Comment se forment les amas globulaires?
Amas globulaire
La plupart des amas globulaires sont très anciens et se sont probablement formés en même temps que leur galaxie hôte. Néanmoins, certains amas globulaires de couleur bleue ont été récemment observés et leur couleur est, normalement, représentative des étoiles chaudes et jeunes.
Galaxie à anneau
Une galaxie à anneau est une galaxie ayant une forme d'anneau. L'anneau est constitué d'étoiles bleues massives et relativement jeunes, qui sont extrêmement brillantes. La région centrale contient de la matière relativement peu lumineuse. Les astronomes pensent que les galaxies à anneau se forment quand une galaxie traverse le centre d'une plus grande galaxie. Comme une galaxie est constituée essentiellement d'espace vide, cette « collision » conduit très rarement à des collisions réelles entre les étoiles. Cependant les perturbations gravitationnelles causées par un tel événement peuvent provoquer une onde de formation d'étoiles qui se propage à travers la plus grande galaxie. Mitose
Des complexes protéiques spécialisés : les kinétochores, se forment au niveau des centromères. Certains microtubules s'accrochent aux kinétochores. Ils seront alors appelés microtubules kinétochoriens. Les microtubules accrochés seulement aux centrosomes sont appelés microtubules polaires. Les microtubules qui ne font pas partie du fuseau mitotique forment l'aster et sont appelés microtubules astraux. Petit à petit chaque chromosome voit chacune de ses chromatides reliée à un pôle par l'intermédiaire des microtubules. Ceux-ci exerçant des tensions, les chromosomes ont alors des mouvements agités. Liller 1
C'est un amas globulaire très rouge (c'est-à-dire avec un indice de couleur faible) et à haute métallicité. Il fait partie, avec , et des amas globulaire à la plus haute métallicité de notre galaxie, et a pour cette raison fait l'objet de plusieurs études. Il en ressort que ces amas globulaire se sont formés très tôt dans l'histoire de notre Galaxie, et ont connu un enrichissement rapide en métaux du fait de la nucléosynthèse stellaire. Formation et évolution des galaxies
D'autres sont encore en orbite autour de ces amas. Perdant leurs étoiles tout en se dirigeant vers ces agglomérations, ils ont formé des bras spiraux. Abell 1689
Il comporte un grand nombre d'amas globulaire Amas stellaire
Parmi les amas ouverts répertoriés en par le satellite "Gaia" de l'ESA, les amas rapprochés sont rares et généralement du même âge aux incertitudes près, donc probablement issus du même grand nuage moléculaire. Par exception, les amas et ont une différence d'âge supérieure à (millions d'années) et leurs populations stellaires se chevauchent, alors que les vitesses de leurs étoiles indiquent qu'il y a ils étaient séparés d'environ (~, le double du diamètre des plus grands nuages moléculaires connus) : ce sont deux amas d'origines différentes en train de se rencontrer. On ne sait pas encore s'ils vont fusionner où s'ils se sépareront à nouveau après être passés au travers l'un de l'autre. La réponse à cette question a de l'importance pour les amas comportant des étoiles d'âges et de compositions différents : si la coalescence de deux amas est plausible, il n'est plus nécessaire de faire appel à plusieurs épisodes de formation d'étoiles. Maser astronomique
L'existence d'une population sub-thermique "anti-pompée" ("dasar") dans la transition à 4830 MHz du formaldéhyde (HCO) fut observée en 1969 par Palmer "et al."Les comètes sont des corps de petite dimension (5 à 15 km de diamètre) formés de glaces de matériaux volatils (HO, CO, NH, CH) noyées dans une croûte silicate. Ils orbitent autour du Soleil suivant des orbites excentriques et à l'approche du Soleil les volatils se vaporisent et forment un halo autour du noyau puis une queue. Une fois vaporisées ces molécules peuvent former des inversions et entrer dans les conditions maser. Ambre gris
Jusqu’à la Renaissance, on récoltait l’ambre flottant à la surface des mers, par concrétions d’une dizaine de kilos, voire exceptionnellement de plus de . L'origine biologique de l'ambre gris est un mystère qui ne sera éclairci qu'au , avant cela les auteurs latins et arabes avançaient des hypothèses variées (écume solidifiée ou excrément d'animal marin, voire sperme de baleine dans le cas des latins). Avec la chasse à la baleine, on découvrit lors du dépeçage des cétacés que l’ambre natif se formait dans l’intestin des cachalots, avec une accumulation pouvant atteindre ; de telles concentrations sont cependant pathologiques et révèlent que l’animal a dû mourir d’une occlusion intestinale. Milieu intra-amas
La température élevée du milieu intra-amas provient de l'énergie potentielle gravitationnelle libérée lors de la formation des amas de galaxies : l'énergie cinétique résultant de l'agglomération de la matière dans l'amas sous l'effet de son champ gravitationnel est convertie en énergie thermique sous l'effet des ondes de choc produites par la compression du milieu à grande échelle. Cette température explique par ailleurs que tous les atomes légers y soient entièrement ionisés : les électrons et les noyaux atomiques sont dissociés. Histoire de l'Univers
L’attraction gravitationnelle attire les galaxies les unes vers les autres pour former des groupes, des amas et des superamas. Galaxie du Triangle
Environ 54 amas globulaires ont été identifiés autour de cette galaxie, mais il y en aurait sans doute plus de 120. Les amas confirmés pourraient être postérieurs de plusieurs milliards d'années à ceux de la Voie lactée, et la formation des amas globulaires semble s'être accélérée au cours des cent derniers millions d'années. Cette accélération est corrélée à un afflux de gaz vers le centre de la galaxie. Le niveau d'émission ultraviolette des étoiles massives de la galaxie du Triangle correspond à celui des étoiles semblables dans le Grand Nuage de Magellan. Naissance des étoiles
