Enseignement 2023-2024 : Étoiles et trous noirs
Cours du 05 février 2024 : Les amas d’étoiles, formation et dissolution
Professeure : Françoise Combes, Collège de France
Chaire Galaxies et cosmologie
Les étoiles se forment en groupes. Les amas d’étoiles les plus courants se forment dans le disque des galaxies, ils sont jeunes, peu concentrés et ouverts. Ils se diluent et se défont rapidement. Il existe des amas bien plus riches et concentrés, fortement liés par leur gravité, les amas globulaires. Ils se forment dans des conditions violentes lors des interactions de galaxies, lorsque d’énormes quantités de gaz se choquent et se compressent. Dans notre galaxie, la plupart des amas globulaires ont peu à peu été détruits par interaction avec le disque, et par des queues de marée qui se sont accumulées dans le halo stellaire.
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[Musique] ben bonsoir à tous donc on va commencer cette dernière séance pour l’année en parlant d’amas d’étoile de la formation et de leur évolution alors déjà on voilà quelques exemples vous pouvez voir ici en fonction de l’âge vous voyez de 3 millions d’années jusqu’à 600 millions d’années et ici dans la deuxième partie
Des milliards d’années euh dans ces images on a pris un carré chaque carré fait 3 par 5 donc c’est la même taille physique que l’on regarde ces amas alors vous voyez un amas très jeune l’amas d’Orion que vous connaissez bien où il y a les étoiles qui sont en train de se
Former dans le nuage moléculaire qui leur a donné naissance et puis ensuite on voit que peu à peu les les vents stellaires les supernovés tout le rétroaction des étoiles vont chasser le gaz donc on va avoir des des amas d’étoiles comme le archeus qui est dans le centre de la galaxie assez compact
D’autres moins compact mais toujours bleu donc avec un âge relativement petit d’autres plus dilués d’autres qui sont plus rouges et plus vieux jusqu’à laama globulaire qui est très dense très riche jusqu’à 100000 étoiles et puis il y a un exemple d’astérisme pres-ce que c’est c’est c’est ce que une une fausse
Nouvelle c’est-à-dire que on s’est aperçu bien qu’il y a un nom de NGC on s’est aperçu que les étoiles n’étaient pas à la même distance donc c’est juste une superposition sur la l devisée mais ce n’est pas un amas d’étoile alors qu’est-ce qu’un amas d’étoile un amas
D’étoiles son on peut en distinguer deux grandes catégories d’abord des amas ouverts on dit en anglais open cluster donc pour aller plus vite on va les appeler OC parfois ils sont jeunes jeunes ça veut dire 100 million d’années quelque chose comme ça au moins 100 étoiles peut-être plus et puis on a la
Deuxème catégorie à l’extrême c’est les AM globulaire donc on va l’appeler globuler cluster en anglais donc Gess souvent ils sont très denses très riches jusqu’à 100000 étoiles dans la voiecté l’âge très très vieux donc ils sont formés au début de l’âgeunivers donc c’est deux extrêmes en fait et on va
Voir en regardant toutes les tous les amas d’étoiles que l’on voit dans la galaxie et au-delà que il s’agit d’une grande gamme de masse de densité de d’âge et cetera c’est V que c’est deux extrêmes mais finalement on arrive à trouver une continuité il y a
Pas que deux catégories il y a toute une continuité entre les moins denses les plus denses ceux qui sont gravitationnellement liés comme les amalobulaire et ceux qui ne sont pas qui vont se dissoudre alors ils se forment tous dans le gaz moléculaire donc de façon hiérarchique on sait que les images moléculaires ils
Sont dissipatifs et rayonnent et ils se fragmentent en plusieurs morceaux et on voit par exemple dans Rion on a pu distinguer qu’il y a plusieurs gens Damas à plusieurs échelles donc on a une hiérarchie d’Ama évidemment on le voit parce qu’Orion est proche dans les galaxies extérieures on verra moins et
Puis on a dit le gaz ensuite peu à peu alors ça ça dépend de la du nombre d’étoiles de la richesse et cetera mais en gros à millions d’années le gaz va se dissocier se disolariser des étoiles on voit par exemple dans une galaxie nen IC
25 74 un As d’étoile que l’on voit en optique et en infrarouge proche on le voit encore mieux plus compact et on voit les régions H2 le gaz il est déjà à l’extérieur ils sont déjà dissociés alors quelle est la vitesse à laquelle un amain ouvert va
Pouvoir se désintégrer en fait ça dépend de la dispersion de vitesse si on appelle Sigma la les mouvements désordonnés des étoiles entre elles dispation de vitesse doit être supérieure à une certaine valeur cette valeur on la calcule en disant que le temps d’effondrement le temps de chute libre freeall ici qui est
En 1 sur la racine de gro il doit être très grand par rapport au temps pour croiser la MA le temps d’aller d’un boutalot de laama donc r sur Sigma alors si le temps de d’effondrement est bien trop grand et bien laama va se dissocier donc la dis ditesse est trop grande et
Les étoiles vont ne sont pas liées gravitationnellement donc c’est c’est le critère alors dans euh notre galaxie on sait que tous les amaglobulaires sont dans le halo ils sont très vieux on pense que tout cette distinction est du au fait que euh dans notre galaxie il
N’y a pas de fusion de galaxie on va voir dans le exposé que les fusions de galaxie favorise la formation des amas globulaires et par contre les amas ouverts sont dans le disque il se forment à partir du du gaz qui est distribué dans le disque donc ça dépend aussi de
L’environnement par exemple dans les dans les galaxies nenes on a des amas globulaires qui contiennent plus d’étoiles que dans la boau lacté pourquoi peut-être que justement l’environnement de la VO lacté est trop destructeur et ne permet pas au aux amlobulaires de se développer alors le plan de cet exposé va d’abord commencer
Par détailler un peu la formation de cesamin d’étoiles bon évidemment par la gravité mais qui sont contrepensé par la turbulence les mouvements aléatoires le le champ magnétique qui crée une pression aussi qui peut compenser et on verra que on peut former des superamas stellaire comme ceci euh justement dans les flambé
De formation d’étoiles lorsqu’il y a fusion de galaxies ou dans les noyaux de galaxie donc on a des super amas qui on le pense et la création d’un amas dans et riche qui va devenir amas globulaire en vieillissant et puis on regardera comment les amas se dissolvent se
Détruisent comment chaque amas va tomber vers le centre par friction dynamique et puis aura des interactions avec le disque le bulbe et des queue de marée donc déjà on va décrire ces différentes catégories d’amas donc les les amas donc jeunes et peut-être pas lire personnellement dans couvert on a déjà
Cité le le l’exemple d’Orion il y a un exemple bien connu qui est qui sont les pleéades qui un amas d’étoile assez proche hein 35 par sè auient est encore plus lointain et ce qu’on voit ici c’est à l’œil nu on peut voir une dizaine
