géantes et sont des types K à F. Les étoiles de la séquence principale sont absentes au-delà du type spectral F, et il semble exister une continuité entre elle et la branche des géantes. La morphologie de leur diagramme, où la majorité des étoiles massives à rejoint la branche des géantes, et où ne persistent sur la séquence principale que des étoiles de faible masse à évolution lente, dénote un âge très avancé (pouvant être de l'ordre du milliard d'années). Les amas ouverts finissant par se disperser au fil du temps, on comprend qu'une petite minorité seulement corresponde à ce cas de figure; citons : NGC 752 ou M 67.