La séparation entre ces trois modes est arbitraire et la réalité offre plutôt un continuum allant de la formation de systèmes de quelques étoiles à la formation de centaines de milliers d'étoiles dans les amas globulaires. M3 (amas globulaire)
M3 est certainement l'un des plus beaux objets à observer dans un instrument d'amateur. L'amas est repérable aux jumelles et se présente alors comme une tache blanchâtre et diffuse. Il suffit pour cela d'observer la zone située à mi-chemin entre α Bootis (Arcturus) du Bouvier et α Canum Venaticorum (Cor Caroli) des Chiens de chasse. Un télescope de permet de distinguer le noyau brillant du pourtour de l'amas de plus faible luminosité. Un télescope de permet de résoudre la plupart des étoiles périphériques de l'amas. La vision devient féerique avec un instrument de . Amas globulaire de la Boussole
L'amas globulaire de la Boussole est un amas globulaire de la constellation de la Boussole. Il se situe à environ de la Terre et à environ du centre de la Voie lactée, une distance à laquelle on ne pensait pas auparavant y avoir des amas globulaires. Il a environ d'années. Découvert en 1995 par l'astronome Ronald Weinberger alors qu'il cherchait des nébuleuses planétaires, il se trouve dans le halo galactique. Michael J. Irwin et ses collègues ont noté qu'il semble se trouver sur le même plan que le Grand Nuage de Magellan et ont évoqué la possibilité qu'il pourrait être un objet échappé de cette galaxie. Amas globulaire
Ils orbitent autour du centre galactique à une distance variant de . (A vérifier puisqu'on estime le diamètre de la voie lactée à 100 000 années lumière donc 15 kiloparsecs de rayon…). Amas de galaxies
La masse totale des gaz d'un amas dépasse d'un facteur 2 ou 3 celle des galaxies qu'il contient, soit environ dix à vingt fois la masse des étoiles des galaxies. Malgré cela, la masse de l'amas n'est pas assez élevée pour correspondre aux observations du mouvement des galaxies. Grâce au concept de la matière sombre, sa masse serait répartie en 15 % de gaz chaud et 85 % de matière sombre. Galaxie
Les galaxies particulières sont des formations galactiques développant des propriétés inhabituelles dues à des interactions gravitationnelles avec d'autres galaxies, les forces de marée, responsables de ces déformations. Les galaxies annulaires, possédant une structure formée d'étoiles et de gaz en forme d'anneau autour du centre galactique, sont de bons exemples de galaxies particulières. Une galaxie annulaire peut se former lorsqu'une galaxie plus petite passe à travers le centre d'une galaxie spirale. Un tel évènement a pu se produire sur la galaxie d'Andromède, qui présente plusieurs anneaux en infrarouge. Étoile
On distingue les "amas ouverts" (AO) constitués de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles et généralement de forme quelconque et les "amas globulaires" (AG) constitués de plusieurs milliers à plusieurs millions d’étoiles. Amas de la Vierge
L'amas est un mélange hétérogène de galaxies spirales et elliptiques. , suppose que les galaxies spirales sont distribuées en un filament allongé, environ quatre fois plus long que large, et qui s'étend depuis jusqu'au nuage W. La constellation comporte aussi la galaxie M104, longtemps considérée comme une galaxie spirale, que le télescope spatial Spitzer révéla être en fait une elliptique géante. M10 (amas globulaire)
M10 est un amas globulaire situé dans la constellation d'Ophiuchus. Il a été découvert par Charles Messier en 1764. Amas de la Règle
L'amas de la Règle (également appelé ACO 3627, Abell 3627 ou, en anglais, Norma Cluster) est un amas de galaxies situé près du centre du Grand attracteur. Bien qu'il soit proche et brillant, il est situé dans la zone d'évitement ("zone of avoidance" en anglais), une région difficile à observer proche du plan galactique de la Voie lactée. Par conséquent, l'amas est gravement obscurci par la poussière interstellaire dans les longueurs d'onde optiques. Sa masse est estimée à environ 10 masses solaires. Herschel (télescope spatial)
Les galaxies spirales, telles que notre galaxie, sont formées à partir du gaz et de la poussière qui constituent le milieu interstellaire. Le gaz représente 99% de la masse. La conversion de ce matériau en étoiles et le retour des constituants de celle-ci dans le milieu interstellaire à la mort de ces astres gouverne la formation et l'évolution de la galaxie. Les nuages moléculaires géants sont des complexes gigantesques de matière interstellaire. Leur densité est plus basse que le vide le plus poussé qui peut être reconstitué dans les laboratoires de recherche. Pourtant de nombreux nuages sont le siège d'un vigoureux processus de naissances d'étoiles. Les observations effectuées avec le télescope spatial ont tenté de déterminer comment ce milieu extrêmement diffus pouvait il se condenser et former des noyaux compacts qui évoluent par la suite en étoiles. Herschel a permis d'étudier les premières étapes de la formation d'une étoile avec un niveau de détail sans précédent. Le télescope a été pointé durant 460 heures vers la ceinture de Gould, une pouponnière d'étoiles située à années-lumière. Herschel a mis en évidence un ensemble de structures en forme de filaments. Celles-ci avaient déjà été observées par le passé, mais le télescope spatial a démontré qu'elles étaient omniprésentes. Mais toutes ne forment pas des étoiles et Herschel a fourni des explications à ce phénomène. Les données recueillies suggèrent que dans une première étape des turbulences dans les nuages moléculaires géants sont à l'origine de l'enchevêtrement des filaments. Puis, lorsque ceux-ci sont devenus assez massifs, la gravité prend le relais, compressant le gaz pour former des noyaux denses dans lesquels se forment les étoiles. Une fois que l'étoile a commencé à se former, elle attire et accumule le matériau situé aux alentours. Le processus crée un disque de matériau qui se comporte un peu comme l'eau se vide en spiralant dans une évacuation. C'est durant cette phase que la masse de l'étoile est fixée. Chevelure de Bérénice