D’étoiles en fait il y en a 3000 quand on a la sensibilité on a l’impression qu’il y a du gaz mais c’est pas du tout le gaz qui a donné naissance aux étoiles c’est pas du tout comme Orion Orient on a les étoiles qui viennent de se former
Dans ce gaz le nuage moléculaire qui a donné l’issence donc c’est différent là c’est après donc il a 100 millions d’années donc il a déjà été dissocié de son de son nuage là il est en train d’en traverser un autre nuage et ce que vous voyez c’est la lumière diffusée par les
Nbulosités donc la lumulesse par réflexion alors ici on pense que cet as n’est pas il est ouvert est pas li gravitationnellement et peut-être à 200 300 millions d’années il va se dissocier complètement il est formé quand même de population 1 c’est-à-dire très riche c’est la population du disque qui a été
Enrichi par les diverses générations d’étoiles donc il a une forte métallicité alors pourquoi il est intéressant de regarder les amas d’étoiles c’est que on est on a un petit laboratoire où toutes les étoiles ont le même âge sont foré en même temps à la même distance parfois c’est difficile
D’avoir les distance donc là on le sait et puis à partir du même gaz donc la même métalicite et cetera donc ça permet de faire des études par exemple sur 3000 étoiles sans avoir toutes ces incertitudes alors ces amas ouvert on va un petit peu plus loin que vont-ils devenir lorsqu’ils sont complètement
Dissociés et bien ils vont pas se se diluer trop vite en fait ils ont une dispersion de vitesse de l’ordre de 10 km/se au départ donc c’est assez faible par exemple par rapport à la vitesse de rotation dans la galaxie qui fait 200 km/se donc on va garder un souvenir de
Leur formation ensemble donc ils vont avoir un on a une accumulation d’étoiles qui sont en train de de se mouvoir en même temps on les appelle moving groups et donc ces associations sont repérables par exemple dans GAA on a repéré près de 2000 Cesam ouvert donc ça permet d’en
Avoir quand même un une grande statistique et puis ensuite bon il se sépare et le gaz lui a été vraiment diselidarisé alors pourquoi parce que le gaz lui n’a pas du tout la même dynamique il rentre en collision vous avez des nuages de gaz qui rentrent en collision donc la dispersion de vitesse
S’annule régulièrement et le gaz reste à une vitesse de dispersion de 10 km/se et tourne dans la galaxie beaucoup plus vite alors que les étoiles elles ne ne sont pas en collision donc elles vont avoir une dispersion de vitesse qui va s’accroître et elles vont être Dué complètement alors évidemment il y a
Aussi une probabilité de collision entre deux associations qui pourrai peut-être sil il y a plus de gravité reformer un un ama alors par exemple il y a des exemples de de couple comme cela un ama double alors celui-là est très jeune il est très bleu il a été formé ensemble
Visiblement dans dans en deux amas dans deux fragments de nuag moléculaires il est possible qu’ qu’il se refusionne et former un autre qui sera plus stable mais il y en a d’autres qui sont qui ont pas du tout le même âge donc par exemple celui-ci M46 qui est assez vieux
D’ailleurs il y a une nébleuse planétaire qui est une donc une haine blanche qui attend au moins un milliard d’années pour se former donc on voit qu’il est vieux celuici est plus jeune donc si jamais il collisionne et reforme un amas ça pourra expliquer que certains amas ont des âges différents enfin à
L’intée inérieurs ont des étoiles d’âge différents et ça c’est difficile c’est assez rare mais ça peut être expliqué par ce genre de de rencontre et puis en fait en fin de d’extrême là il y a les amaglobulaires donc dans notre galaxie ils sont tous âgés donc on voit qu’on a
Arrêté la formation de dans la boie lactée il y en a environ 150 amlobulaire dans la boie lactée il y en a plus dans notre galaxie voisine spirale aussi il y en a 300 mais Andromède elle a beaucoup plus de d’interaction entre des petits satellites des galaxies donc elle peut reformer des amas
Globulaires donc ces nombres d’étoiles dans amas globulaires sont plutôt de l’ordre de 100000 avec une grande densité on voit bien ici ça c’est une image HST en général on a l’impression que tout est confus c’est pas vrai en fait quand on regarde bien la résolution de la chest est telle que on peut
Traverser euh même s’il y a une très grande densité euh le Laam globulaire est transparent en quelque sorte donc il est for formé de populations vieille peu métallique ils sont formés dans le halo dans la galaxie et ils ont un profil radial de King alors qu’est-ce que ça veut
Dire ça veut dire que lorsque on distribue le nombre de galaxies d’étoiles en fonction du rayon en log log et bien on a d’abord un un cœur un plateau de densité et puis une distribution qui a cette forme avec plusieurs concentrations possibles alors d’où cela vient en fait suppose que il y
A qu’une seule dimension le l’AM globulaire est quasiment sphérique donc on va prendre cette approximation et de même il ne tourne pas il y a pas de rotation dans les il est soutenu par les dispersions de vitesse uniquement donc la la seule intégrale de mouvement ça pourra être l’énergie donc on
Peut penser à une distribution de bolsman une maxquienne si vous voulez qui est en exponentiel de e l’énergie sur caté par exemple dans un gaz on a ce genre de chose alors ici caté qu’est-ce que c’est pour une population d’étoiles et ben c’est un petit peu
Comme un gaz où il a des molécules évidemment la température que l’on a de façon macroscopique c’est au niveau microscopique c’est juste la dispersion de vitesse la vitesse des molécules donc ici c’est pareil on a la dispersion de vitesse au carré donc l’énergie cinétique c’est la température en
Quelque sorte de de ce cette population d’étoile alors la seule différence avec une maxouéienne qui va jusqu’à l’infini c’est qu’il faut s’arrêter à rayon qu’on appelle rayon de marée pourquoi parce que laama est dans la galaxie et que il va interagir avec d’autres le braspireau d’autres étoiles
D’autres composants et donc il y aura ce qu’on appelle rayon de marée qui est le rayon de coupure une troncature qui fait que toutes les étoiles sont absorbées ensuite par d’autres composants alors évidemment selon la distance au centre vous avez différents rayons de marée vous avez un rayon de cœur qui est ici
Et puis la concentration qui est le rapport entre rayon de marée et rayon de cœur vous donne un petit peu le lieu dans laquel il est par exemple il sera beaucoup contraint si vous êtes au centre de la galaxie et moins contraint si vous êtes au bord donc voici un petit
Peu le genre de profil qui montre que la main est relaxée est à l’équilibre ce n’est pas du tout la même chose pour un laain ouvert alors le diagramme AP rel pourama globulaire on en a déjà vu hein par exemple ici vous avez des étoiles certaines étoiles sont bleues et puis on