M53 (NGC 5024) est un amas globulaire qui a été découvert indépendamment par Johann Elert Bode en 1775 et Charles Messier en ; William Herschel fut le premier à le résoudre en étoiles. Cet amas de magnitude 7,7 est situé à de la Terre, ce qui en fait un des amas globulaires parmi les plus lointains de nous et du centre galactique. À seulement 1° est localisé NGC 5053, un amas globulaire au centre moins dense et moins brillant. Sa luminosité totale est équivalente à celle d'environ , ce qui en fait l'un des amas globulaires les moins lumineux de la Voie lactée. Il a été découvert par William Herschel en 1784. NGC 4147 est un amas globulaire un peu plus faible que M53, et dont le diamètre apparent est bien plus petit. Amas globulaire
Les mesures de Shapley indiquaient aussi que le Soleil était relativement loin du centre de la Galaxie, contrairement aux données de son époque reposant sur la distribution régulière des étoiles ordinaires dans le ciel. En fait, les étoiles ordinaires sont souvent obscurcies par le gaz et les poussières du disque galactique alors que les amas globulaires sont en dehors de ce disque et peuvent être vus de beaucoup plus loin. Globulaire
Ce sont des plantes vivaces surtout méridionales, à feuilles entières et alternes. Les fleurs, presque toujours dans des teintes bleues, sont nombreuses et groupées en capitules simples entourés de bractées foliacées. Elles sont petites et zygomorphes, avec deux lèvres : la supérieure, à deux lobes, est souvent atrophiée ; l'inférieure présente trois lobes plus ou moins échancrés. Quatre étamines. Le fruit est un akène entouré par le calice persistant. Antarès
Tout près d'Antarès se trouve M4, amas globulaire intéressant à observer bien que ne s'élevant jamais beaucoup au-dessus de l'horizon (dans la partie tempérée de l'hémisphère nord). M10 (amas globulaire)
Du fait de sa magnitude de 6,6, l'amas est aisément visible aux jumelles sous la forme d'une tache laiteuse. Il garde le même aspect dans une lunette de . Seule la partie centrale la plus lumineuse est visible avec des instruments de taille modeste. À partir d'un instrument de de diamètre, l'amas commence à être résolu en étoiles et a alors un aspect granuleux. Un télescope de permet d'en avoir une belle vision. Galaxie
Lorsqu'une concentration de galaxies contient plus d'une centaine de galaxies situées dans une zone de quelques mégaparsecs, elle est alors appelée amas. Les amas de galaxies sont souvent dominés par une galaxie elliptique géante. Avec le temps, celle-ci détruit ses satellites, qui viennent ajouter leur masse à la sienne, par le biais des forces de marée. L'amas auquel appartient le Groupe local est appelé amas de la Vierge, du nom de la constellation dans laquelle se trouve son centre. Amas globulaire
Au début de l'année 1914, Harlow Shapley débuta une série d'études des amas globulaires, publiées dans une quarantaine d'articles scientifiques. Il observa des étoiles céphéides variables dans les amas, ce qui lui permit de déterminer leur distance (en correspondance avec leur luminosité). M2 (amas globulaire)
M2 est situé à 5° au nord de β Aquarii (Sadalsud). Il est observable aux jumelles sous la forme d'une tache diffuse. Un télescope d'au moins est nécessaire pour résoudre l'amas en étoiles. Omega Centauri
Le premier astronome à reconnaître ω Cen comme un amas d'étoiles est l'astonome écossais James Dunlop. Il l'a décrit comme étant un «beau globe d’étoiles très graduellement et modérément comprimé au centre ». Omega Centauri est à environ années-lumière (a.l.) du système solaire et, avec un diamètre d'environ 253 a.l., c'est le plus vaste amas globulaire connu dans la Voie lactée. On estime qu'il contient environ d'étoiles et que sa masse est équivalente à de masses solaires, ce qui en fait l'amas globulaire connu le plus massif de la Voie lactée. De tous les amas globulaires du Groupe local de galaxies, seul Mayall II de la galaxie d'Andromède est plus lumineux et plus massif. Amas d'Hercule
Comportant plus de , il est aussi l'un des plus vieux objets : son âge est estimé à 12 ou 14 milliards d'années. Il apparaît avec un diamètre de 20 minutes d'arc, soit un diamètre réel de 150 années-lumière. Il a cependant la particularité de contenir de nombreuses étoiles jeunes (appartenance confirmée d'après leur vitesse angulaire), ce qui est inhabituel pour un amas de cet âge : les scientifiques pensent que ces étoiles ne sont pas nées à l'intérieur de l'amas, mais ont plutôt été capturées par ce dernier. Liste d'amas globulaires
Les amas globulaire de la Voie lactée se situent dans le halo galactique. Plusieurs d'entre eux se situent dans les constellations d'Ophiuchus et du Sagittaire, toutes deux en direction du centre galactique. Abell 520
Cet amas pose un problème sérieux aux théories actuelles décrivant la matière noire ainsi qu'à la plupart des théories alternatives proposant des lois modifiées de la gravitation — théorie MOND — car la matière noire qu'on y détecte indirectement par ses effets gravitationnels ne s'y répartit pas comme on s'y attendrait. Amas de quasars
Un amas de quasars (en anglais : "") est un groupe de quasars qui constituerait les plus grandes structures astronomiques de l'univers connu. On les croit les précurseurs des filaments galactiques trouvés dans l'univers relativement proche. William Liller
En 1977, il découvre l'amas globulaire Liller 1. Observateur fondamental
L'univers se révèle relativement homogène et isotrope à grande échelle (soit quelques dizaines de mégaparsecs). En dessous de cette échelle, la matière se regroupe en diverses structures telles que les galaxies ou amas de galaxies. Ces structures ne sont pas complètement statiques, mais connaissent des mouvements résultant des interactions gravitationnelles entre leurs différentes composantes. Par exemple, la Voie lactée est en interaction avec la galaxie d'Andromède et se dirige à l'heure actuelle vers celle-ci a une vitesse de 301 kilomètres par seconde. D'une manière générale, la dispersion des vitesses typique des galaxies au sein d'un amas de galaxies est de l'ordre de quelques centaines de kilomètres par seconde. Il n'est donc pas possible de définir le concept d'« immobilité » d'un observateur par rapport au mouvement général d'expansion, puisque les galaxies de son voisinage sont animées d'un mouvement propre non négligeable. Dynamique stellaire
Une galaxie typique contient une multitude de petits systèmes stellaires appelés amas stellaires. Ils contiennent d'une centaine à un million d'étoiles et 2 types sont distingués : les amas ouverts et les amas globulaires. Amas ouvert
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. M10 (amas globulaire)
L'amas est l'un des plus proches du système solaire puisqu'il n'est situé qu'à années-lumière. Malgré un diamètre modeste de seulement 80 années-lumière, son diamètre apparent est donc assez élevé et équivaut aux deux tiers de celui de la pleine lune. L'amas est très pauvre en étoiles variables, il n'en contient que 3. Les étoiles les plus brillantes de l'amas ont une magnitude apparente de 13. Amas stellaire
Pour finir, l'amas globulaire, étant très dense comparé à d'autres régions de l'espace, sera éjecté du plan de la galaxie et évoluera dans une orbite stable du halo galactique. Orientation galactique
Selon le modèle hiérarchique, les distributions des vecteurs spinaux doivent être distribués de manière aléatoire; Dans ce modèle, les galaxies se sont formées en premier et elles ont ensuite acquis un moment angulaire par les forces de marées lorsqu'elles se rassemblaient sous l'effet de la gravitation pour former un amas. Ces galaxies ont grossi par l'absorption des condensations proto-galactiques qui ont suivi, ou même par la fusion de galaxies déjà entièrement formées. Dans ce schéma, on peut imaginer que de grandes irrégularités comme les galaxies ont grossi sous l'influence des gravités des petites imperfections de l'univers primordial. Cumulonimbus
Les cumulonimbus dits de masse d'air, typiquement les orages en été de fin d'après-midi et qui sont relativement bénins, se forment à la suite de la convection causée par le réchauffement solaire de l'air près du sol, en l'absence de forçages dynamiques. La présence de forçages dus à la dynamique atmosphérique peut déstabiliser davantage l'atmosphère, ce qui augmente la probabilité de formation de cumulonimbus et la sévérité des orages qui en résultent. Ces derniers se développent en général à l'approche d'un front froid ou par soulèvement orographique. La plupart des orages violents sont de ce type. M9 (amas globulaire)
La magnitude de l'amas est diminuée par un nuage de matière interstellaire et n'est donc que de 7,9. Il est donc visible aux jumelles sous de très bonnes conditions sous la forme d'une petite tache floue. Au télescope de , on parvient à résoudre quelques étoiles qui lui donnent un aspect granuleux. Un télescope de permet de résoudre la totalité de l'amas y compris la région centrale. NGC 3921
On a aussi observé à l'aide du télescope Keck deux amas globulaires dans cette galaxie. Leur spectre montre que leur point de sortie de la séquence principale correspond à des étoiles de type A, ce qui correspond à un âge situé entre 200 et 530 millions d'années. Ces deux amas sont donc très jeunes comparés aux amas de la Voie lactée. Les masses de ces amas sont estimées à 2,3±0,1 x 10 formula_1 et 1,5±0,1 x 10 formula_1. FSR 1758
FSR 1758 est un amas globulaire de la Voie lactée, dont il pourrait en être l'un des plus grands et des plus lumineux. Il est distant d' du Soleil et d' du centre de notre galaxie. Comme FSR 1758 est situé derrière le bulbe galactique, il est largement obscurci par les étoiles et la poussière galactique en avant-plan, ce qui explique sa découverte tardive. Il a été remarqué pour la première fois en 2018 en tant qu'amas globulaire grâce aux données obtenues par Gaia et d'autres programmes d'observation, quoiqu'il avait déjà été répertorié dans certains catalogues en tant qu'amas ouvert dès 2007. Amas globulaire
On compte globulaires dans notre galaxie, la Voie lactée. Mais il en existe sans doute d'autres, qui restent indétectables parce que masqués par le disque galactique. Voie lactée