A la la séquence principale ici qui est une séquence en masse alors selon l’âge de l’AM globulaire qui est assez vieux toutes les étoiles de grande masse qui ont une durée de vie très courte hein les étoiles ob une durée vie de 100 millions d’années évidemment ont disparu
Et donc on a au bout d’un certain temps on a un tournant qui correspond à l’âge de l’étoile qui se trouve là je pense que le soleil doit se trouver à peu près là donc ici on on passe ensuite dans les géantes rouges les gantes bleu et on a
Ce phénomène de traînard de bleu qu’on appelle blue straglers en anglais qui est dû au fait que on peut avoir des collisions d’étoiles dans un milieu comme un un abaglobulaire très très dense comme ici on voit que il n’est pas exclu qu’il y ait des collisions d’étoiles qui deviennent une étoile plus
Grosse à ce moment-là elles augmentent leur masse sans avoir changé leur âge donc on a des exceptions là qu’on appelle ces trînardes bleu et qu’on qu’on les voit ici et puis évidemment après vous allez avoir la pente des naines blanches lorsqu’on sera un petit peu plus évolué alors cette ce ce
Diagramme à cher nous donne vraiment l’âge de tous les amas amas ouverts les amas globulaires voyez que pour avoir des étoiles ob là-haut comme 2362 c’est un ama très très bleu qui a beaucoup d’étoiles massives donc il est très jeune puisque ces étoiles ne durent que 10 millions d’années et puis ensuite
Vous avez toute catégorie de Damas qui tournent qui en font leur tourn an à un certain âge et puis le plus vieux des amas ouverts la M67 il tourne ici et là à peu près 2,6 milliard d’années et voyez que lorsqu’on reporte l’amas globulaire précédent on voit qu’on n’est
Pas loin c’està qu’il y a une continuité entre les amas ouverts et les AM globulaire il a une continuité de dans l’âge et dans les formations alors comment on forme donc cesamas c’est dans les nuages molléculaires ces nuages molléculaires on sait il ils rayonnent beaucoup ils sont des des molécules denses qui
Rayonnent et qui sont à peu près isothermes donc lorsqu’on a un gaz isotherme et qu’on atteint la masse de jeans laquelle on est instable et bien le le le nuage se fragmente en plusieurs en sous sous fragments ainsi de suite on en a met qu’un mais il peut y en avoir
Plusieurs et puis c’est un petit peu comme des poupées russes où on a un climp à l’intérieur d’un climp à l’intériur d’un climp on a mis que trois échelles mais il y en a beaucoup il y a peut-être une dizaine d’échelles et donc les les climpes les plus denses
Lorsqu’on arrive au au centre là seront ceux qui vont donner naissance à des étoiles et c’est pour ça que on a une formation hiérarchique de ces de ces amas d’étoiles alors évidemment les nuages ne sont pas sphériques il pas du tout ce sont des filaments et donc on va
Avoir si la formation d’étoil se déclenche dans un climpe il va peut-être y avoir à cause des vents stellaires des supernovés des chocs dans un climppe suivant et on va avoir une formation contagieuse d’étoiles ça ça arrive souvent alors le nombre d’étoiles qui va y avoir c’est selon la fonction initiale
De masse la IMF on voit que il y a énormément plus de petites étoiles rouges ici ça c’est le nombre d’étoiles en fonction de leur masse on voit qu’il y a une étoile ob pour 200 ou 300 étoiles rouges donc ce qui domine évidement c’est les petites masses mais
Ce sont les grosses qui font les vent stellair les supernovés et qui vont euh chasser le gaz de de lamas alors par contre au début tous les amas sont euh dans leur cocon de poussière donc on les voit pas en en visible mais ils sont visibles en infrarouge alors par exemple lorsqu’on
Regarde ce qu’on va appeler protohama c’est-à-dire avant qu’il sortent de leur cocon voici par exemple une des contours de niveau qui vous montre tous les climpes que l’on voit en poussière c’est la poussière qui aim C ces climpes et donc les étoiles vont se former dans
Tous ces climpes et par exemple l et lad ont montré que le nom d’amas qui sort encore sous forme d’amas est 10 fois inférieur à ce qu’on a vu en infrarouge donc il y a une grande mortalité infantile de tous ces amas il y en a que
Entre 4 et 7 % des protoamas qui ressortent que se passe-t-il des autres ben ils sortent en nettoile individuel ou ils ont ils sont déjà dolidérisés ils ne sont pas en amas donc les amas que l’on voit dans l’optique sont vraiment la minorité 10 % au moins par contre
Toutes les étoiles se forment quand même dans des proto donc après un certain temps on avait dit 10 millions d’années grosso modo parce qu’en fait tout dépend le nombre d’étoiles ob que vous avez pour rejeter le gaz au bout de 5 ou 10 milliards d’années donc le gaz s’en va il va
Tourner à une vitesse différente dans la voacté et donc les les étoiles prennent leur indépendance et vont avoir une autre dynamique dans la galaxie alors quand on regarde ces protoama combien il y en a en fonction de leur masse 50 mass solaire ou mil mass solaire on voit que
La masse comprise he on a multiplié le nombre par la masse la masse comprise est à peu près la même c’est un peu un plateau peut-être qu’on n pas assez sensible à tout ce qui comprend très peu de masse on a pris par exemple seulement les amas qui étaient près du soleil on
Était plus sensible à les petites étoiles il y en a pas tellement donc c’est vraiment entre 50 et 1000 masse solaire ça veut dire en nombre d’étoiles plus grand peut-être 10000 parce que la plupart des étoiles ont inférieur à une mass solaire 0,5 ou 0 2 mais on a pratiquement lorsqu’on
Repasse en nombre d’étoiles en fonction de la masse on a plutôt un un nombre d’étoiles en fonction de la l’unité de masse qui sera en m- 2 donc une loi de puissance avec une une pente qui est très très pentue en fait ce qui est notable c’est que c’est à peu près la
Même chose que l’on a pour les climpe dans le nuage moléculaire on a un nombre de climpes comme ça en fonction de leur masse qui à peu près la même distribution ça ça veut dire que chaque clime de gaz va former le même nombre d’étoiles l’efficacité de formation d’étoile est pratiquement la même
Puisqu’on les retrouve en en protohama alors la physique de formation donc c’est ces nuages moléculair ils sont sous forme de filaments ici on les voit sous forme de poussière ici dans une nébuleuse ici vue en infrarouge on voit ici tous les les nuages qui se
Forment dans en Rion aussi on on a un filament comme ça de nuages molléculair et donc il a il y a plusieurs climpes ici plusieurs fragments et on s’est amusé à regarder les les protoétoiles de classe zéro c’est-à-dire vraiment les plus jeunes on voit qu’elles se forment
Vraiment dans le gaz et puis plus tard celles qui sont de classe 2 vous tenez qu’il y avait la classe 0 puis 1 puis 2 et cetera fonction deévolution des étoiles et ben on voit que tout d’un coup elles se sont déjà un peu désolidarisé du nuage puisque elles ont
Elles ont parcouru une certaine un certain volume donc elles sont déjà un peu dissociées donc c’est progressif il va y avoir une désolidarisation des étoiles et du gaz qui ont donné naissance alors on peut aussi dire que la pression la pression de ces nuages euh S sont liés gravitationnellement et
Ils le sont puisque ils forment des étoiles ils s’effondrent en étoile si on écrit que l’énergie cinétique et la vitesse au carré par l’ité de masse est égale à l’énergie potentielle on voit que la pression qui est égale à la densité et fois la dispersion au carré
Finalement elle est égale à la densité de surface du gaz on voit que le produit ça fait m2/ r ici la pression donc est peut être représenté par la densité de surface au carré ce qui permet deavoir un petit peu les ordres de grandeur de tout ce qu’on forme comme
Dans ce diagramme vous avez Sigma ici la la densité de surface alors en colonne densité par atome par cmè C c’est plutôt une colure densité de 4^ 23 qui nous donne 1 g par cm C alors ici cette unité là la masse qui va vous voyez comme pour
Les amas ça va de 105 6 107 et puis ici vous avez donc les colonnes densité données qui correspondent à une obscuration une la poussière la poussière qui est reliée au gaz donc ici c’est une extinction deune magnitude 1,4 75 de sang donc très très éteint donc les nuages moléculaires sont là les
Nuages moléculaires géants et puis euh les les amas d’étoiles qui sont dans Orion par exemple ce typel à main ouvert et puis vous avez à à grande densité alors ici on a écrit des courbes parce que vous voyez que la densité surfacique qui est en verticale c’est la masse sur le rayon au
Carré donc si euh vous fixez le rayon vous avez un sigma qui est proportionnel à M donc ce sont des des petites lignes comme ça alors 100 par sec 10 par sec 01 par sec donc c’est les rayons en question et puis si vous l’exprimez en
Fonction de la densité et bien vous avez pour une densité donnée un une pente un/3 donc c’est plutôt celle-ci par exemple celle-ci là la densité c’est 7000 mass Solair par pars cube c’est énorme hein un parsc c’est vraiment TR années lumière pour donner une idée l’étoile la plus proche du Soleil est à
4 années lumières donc ça fait 1,2 par sec et là dans le même distance entre le soleil et et Proxima du Centor vous avez 7000 mass solaires donc c’est vraiment densité énorme et donc ce sont les amas globulaire par exemple archeus ou bien les super euh star cluster les SSC les
Superbes amas d’étoiles que vous aveit dans les galaxies proches comme NGC 52 53 qui est en train de former des tas de nouvelles étoiles alors on a fait des simulations numérique de formation de ces étoiles dans les nuages moléculaires en rouge vous avez le nuage moléculaire
Et puis en en point jaune à chaque fois qu’il y a une étoile vous avez des amas d’étoiles qui se forment on les voit bien et on peut montrer que finalement lorsque vous avez un clamp dense dans le nuage moléculaire la l’efficacité de formation d’étoiles
Est presque 100 % en fait dans tout le nuage il va y avoir que 4 % de la masse qui va former des étoiles mais quand vous avez un un clamp d c’est presque le tout donc on a vraiment une forte efficacité on voit qu’il se forme le
Long des filaments et puis parfois alors on essaie d’obtenir les la masse des plus grosses étoiles les doiles plus massives pour retrouver l’IMS c’est-à-dire la fonction de masse initiale et pour cela dans les simulations on a besoin à la fois d’accriter du gaz encore puisqu’on est
Dans un filament où le gaz n’est pas encore parti en dehors des étoiles donc on a à la fois pendant que les étoiles se forment il y a encore des accressiontions de gaz qui vont renforcer la masse des étoiles et aussi les re étoil que l’on a écrit comme cela
C’est le taux de collision classique d’un gaz parfait avec une focalisation du à la masse de l’étoile et dans leur simulation ils arrivent en effet à augmenter dans un temps de chute libre la densité énormément et à trouver les masses les grosses masses comme les étoiles qui vont disperser le nuage donc
Les simulations ont l’air de correspondre à ce que on observe alors évidemment dans les la destruction des nuages il y a non seulement les vents stellaires il y a aussi les les G que l’on a vu ici vous avez un G qui a été vu par le Hubble qui avec un disque
D’acrétion et on voit que le G renvoie du gaz dans les flots à à grande vitesse et par exemple dans Orion on voit le H2 excité ça c’est l’émission de du gaz moléculaire excité qui est vraiment en train de partir donc on voit bien que dès qu’il y a des formations d’étoiles
Massives tout d’un coup le gaz va être amené à sortir de la zone de formation d’étoil et on va arrêter la formation de la main alors pour les amas globulaires il va falloir un un un niveau au-delà c’est-à-dire qu’il va falloir rembler énormément de masse en très peu de temps
Pour que le phénomène de rétroaction des vents stellaires des supernovet n’it pas le temps de dissocier le le nuage moléculaire et et d’arrêter la formation de la main donc là on pense que ça arrive surtout à aujourd’hui dans les fusions galaxies vous avez des fusions de galaxie là qui sont vraiment deux
Galaxies qui sont en train de collisonner et qui mettent en commun leur gaz donc vous avez des chocs énormes avec en très peu de temps une grande quantité de gaz qui va pouvoir former en moins de 10 millions d’années énormément d’étoiles au même endroit et
Donc c’est là on aura pas on aura gagné sur la rétroaction qui va détruire le nuage ici aussi 220 ici vous avez une autre interaction donc c’est ça qui nous faut ou alors euh dans au début de l’âgeunivers où tout est gaz et là on a
Assez de gaz pour pour y arriver donc c’est soit très tôt dans l’univers c’est pour ça qu’on a des amobulaires assez vieux aujourd’hui dans la Voie Lactée ou alors dans les flambé de formation d’étoiles des les fusions alors ça ça a été aussi simulé vous avez la formation d’un
Aminglobulaire dans un ordinateur ici vous avez la densité en bleu vous avez ici la température qui est très froide au centre lorsque vous avez du gaz très dense donc il va refroidir très vite il va être très froid ici vous avez quelque chose de très chaud et vous avez le
Champ magnétique qui est représenté par les flèches donc on arrive dans les dans les simulations en commençant très tôt à grand red shiif Z é= 12 où toutes les galaxies sont pleines de gaz donc 90 % de gaz alors là on a assez de gaz pour former ces am globulaires même sans
Fusion de galaxie aujourd’hui on a beaucoup moins de gaz et donc il nous faut de la fusion de galaxie pour y arriver alors par exemple aujourd’hui on a ces amaglobulaires que l’on voit en train de se former dans la collision entre les deux galaxies qui qu’on appelle les antennes et vous voyez que
Ces petits globules Ros le rose c’est la rie de H alpha hydrogène ionisé qui a été ionisé par les étoiles ob donc des étoiles très massives et très jeunes donc tout ça sont des des des mences amas stellair qui se sont formés juste à la fusion de galaxies donc on a on a