Les amas globulaires sont parmi les plus vieux objets de la Galaxie, ce qui permet de fixer une limite inférieure à l'âge de la Voie lactée. L'âge des étoiles peut être déduit en mesurant l'abondance des radioisotopes de longue demi-vie, tels le thorium 232 et l'uranium 238, puis comparer ces résultats à des estimations de leur abondance originelle. Selon cette technique, l'âge de BPS CS 31082-0001 (étoile dite de « Cayrel »), serait , alors qu'il serait de pour BD +17° 3248. Une autre technique de calcul s'appuie sur l'étude des naines blanches. Lorsqu'elles se forment, elles se refroidissent par émissions de radiations et leur surface refroidit régulièrement. En comparant la température des naines blanches les plus froides aux températures théoriques initiales, il est possible d'estimer leur âge. Selon cette technique, l'âge de l'amas globulaire M4 a été estimé à . NGC 6256
NGC 6256 est un amas globulaire, c'est-à-dire un groupe d'étoiles très dense qui se retrouve à l'intérieur d'une galaxie, situé dans la constellation du Scorpion. Il a été découvert par l'astronome britannique John Herschel le , qui catalogua alors l'objet céleste sous le nom de H3658. NGC 6256 est situé à 8,4 kpc du Système solaire. M89
Le halo de M89 renferme également un nombre impressionnant d'amas globulaires. Un relevé effectué en 2006 a montré qu'il y environ 2000 ± 700 amas en dedans de 25′ de la galaxie. C'est énorme comparé aux 150 à 200 amas globulaires de la Voie lactée. Liste d'amas globulaires
Voici une liste d'amas globulaires, classée en fonction de la position de l'amas (dans la Voie lactée ou le Groupe local), du catalogue astronomique, du nom, des coordonnées équatoriales (époque J2000), de la constellation, de la magnitude apparente et de leur diamètre en minutes d'arc ('). Amas stellaire
Les amas globulaires ne se trouvent pas dans le plan des galaxies, mais en dehors de celui-ci. Bon nombre d'entre eux sont probablement les noyaux de galaxies depuis longtemps fusionnées dans la nôtre, après avoir été dépouillés de leur gaz et de leurs poussières jusqu'à ce que seules les étoiles les plus denses subsistent. Il est possible que d'autres aient été formés d'une façon similaire aux amas ouverts, mais sur une échelle beaucoup plus grande : en ayant commencé leur vie en tant que superamas stellaires. Superamas stellaire
Un superamas stellaire (en anglais "super star cluster", en abrégé SSC) est un amas ouvert jeune et très massif dont on pense qu'il est le précurseur d'un amas globulaire. Ils contiennent typiquement un grand nombre d'étoiles jeunes et qui ionisent une région H alentour, similaires aux « régions H ultra-denses » (UDH pour "Ultra Dense H regions") de la Voie lactée. Une région H d'un superamas stellaire est à son tour entourée par un cocon de poussière. Souvent, les étoiles et les régions H seront invisibles lors d'observations optiques à cause des hauts niveaux d'extinction. Par conséquent, les jeunes superamas stellaires sont plutôt observés en radio et en infrarouge. Anneaux de Jupiter
L'anneau gossamer interne, également nommé anneau d'Amalthée, est composé d'une très fine structure avec une section transversale rectangulaire, qui s'étend de l'orbite d'Amalthée, à , jusqu'à environ . Sa limite interne n'est pas clairement définie en raison de la présence de l'anneau principal et du halo, qui sont beaucoup plus brillants. L'épaisseur de l'anneau est d’approximativement près de l'orbite d'Amalthée et diminue légèrement en direction de Jupiter. M68 (amas globulaire)
Il se pourrait que cet amas se contracte vers son centre et il montre des signes de rotation sur lui-même. Il se pourrait que cet amas provienne de la capture par la Voie lactée d'une petite galaxie satellite Amas de galaxies
Un amas de galaxies, ou amas galactique, est l'association de plus d'une centaine de galaxies liées entre elles par la gravitation. En dessous de 100, on parle plutôt de groupe de galaxies, même si la frontière entre groupe et amas n'est pas clairement définie. Binaire X à faible masse
Dans la plupart des cas, les binaires X à faible masse sont détectées dans notre propre Galaxie. Certaines sont également détectées au sein des amas globulaires. On observe que ce nombre est étonnamment élevé par rapport à l'étendue de la population stellaire de ces objets. Cet excès de binaires X s'explique par le fait que la densité d'étoiles au sein des amas globulaires est très élevée, et favorise la formation de systèmes binaires suffisamment serrés pour échanger de la masse. NGC 4478
Selon une étude publiée en 2008 et basée sur les observations réalisées avec le télescope spatial Hubble, le nombre d'amas globulaires dans NGC 4478 (VCC 1279 dans l'article) est estimé à 58 ± 11. En raison de l'interaction gravitationnelle avec M87, une partie significative des amas globulaires a été arrachée à NGC 4478 et ceux-ci gravitent maintenant dans le halo galactique de M87. Étoile
Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu’elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps. Exemple d’association : les associations O-B constituées principalement d’étoiles très massives et très chaudes. On peut les considérer comme des petits amas ouverts très jeunes présentant encore beaucoup de gaz ionisé dans le voisinage des étoiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras. Culture des amphores globulaires
La culture des amphores globulaires est d'abord connue d'après ses sépultures. L'inhumation se faisait dans une fosse ou une ciste. Plusieurs offrandes mortuaires étaient laissées qui incluaient des parties d'animaux (comme une mâchoire de cochon) ou même des animaux entiers, par exemple, des bœufs. Ces offrandes comprenaient les amphores globulaires typiques et des haches de pierre. On trouve également des inhumations de bovins, souvent par paires, accompagnés de présents. Il existe aussi des sépultures secondaires dans des tombes mégalithiques. Amas du Canard sauvage
La magnitude de 5,8 de l'amas le rend visible aux jumelles sous la forme d'une tache diffuse. Un télescope de permet de résoudre de nombreuses étoiles. La vision devient magnifique avec un télescope de qui montre un objet très dense en étoiles et ressemblant à s'y méprendre à un bel amas globulaire. L'amas se trouve à 1,5° au sud-est de l'étoile Bêta de l'Écu de Sobieski. Orientation galactique
Le modèle de la crêpe prédit que les vecteurs spinaux des galaxies tendent à s'aligner dans le plan de l'amas. Dans le scénario de la crêpe, la formation des amas s'est produite en premier, et a été suivie par leur fragmentation en galaxies du fait des fluctuations adiabatiques. selon la théorie de l'instabilité gravitationnelle non-linéaire, la croissance de petites inhomogénéités conduit à la formation de faibles et denses condensations gazeuses qui l'on appelle des 'crêpes'. Ces condensations sont comprimées et chauffées à hautes températures par des ondes de chocs qui conduisent à leur fragmentation en nuages de gaz. Puis l'agglutination de ces nuages résulte en la formation des galaxies et de leurs amas. M92 (amas globulaire)
Le repérage de l'amas est assez difficile. Un moyen est de rechercher au nord-est du milieu du segment reliant les étoiles Iota à Eta de la constellation d'Hercule. L'amas est visible avec des jumelles et a alors l'aspect d'une tache blanchâtre diffuse. Un télescope de permet de le résoudre dans de bonnes conditions. M22
Cet amas globulaire est l'un des plus proches de la Terre : il ne se situe qu'à années-lumière, ce qui lui vaut de couvrir une région du ciel de même aire que celle couverte par la Lune (29 minutes d'arc). M2 (amas globulaire)
M2 (NGC 7089) est un amas globulaire découvert par l'astronome franco-italien Giovanni Domenico Maraldi en 1746 situé dans le Verseau. Il fut résolu en étoiles par William Herschel. C'est l'un des plus riches et des plus denses en étoiles qui soit connu. Hypothèse de la Terre rare
La proposition (1) ci-dessus régit les abords extérieurs d'une galaxie ; les propositions (2) et (3) régissent les régions intérieures de la galaxie, les amas globulaires et les bras spiraux des galaxies spirales. Ces bras ne sont pas des objets physiques, mais des régions d'une galaxie caractérisées par un taux élevé de formation d'étoiles, se déplaçant à la vitesse d'environ 240 km/s (pour le système solaire), ils décrivent un mouvement ondulatoire. Du centre d'une galaxie vers sa périphérie, la capacité à abriter la vie augmente puis retombe. En sorte que la zone galactique habitable peut affecter la forme d'un anneau, prise en sandwich entre son centre et sa périphérie, tous deux inhabitables. M69
M69 possède une métallicité relativement élevée par rapport à l'ensemble des autres amas globulaires connus, mais celle-ci reste toutefois significativement plus faible que celle des étoiles plus petites telles que le Soleil, ce qui confirme l'hypothèse que les amas globulaires se sont formés vers les débuts de l'Univers. NGC 3125
Malgré leur apparence sur l'image prise par le télescope spatial Hubble, les points blancs flous autour de la galaxie ne sont pas des étoiles, mais des amas globulaires. Ces amas sont constitués d'anciennes étoiles et ils peuplent le halo de NGC 3125. Ils sont en orbite autour de la galaxie, comme les quelque 150 que compte la Voie lactée.  Les galaxies NGC 3113, NGC 3125, NGC 3137, NGC 3175 et ESO 499-37 forment un petit groupe de galaxies rapprochées, le groupe de NGC 3175. Globule de Bok
Un globule de Bok est un amas sombre de poussières et de gaz du milieu interstellaire au sein duquel peut commencer la naissance des étoiles. Ils sont courants dans les régions HII et ont typiquement une masse d'environ 10 à 50 masses solaires contenue dans un volume d'environ une année-lumière. Ils contiennent de l'hydrogène moléculaire (H), des oxydes de carbone, de l'hélium et environ 1 % (en masse) de poussières de silicates. Les globules de Bok conduisent le plus souvent à la formation de systèmes d'étoiles doubles ou multiples. Globule de Bok
Les globules de Bok furent observés pour la première fois par l'astronome Bart Bok dans les années 1940. Dans un article publié en 1947, Bok et E.F. Reilly firent l'hypothèse que ces nuages étaient en cours d'effondrement gravitationnel pour former des proto-étoiles à partir desquelles les étoiles et les amas d'étoiles naissent. Cette hypothèse était difficile à vérifier à cause des difficultés d'observation pour comprendre ce qui se passait à l'intérieur d'un nuage dense et sombre qui absorbait toute la lumière visible émise à l'intérieur. Une analyse d'observations faites dans le proche infrarouge publiée en 1990 a confirmé que les étoiles naissaient bien à l'intérieur des globules de Bok. Amas stellaire
L'amas globulaire le plus lumineux est Omega Centauri, il est visible à l'œil nu dans l'hémisphère sud. L'amas globulaire le mieux connu de l'hémisphère nord est l'amas d'Hercule (M13) dans la constellation éponyme. Amas globulaire
Henrietta Swope et Helen Battles Sawyer ont participé plus tard aux travaux de Shapley. Entre 1927 et 1929, Harlow Shapley et Helen Sawyer commencèrent à classer les amas selon leur densité en étoiles. Les amas les plus denses sont ainsi dits de , jusqu'aux amas les moins denses de . Le système de H. Shapley et H. B. Sawyer issu de cette classification est aujourd'hui utilisé. Amas de galaxies
Les amas de galaxies sont des structures stables, c'est-à-dire que ses constituants ne peuvent s'échapper du puits de potentiel gravitationnel de l'amas. Ces structures sont parmi les plus grandes et les plus massives de l'Univers actuel visible connu. Amas globulaire