Réussi à rassembler le gaz en très peu de temps donc on a en fonction de le nombre d’amas en fonction de leur masse ici alors évidemment il y en a plus de petite masses et moins de grandes masse et puis ce qu’on voit c’est qu’en
Fonction du temps et bien il y en a de moins en moins alors c’est ce qu’on a appelé la mortalité infantile il y en a beaucoup qui ne subsisteront pas il y en a peut-être que quelques pourcent 10 % qui vont rester denses et riches et les autres vont peut-être se se
Dissocier alors justement cette formation d’amagobulaire on le voit dans les antennes encore enc une fois on voit très très bien toutes ces amas globulaires on en voit aussi dans le dans le nuage magellant on en voit un qui est en train de souffler son gaz une supernovée qui est en train de souffler
Le gaz ici et on a toujours quand on regarde la la distribution radiale on a le profil de King qui montre qu’ sont vraiment bien liés gravitationnellement et relaxés donc ça la relaxation c’est important donc ces superamas stellair queon a dans les collisions de galaxies on en voit i c’est la célèbre euh
Collision de galaxie entre un compagnon et puis une galaxie spirale et on voit qu’elle a elle a fait une collision de plein fouet et ce qui a engendré une onde en forme d’anneau mais on voit que ça a aussi engendré des tas de formation de d’amas d’étoile alors ce qu’on sait
Aussi c’est que lorsque on on arrive à à accumuler du gaz au centre des galaxies par exemple dans la galaxie i ici mc82 qui interagit avec mc81 elle est bien connue elle est assez proche et on voit ici en vert et jaune la galaxie qui est vue par la tranche et
On voit qu’ici il y a un starburst une flambée de formation d’étoiles si bien qu’il y a de rejet du gaz alors en X c’est le gaz très très chaud million degrés et puis en rouge c’est la poussière qui est qui est chauffée donc vous voyez que il y a un énormément de
D’étoiles qui se forment ici on a des amas stellaires et puis on a a beaucoup de rétroaction du à la formation d’étoil mais on sait que lorsqu’on arrive au centre il arrive à avoir des forces de marais qui sont compressible alors ça c’est un peu l’ environnement exceptionnel parce que d’habitude quand
On a une force de Maré entre deux galaxies par exemple ici on a une galaxie qui se trouve là donc on a d’abord les forces qui attirent toutes les parties de cette galaxie par le compagnon et puis lorsqu’on se met dans le référentiel de de cette galaxie
C’estàd qu’on annule les forces en zéro on voit bien que les forces de marée qui sont la différentielle en fait elles sont toujours compressives un tout petit peu ici mais elles sont euh elles sont étirantes elles étirent et en fait ça explique pourquoi vous avez deux queue
De marée dans chaque galaxie hein c’est un petit peu comme les relations de marée entre terre et luine on a toujours deux deux bourlet qui vont faire deux maraes toutes les 24 heures ici c’est pareil on a des des maraes qui sont distordantes en fait qui sont plutôt
Étir et lorsque on arrive au centre de la galaxie alors on peut le calculer si on a on a une densité en fonction du rayon qui a une loi de puissance r- alpha et si alpha est plus petit que 1 vous pouvez calculer que la force va être proportionnelle au rayon va croître
Avec le rayon et donc on va avoir une force de Maré compressive et ça ça va ça va favoriser la formation des superamins d’étoiles parce que ils vont être compressés et nonont pas dissocier et c’est ce qu’on voit en fait on a très souvent dans ces galaxies là et celle-ci en particulier des
Superamaas de très grande densité dans les noyaux alors par exemple une galaxie naine aussi l’c 1569 qui a des amas d’étoiles dans les noyaux très très massif alors justement une galaxie N a des amas globulaires qui en train de se former ils sont très jeunes ici ils sont
En train de se former et ils sont encore plus massif que dans une galaxie plus grosse ça c’est c’est l’environnement qui fait ça et euh lorsqu’on regarde le spectre de ces de ces amas d’étoiles bien on voit nettement que il y a des très très fortes masses 30 à 40 mass
Solaires qui sont très très jeunes et donc des amas globulaires en train de se former mais qui sont ultra jeunes de quelques 10 millions d’années alors maintenant on voudrait savoir à quelle vitesse il va relaxer et donc on essaie de voir s’il y a un temps de relaxation d’interaction des étoiles
Entre elles pour faire relaxer les les amagles alors ici un petit rappel c’est que normalement les étoiles dans une boie lactée il y en a tellement d’étoiles dans une galaxie comme la boie lactée vous avez 200 300 milliards d’étoiles donc mettons 10 pu 11 étoiles c’est 100
Milliards et il y a tellement de d’étoiles que finalement les étoiles ne se rend compent jamais n’échang jamais d’énergie on peut calculer le temps de relaxation qui est en fonction du temps de croisement c’estàd de traverser la galaxie il est proportionnel à N et finalement pour n = 10 11 ça nous fait
Un temps de relaxation qui est bien supérieure à l’âge de l’univers dans Dans une galaxie comme la Voie Lactée les étoiles n’interagissent pas entre elles et elles n’échangent pas d’énergie elles ne peuvent pas relaxer alors pourquoi ça paraît paradoxal pourquoi et bien quand on regarde ce qu’on appelle collision entre étoiles c’estàd échange
D’énergie vous avez une étoile qui arrive de l’infini par exemple et qui rencontre une étoile s mis dans le référentiel de cette étoile donc l’ est au repos et bien sa gravité va la dévier de sa trajectoire et il va y avoir une échange d’énergie entre l’étoile qui
Arrive avec une grande énergie qui va être freinée et cette étoile qui va gagner de l’énergie donc on peut calculer ce cet échange d’énergie entre deux étoiles lorsqu’il y a une collision c’est ça qu’on appelle collision c’est pas vraiment la collision de boules de billard c’est juste la déflexion et bien
On peut calculer le temps de relaxation lorsque la somme de tous ces petites déflex tion sera égale à l’énergie de l’étoile donc elle aura complètement perdu cette énergie alors lorsque le nombre est petit on peut représenter par exemple j’ai 6 étoiles et bien le potentiel gravitationnel il est en un
Sur R à chaque étoile donc on a cette pointe là de potentiel de Newton à chaque étoile et on voit que si nétoile passe elle va être déviée à chaque fois par contre si vous avez un grand grand nombre d’étoile 100 milliards à ce moment-là tout ça ça va être lissé par
Le grand nombre et on va plus rien voir en quelque sorte donc on a un potentiel moyen qui fait qu’il y a plus aucune déflexion d’étoile et l’étoile ne voit plus rien en gros si vous voulez elle traverse le milieu d’étoil il y autant d’étoiles à gauche à droite et donc elle
Va dans son chemin tout droit finalement quand on a beaucoup d’étoiles il y a aucune collision entre étoiles il faut attendre plus que la junivers donc il n a aucune relaxation et les systèmes d’étoiles gardent leur dispersion de vitesse qu’il y avait au départ sans échanger entre elles alors que se