En astronomie, un amas globulaire est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles distribuées dans une sphère dont la taille varie d'une vingtaine à quelques centaines d'années-lumière. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. Les étoiles de ces amas sont généralement des géantes rouges. George Ogden Abell
En 1954 Palomar 1 un amas globulaire de la constellation de Céphée. En 1955 Abell 39 une nébuleuse planétaire de la constellation d'Hercule. En 1958 un amas de galaxies dans la Couronne boréale. Abell 2151 ou Amas d'Hercule se compose de 100 galaxies dans la constellation d'Hercule. À ne pas confondre avec Messier 13 qui est un amas globulaire. Abell 426 ou Amas de Persée dans la constellation de Persée. Amas globulaire
Lorsqu'on a pris en compte la distance des amas globulaires, il est apparu que leur distribution était fortement asymétrique et que la partie observable du disque galactique n'en constituait qu'une fraction, le reste étant obscurci par le gaz et la poussière du disque galactique. Amas globulaire
Les distances estimées par Shapley étaient faussées parce qu'il n'avait pas tenu compte de l'absorption de la lumière des astres observés en provenance de certains amas par la poussière galactique, faisant paraître ces amas plus lointains. Son estimation est cependant du même ordre de grandeur que la taille actuellement admise. Lentille gravitationnelle
Les effets de lentilles gravitationnelles fortes créées par des amas de galaxies sont détectés pour la première fois à la fin des années 1970 par Roger Lynds de la et Vahe Petrosian de l'université Stanford lorsque ces derniers découvrent un arc lumineux géant dans une étude d'amas de galaxies. Lyngs et Petrosian publient leur découverte plusieurs années plus tard, en 1986, sans savoir l'origine de l'arc. Culture des amphores globulaires
Cette culture était située dans la région du bassin de l'Elbe à l'ouest et celui de la Vistule à l'est, s'étendant vers le sud jusqu'au milieu du Dniestr et vers l'est pour atteindre le Dniepr. À l'ouest de l'Elbe, on trouve quelques amphores globulaires dans des tombes mégalithiques. Les découvertes de la culture des amphores globulaires sont normalement attribuées à une expansion plutôt tardive entre 2950 et 2350 av. J.-C. à partir d'un centre situé en Volhynie et en Podolie. M82 (galaxie)
Dans le cœur de M82, le diamètre de la région active de formation d'étoiles est d'environ 500 pc. Quatre amas très brillants (désignés par les lettres A, C, D et E) ont été détectés dans cette région en lumière visible. Ces amas correspondent à des sources connues de rayon X, d'infrarouge et d'onde radio. En conséquence, on considère que ce sont depuis notre ligne de visée les amas les moins obscurcis par la poussière. L'impressionnant jet de matière bipolaire de M82 semble concentré sur les amas A et C et il serait entretenu par l'énergie libérée par des supernovas qui se produiraient dans ces amas environ une fois par décennie. M87
Messier 87 possède une population anormalement grande d'amas globulaires. Un relevé réalisé en 2006 sur une distance angulaire de 25′ à partir du noyau estime qu'il y a en orbite autour de Messier 87, à comparer avec les de la Voie lactée. La distribution en taille de ces amas est semblable à celles des amas globulaires de la Voie Lactée, la plupart ont un rayon entre 1 et . La taille des amas de Messier 87 montre une augmentation progressive lorsque l'on s'éloigne du centre galactique. NGC 2683
NGC 2683 est riche en amas globulaires, soit environ 300, deux fois plus que dans la Voie lactée. M49
M49 contient aussi de nombreux amas globulaires, environ 6000 ce qui dépasse largement les quelque 150 de notre galaxie, la Voie lactée. En moyenne, ces amas sont âgés de dix milliard d'année. Il y a également un trou noir supermassif de plus de 500 millions de masses solaires (formula_1) au centre de la galaxie. Amas globulaire
Le nombre d'amas globulaires découverts augmenta régulièrement, atteignant 83 en 1915, 93 en 1930 et 97 vers 1947. Au total, globulaires sont recensés dans notre galaxie, sur un total estimé de 180 ± 20. On pense que de nombreux amas sont cachés derrière le nuage de gaz et de poussière du noyau galactique. M75 (amas globulaire)
M75 est situé approximativement à années-lumière du système solaire, et son diamètre apparent de 6 minutes d'arc correspond à un diamètre réel de près de 120 années-lumière. Cet amas est très dense, d'où sa catégorisation en "classe I", c'est l'un des amas globulaires le plus dense que l'on connaisse de nos jours. Il est également très lumineux, avec une magnitude absolue de -8,55, soit l'équivalent de luminosités solaires. NGC 1898
L'emplacement éloigné de NGC 1898, dans le Grand Nuage de Magellan, fait qu'il apparait sur les photos, comme plusieurs objets qui l'entourent, comme une tache plutôt floue. Aussi, on a pensé que c'était un amas ouvert, comme ses vosins NGC 1894, NGC 1913, NGC 1922, NGC 1926 et NGC 1928 ou encore une association stellaire. Mais, l'image captée par le télescope spatial Hubble publiée le montre que NGC 1898 a plutôt l'aspect d'un amas globulaire et il est identifié comme tel dans le texte accompagnant la photo.  On pense généralement que les amas globulaires sont très anciens et qu'ils se sont formés en même temps que leur galaxie hôte. Leurs étoiles seraient alors toutes approximativement du même âge. Mais, de récentes études ont montré que ce n'est pas toujours aussi simple. NGC 1898 aurait connu plusieurs périodes de formation d'étoiles lors de rencontres avec le Petit Nuage de Magellan et notre galaxie, la Voie lactée. Amas ouvert