Passe-t-il ça c’est pour une galaxie que se passe-t-il pour des amas al les amas le nombre d’étoiles dans un amas n’est pas égal à 100 milliards il est égal à 100000 10000 100000 voyez on peut recalculer comme c’est proportionnel à N le temps de relaxation c’est le temps d’
D’échange d’énergie on peut recalculer que pour un am ouvert par exemple et bien on a un temps de relaxation de 8 millions d’années ça c’est très petit c’est petit même par rapport à la durée de vie de la main ouvert donc ça veut dire qu’ils vont échanger les étoiles
Vont échanger l’énergie entre elles de même pour un am globulaire vousz 400 millions d’années il y a pas de problème il du des milliards d’années donc on a énormément d’échanges alors qu’est-ce qui va se passer dans ces échanges et bien les plus les grosses étoiles qui ont plus d’énergie vont en donner aux
Petites donc vous allez avoir une ségrégation de masse les plus grosses vont tomber au centre vous avez une déposition en quelque sorte on va avoir des grosses masses au centre et puis les petites masses au bord et finalement elles vont gagner ces petites masses de plus en plus d’énergie ici vous avez des
Petites masses et ici des grosses masses et les petites vont s’évaporerement vous allez gagner de l’énergie en échangeant d’énergie et vous allez avoir ce cette ségrégation alors ça c’est ce qu’on observe par exemple vous avez Messier 82 qu’on a regardé tout à l’heure celle qui échangeait beaucoup de gaz avec
L’extérieur vous avez des tas d’amas A B C E F par exemple celui-ci F vous voyez que le rapport que l’on a mesuré de masse sur luminosité ne correspond pas du tout à son âge alors vous savez que les la luminosité d’une étoile très massive est bien plus grande donc le
Rapport l sur M est bien plus grand que pour le soleil elle brûle son combustible très très vite et elle elle elle est à cour de combustible au bout de 10 millions d’années donc le rapport M sururelle vous donne un petit peu la composition si vous avez des petites
Étoiles vous avve un grand M surelle et des des grosses étoiles un faible m surelle et en effet ici on on regarde m82f cet éat d’étoile il est pas du tout là où on l’attendait parce que la luminosité sur la masse est bien plus forte c’estàd qu’elle est composée essentiellement de d’étoiles massives
D’étoil ob qui rayonne beaucoup donc par ces par ces études là on sait que en effet il y a eu beaucoup de ségrégation de masse donc d’échang et qu’il est en train de relaxer énormément alors pour les amas ouverts on sait aussi que c’est un milieu en
Colis c’estàd qu’il y a des échanges d’énergie entre les étoiles et donc que va-t-il se passer donc il y a les parties chaudes qui vont donc donner de l’énergie aux parties froides mais les parties chaudes ce sont les les plus grosses qui vont tomber au cendre et puis les faibles en fait c’est
Quelque chose qui qui est sans fin c’est instable parce que si les les grosses masses qui sont normalement plus chaudes donnent leur énergie elles sont trop froides et elles vont se elles vont finalement imploser se concentrer donc elles vont être de plus en plus chaude au fur et à mesure qu’elle donne de
L’énergie et donc on a ce qu’on appelle une catastrophe gravothermale où finalement le centre va s’effondrer s’effondrer jusqu’ù ben peut-être un trou noir et c’est ça qu’on on s’attend alors par exemple dans les super amas qu’on appelle super starcurer ou SSC pour aller plus vite et bien on on
On s’attend peut-être aussi à ce phénomène alors là pour donner une petit une petite idée des tail on a des un million de masses Solair avec des rayons tout petits et les grande influence sur les observations on a des faibles rapports m surelle donc des très grands ailes pour
Des des grosses masses et euh et puis aussi on a vu que il n’y avait pas beaucoup de binaerx on a regardé rayons X ça veut dire qu’elles ont été toutes éjectées ce sont celles qui sont peut-être les les moins massives euh dans le passé euh on a vu que à grand
Red shift alors là c’est un champ de Hubble qui va très très loin à Z = 3 c’est la première moitié de l’ univers et bien les galaxies montrent ce qu’on appelle des clampes des clampy galaxies elles sont pas un petit peu régulières et très spirales en tout cas avec le
Hubble Space téescope on a plein de climpes et ça on l’explique en disant que ces galaxies plus on remonte le temps plus on va dans le début de l’univers plus la fraction de gaz est très grande et ça on l’a mesuré en mesurant les les molécules par exemple
Et on a entre 50 et 90 % de gaz et ce gaz est très instable et forme des des climes qui peuvent avoir 10 pu 9 mass solaire donc c’est c’est énorme et donc peut-être que on n pas besoin de d’interaction de galaxie pour former tous ces amins globulaires très très
Intense alors on disait que les étoiles vont s’échapper les petites étoiles vont se retrouver au bord les grosses au centre et les petites quand vont gagner de l’énergie vont progressivement s’évaporer alors on peut le quantifier on peut quantifier en disant que l’énergie cinétique est égale au potentiel et cetera je rentai pas trop
Dans les détails mais si on a une une distribution maxwellienne de vitesse avec une dispersion de vitesse qui est ici on voit que on peut calculer le pourcentage d’étoil qui euh prend la vitesse d’échappement c’est quelques pourcen hein enfin même plutôt moins d’ 1 %. et puis on peut savoir justement
Euh à quel moment on va évaporer tout la globulaire alors ça on peut le calculer et on peut calculer que il s’agit à peu près de une centaine de fois le temps de relaxation al si on vu que le temps de relaxation c’est de l’ordre de 10 millions d’années on voit bien que
Inférieur à un milliard d’années peut-être on s’attendrait à à l’avir complètement évaporer enfin ça tout ça ça dépend de la masse puisque le temps de relaxation dépend aussi beaucoup du nombre d’étoiles et on peut regarder par exemple dans une simulation à quoi on s’attend pour le rayon
Des des grosses étoiles qui sont au centre he en fonction du temps ce que ça va devenir alors les les grosses étoiles elles elles donnent leur énergie donc elles perdent l’énergie elles s’effondent de plus en plus jusqu’à un moment où elles s’effondent en trou noir
Ici et par contre ce sont les étoil à un grand rayon ici qui prennent toute l’énergie et qui vont s’évaporer donc est-ce que on on on a trouvé des gros trous noirs au centre des des amagblair et bien non les gens ont beaucoup cherché ce qu’on a vu c’est en effet il
Y a beaucoup de masses invisibles au centre des AM globulaires mais ce sont surtout des des trous noirs de masse stellaire et en effet il y a beaucoup de de des de supernové qui ont explosé avec des masses de 10 ou 20 masses solairire qui sont devenus trou noirs donc il y a
Pas mal de trou noirs mais aucun n’a formé un énorme trou noir alors là pourquoi pourquoi lesffondrement n’est pas allé jusqu’au bout et bien c’est qu’il y a d’autres événements comme par exemple lorsque les étoiles sont très très proches et interagissent beaucoup à ce moment-là il il se passe qu’il y a des
Binaires et les binaires vont se resserrer et redonner de l’énergie aux autres étoiles et vont empêcher le collapse alors peut-être que le collapse arrivera plus que l’âge de l’univers mais pour l’instant on n pas vu aucun des amas globulaires qui avaient un énorme Tron noir au centre ça c’est
Encore un mystère voyez un petit peu le le fait qu’on s’imagine que il y a d’autres phénomènes qui se passent on a dans les simulations on a peut-être oublié de mettre les binaires et les et les collisions à tris à trois étoiles alors voici un petit peu une simulation
Le principe hein c’est que vous avez une binaire ici avec une collision avec une troisème étoile la binaire se resserre donc donne de l’énergie et la troisème est partie donc vous avez des des étoiles qui gagnent de l’énergie et qui empêchent au cœur de s’effondrer en quelque sorte donc vous avez une réserve
D’énergie alors ça va avoir une fin mais pour l’instant on en a pas vu donc dans les simulations numériques on voit que parfois si les binaires n’ont pas donné toute leur énergie il semblerait qu’il y ait une un effondrement mais tout d’un coup les binaires donnent de l’énergie
On a ce genre de d’effondement et puis le le le trou noir massif ne se ne se produit jamais alors maintenant on va regarder un petit peu le les orbites des amas globulaires dans une galaxie parceque on voit que il ils partent du bord et puis
Il vont ils vont tomber vers le centre et finalement ils vont se détruire dans dans la galaxie il y avait 10 fois plus d’AM globulaire que ce qu’on voit aujourd’hui mais on pense que 90 % a été détruit lorsqu’ils ont rencontré le disque ou le bulle de la galaxie ils ont
Rencontré des chocs donc que se passe-t-il enfit sur ces amas globulaires lorsqu’on a un gros une grosse masse hein une masse grand M ici qui se voyage dans une mer de petites étoiles de masse petit m qui évidemment est bien plus faible que la masse de la M globulaire puisque la masse globulaire
Fait 1056 masse solaire et que les autres c’est plutôt l’ORS de la masse solaire donc que se passe-t-il et bien la gravité de cette ce boulet de canon si vous voulez et de défléchir un peu les étoiles autour et donc il va y avoir un sillage dans dans le sillage de ce
Boulet qui va freiner par toute sa gravité donc le sillage ici va s’accumuler derrière le boulet il va y avoir un freinage donc c’est ça qu’on appelle la friction dynamique c’est-à-dire on va freiner et donc le l’AM globulaire va progresser spiraler et tombé vers le centre alors on peut le
Quantifier cette décélération elle est proportionnelle à la densité de ces petites étoiles qui ne sont pas trop rapides parce que si elles sont trop rapides elles vont pas être dévié donc il y a on prend toutes les étoiles qui ont moins que la vitesse V du boulet et
Ça vous donne une formule comme ça qui a été déjà le premier à avoir calculé cette formule de friction dynamique c’était chamb secar en 1943 donc vous voyez ça ça date pas d’hier mais il avait fait quelques approxim tion évidemment et on va voir si ces approximations sont vraies en fait ces
Approximations c’était de dire que finalement il n’y a pas d’autogravité on prend les étoiles n’interagissent pas entre elles elles interagissent que avec le Laam globulaire alors certains ont fait des simulations avec cette hypothèse pas de C gravité alors s’il y a pas de C gravité et bien le
Le le centre de gravité est fixe puisque tout le reste n’a pas de masse donc ils ont gardé le centre gravité fixe et finalement il trouve quelque chose qui est beaucoup trop gros par rapport à la formule de chambassur et en fait quand on arrive à faire des simulations
Numériques on voit que en effet la formulear n’est pas elle a la bonne proportionnalité en fonction de la masse par exemple plus vous avez un am globulaire massif plus il va tomber rapidement au centre donc il y a la bonne loi en fonction des des grandeurs
Mais ce n’est pas exactement à cause de toutes ces approximations que j’ai listé ici le milieu est continu alors qu’en fait il est pas continu il y a il y a des bras spirireux il y a ça s’arrête au bout d’un moment et cetera et ce qu’on voit lorsqu’on fait une simulation
Numérique donc le rayon d’unaglobulaire qui tombe vers le centre en fonction du temps voyez d’abord qu’onarrive pas à zéro le la maglouè s’arrête là alors pourquoi c’est parce que le centre de d’une galaxie est un cœur en fait il il y a une densité qui a un plateau et ce
Cœur empêche de tomber vers le centre donc l’AM globulaire stationne par là ensuite il faut régler un petit peu le le coefficient lambda qui était le les paramètres d’impact on ne savait pas très bien donc on est obligé de faire une simulation pour savoir exactement à quelle vitesse le voilà voicii d’autres
Simulations en fonction de rayon du de la magleblé en fonction du temps et ça prend quand même des milliards d’années alors l’influence de la gravité en fait elle n’était comprise que dans le fait qu’on avait gelé le centre de gravité entre la galaxie et le l’ mag
Globulaire lorsque on ne le gèle plus et ben la sa gravité n’a pas beaucoup d’effet donc il y a quelque chose qui n’a pas été pris en compte quand même c’est le fait que l’AM globulaire va être déformé par les effets de Maréis hein voàici par exemple un exemple de
Simulation numérique et lorsqu’on prend en compte cette déformation évidemment la l’énergie potentielle pour déformer l’objet va être prise sur l’énergie orbitale du euh d’almagobulaire donc si vous prenez en compte cette déformation et bien lamlobulaire vaber va tomber beaucoup plus vite la friction va être plus forte donc tous ces effetsl il faut
Les prendre en compte pour ensuite savoir euh à quelle vitesse l’amlobulaire va tomber et finalement il va se détruire donc je vais dans cette dernière partie euh décrire un petit peu comment se détruisent euh les amas stellaires qui vont tomber au centre des galaxies alors ici euh il y a un
Deux galaxies en interaction dans lequel on a des superamas qui vont qui se forment alors ça c’était la l’image de Hubble Space téescope qu’on avait il y a deux galaxies ici vous voyez qu’il y a plein d’amas on en a trouvé beaucoup plus lorsqu’on l’a observé avec le
Téllescope James web qui observe en infrarouge comme vous savez donc on avait des tas d’amas qui étaient cachés par la poussière et comme vous voyez ici il y en a un grand nombre en rose ici qu’on voyait pas donc on a refait un petit peu la courbe nombre d’amas ou
Protoamas hein puisque en fonction de l’âge ici ils sont enfouis dans la dans la poussière et on voit qu’il y en a beaucoup plus que prévu donc ce qui veut dire que ce fameux facteur de de mortalité infantile est beaucoup plus gros que prévu il y a beaucoup plus de
Protoamas que prévu et donc les has que l’on voit sortir et bien par rapport à tout ce qui existait ils sont encore moins nombreux donc c’est encore moins que 10 % donc on a une autre information en observant en infrarouge loin temp euh les amas globulaires sont encore plus
Détruits et puis euh voilà ce qu’on peut euh simuler par ce qu’ Ava été simulé il y a un certain temps euh en fonction des euh de l’évolution interne des amas on a vu qu’il y avait d’ la relaxation interne et que en fonction de de la
Masse alors la masse cette fois-ci est dans ce côté euh en fonction des rayons on a des un grand nombre de masses de grosses masses d’étoiles de grandes masses et très peu de petite masses alors que à 300 on a on a beaucoup de petites masses et pas beaucoup de grande
Masses donc on sait que il y a ce problème de de catastrophe gravothermique qui va peut-être détruire évaporer donc premièrement il va se dissoudre un petit peu par évaporation et puis aussi par les forces externes et là on va détailler un peu plus les forces externes c’est-à-dire
Qu’il va y avoir des interactions avec le bulbe le disque lorsqu’il va y avoir parce qu’en fait les les les les AM globulairire de notre galaxie ils sont dans le halo mais ils ont des trajectoires qui sont des des cercles en quelque sorte en première approximation donc à chaque fois qu’ vont s’approcher
Du centre ils vont rencontrer le disque et ils vont rencontrer un choc à chaque fois qui va leur donner de l’énergie et les les dissoudre progressivement et en plus on va avoir des des que de Maré comme on va le voir alors ici c’est ce qu’ avait calculé en fonction de la
Masse encore le nombre de d’étoiles de masse donné et on voit qu’en fonction du temps alors si au départ on partait d’une distribution de masse initiale qui avait énormément de de petite masse on voit que finalement il va y avoir beaucoup moins de petites masses parce qu’elles seront toutes évaporées par
Exemple et puis pour les interactions de marais voici ce que on voit ici c’est c’est un c’est une observation alors voyez que l’observation est difficile à obtenir parce que vous avez plein d’étoiles ces amas globulaires se superposent à toutes les étoiles de la voacté mais quand on prend le diagramme
A cher de toutes ces étoiles on voit qu’il y a ces étoileslà sont différentes on arrive à les séparer de toutes les étoiles Deveau lacté et ensuite pour faire les les courbes de niveau de cette queue de marée donc ici vous avez un am globulaire qui s’appelle PAL 5 hein par
Exemple et puis vous avez deux queue de marrée vous voyez ici il y a un bras qui traîne et un bras qui est devant la trajectoire la trajectoire est dans ce sens on appelle ça leading parce qu’il précède euh l’AM globulaire avec une petite petit saut ici parce qu’elle part d’un
Côté et de l’autre et ce cette queue de marée est très impressionnante parce que elle fait beaucoup plus que la taille de l’AM globulaire donc l’AM globulaire perd des étoiles par l’interaction de Maré et ces étoiles sont lancées avec la vitesse qui est la vitesse de Lama donc
Elles suivent l’orbite en quelque sorte alors on pense que maintenant avec tous les amas globulaires et puis aussi les petits satellites qui sont tombés peut-être que euh toutes les étoiles du halo de la boolacté sont des à ces interactions entre les amaglobulaires et puis peut-être les petits satellite il y
En a une douzaine a certainement beaucoup plus d’AM globulaire puisque il y en avait peut-être 1000 euh plus que de petits satellites mais il semblerait alors ça c’est une simulation numérique on voit que euh les que de Maré reste pendant un certain temps mettent un certain temps à se disperser donc c’est
Pour ça que on arrive à voir ces ces courants de marée alors ces courants de Maré sont très intéressants aussi car on peut les simuler ici on avait des simulations de RK létal par exemple en bleu vous avez le courant de marée qui a été observé et on voit qu’il y a des
Trous en quelque sorte il est pas régulier donc quand on fait une simulation on a quelque chose qui est très régulier la galaxie elle est lisse il y a pas de composants et cetera donc les les certains on ont imaginé que peut-être être c’était la rencontre de
Cette queue de marée avec un composant invisible par exemple un composant de matière noire la matière noire elle est peut-être hiérarchique aussi elle a peut-être des composants un peu plus petits donc ils ont imaginé un million de Mass solaire dans un clump de matière noire qui rencontreraiit et ils arrivent
À reproduire lorsque le courant est perturbé par ces par ces clampes reproduire cette ce manque de même ici il y en a un petit peu irrégulier donc ils sont supposés qu’ en avait donc il y a des tas de clames de matière noire qui pourrait faire enfin il y a d’autres
Aussi d’autres explications peut-être tout à l’heure va nous en en dire plus alors c que de Maré c’est quand même assez spectaculaire deux exemples qui sont très très loin ici on est à 95 kg par sec du centre de la galaxie et il y a
Une queue de marée qui fait presque 1 kg par sec donc c’est c’est très intéressant parce que là vous êtes presque en dehors même de la G galaxie donc vous êtes en train de d’interagir à distance avec le potentiel gravitationnel de la galaxie ici vous
Avez une distance de 38 kg par sec avec une longueur de la tonne marée qui fait un peu plus qu’un kg par sec et ici vous voyez qu’on a reporté alors ça c’est le la position de la magobulaire ici c’est le Palomar ici et puis celui des ridanus
En bleu c’est celui-ci et on a reporté les les grands cercles parce qu’on suppose que la trajectoire à cette distance là va être un grand cercle autour de la Voie Lactée donc les la trajectoire et en effet les les queue de marée suivent la trajectoire euh donc en
Résumé je pense qu’on a bien compris maintenant comment se formaient ces amas d’étoiles on a vu qu’il se il se formaient d’abord en tant que protoamas dans leur cocon de poussière de façon hiérarchique et que finalement ils sortaiit de leur cocon de poussière seulement 10 % de ses amas de ces
Protoamas et puis puis il y en a pas mal qui vont rester peut-être un peu liés mais pas du tout il y en a beaucoup qui sont ouverts et qui vont progressivement se dissocier et former des associations les superamas stellaires ils sont formés aujourd’hui dans un fusion de galaxies
Où il y a des flambées de formation d’étoiles on peut réunir du gaz dans un petit endroit avec un temps très très court et qui ne permet pas au vent stellaire au supernové de de disperser le le gaz donc on pense que c’est ainsi qu’on forme aujourd’hui les amas
Globulaires par exemple dans MC 31 Andromède et puis la dissolution des amas on sait que il y a des forces internes donc d’évaporation de catastrophe c’estàdire de collapse de du cœur et puis les forces externes qui sont lorsque les amas globulaires rencontrent le 10 de la galaxie et sont
Choqués dans le disque donc je vous remercie [Musique]