En astronomie, un amas ouvert est un amas stellaire groupant environ de 100 à étoiles de même âge liées entre elles par la gravitation, et dont le diamètre varie 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. NGC 6934
Les amas globulaires parcourent le halo de notre galaxie, la Voie lactée. Reliés par gravitation, ces groupements sphériques de plusieurs centaines de milliers d'étoiles sont anciens, plus anciens que les étoiles du disque galactique. En fait, les mesures de l'âge des amas globulaires contraignent l'âge de l'Univers (il doit être plus ancien que les étoiles!) et la détermination plus précise de la distance des grappes fournissent un échelon sur l'échelle de distance astronomique. NGC 205
Plusieurs amas globulaires ont été détectés en son sein, qui sont tous constitués d'étoiles âgées de faible métallicité, à l'exception d'un seul, situé près du cœur de la galaxie, qui contient des étoiles bleues sensiblement plus jeunes et riches en éléments lourds. Amas d'Alpha Persei
Tous les amas ouverts ont tendance à se désagréger au fil du temps en raison de leur interaction avec le milieu interstellaire environnant et avec les forces de marée du disque galactique. Ainsi, dans les quelques millions d'années qui suivent leur formation, certaines de ses étoiles sont progressivement expulsées, se fondant petit à petit dans les champs stellaires environnants ou peuvent devenir des étoiles fugitives à la suite d'événements particuliers. Ces étoiles expulsées sont particulièrement recherchées car leur expulsion peut être datée avec une grande facilité et avec une grande précision. Un seul événement de ce type a été découvert sur analysées. Il s'agit de la naine rouge Gliese 82, probablement expulsée de l'amas il y a environ . C'est une étoile qui présente de fortes émissions dans la bande Hα, probablement en raison de son jeune âge et de sa vitesse de rotation élevée. M14 (amas globulaire)
L'amas, loin d'étoiles brillantes, est difficile à repérer. L'amas globulaire M10 qui apparaît comme un bon point de repère en est distant à 10° au nord ce qui est énorme. Quant aux étoiles visibles à l'œil nu, la plus proche de l'amas est située à 21° est ! Du fait de sa distance, l'amas est difficilement résolvable en étoiles et a plutôt l'aspect laiteux d'une galaxie : un télescope de est nécessaire pour commencer à résoudre quelques étoiles. Amas globulaire
William Herschel commença un programme d'observation en 1782, utilisant un télescope plus grand capable de séparer les étoiles des globulaires connus à ce moment. Au passage, Il découvrit amas. Le premier à utiliser le terme "amas globulaire" fut Herschel dans son catalogue des objets lointains de 1789. Amas stellaire
Les amas stellaires se maintiennent par l'attraction gravitationnelle mutuelle de leurs membres. En raison d'influences internes (collisions avec d'autres membres de l'amas, évolution stellaire) et externes (collisions avec des objets massifs et influence de la galaxie hôte), ils s'« évaporent » lentement. Leur durée de vie varie de quelques millions d'années pour des associations peu denses à plusieurs milliards d'années pour les amas globulaires massifs. M16 (amas ouvert)
L'amas est constitué de jeunes étoiles bleues de type O et B qui sont nées de la nébuleuse de l'Aigle et qui ionisent le gaz de cette même nébuleuse, ce qui ne manque pas de lui donner une teinte caractéristique dans les gros télescopes. Des étoiles sont d'ailleurs encore en cours de formation. La région centrale de la nébuleuse montre une belle architecture en colonnes, appelées « Piliers de la création » ("Pillars of Creation") depuis leur redécouverte par le télescope spatial ; dans ces piliers de gaz de l'ordre de trois années-lumière de long naissent les étoiles de l'amas, d'où leur nom. M16 nous est distant de selon les sources. M3 (amas globulaire)
M3 contient aussi un nombre relativement élevé d'étoiles traînardes bleues, que l'on voit distinctement dans l'image prise par le télescope spatial Hubble. Ces étoiles sont de jeunes étoiles plus chaudes et plus lumineuses que les autres, ce qui constraste avec les vieilles étoiles d'un amas globulaire. Leur mode de formation demeure un sujet de recherche. Selon une étude publiée en 2011 par J. Boyles et ses collègues, la métallicité de l'amas globulaire M3 (NGC 5272) est égale à -1,50 et sa masse est égale à formula_1. Dans cette même étude, la distance de l'amas est estimée à . M3 (amas globulaire)
M3 est l'un des plus gros et des plus brillants amas globulaires découverts à ce jour. Il contient environ un demi-million d'étoiles. Mais, ce qui rend M3 vraiment spécial est le nombre inhabituellement élevé d'étoiles variables qu'il contient. On continue d'en découvrir et à ce jour on en compte pas moins de 274, la population la plus élevée d'étoiles variables connue dans un amas globulaire. Au moins 170 de ces étoiles sont de type RR Lyrae. NGC 1850
NGC 1850 est situé près de l'extérieur de la barre du Grand Nuage de Magellan, une galaxie voisine de la nôtre. À première vue, les images provenant du télescope Hubble et de l'ESO suggèrent que cet amas, tant par sa taille que par sa forme, est ce qui reste d'un amas globulaire comme ceux qui orbitent dans le halo de la Voie lactée. Mais les étoiles de NGC 1850 sont jeunes. Il s'agit donc d'un amas ouvert comme ceux qui peuplent les bras de notre Galaxie. On peut aussi voir sur ces deux images, en bas à droite du regroupement central d'étoiles, un autre amas compact d'étoiles. NGC 1850 est donc un double amas d'étoiles. Les étoiles du plus grand amas ne sont âgées que d'environ 50 millions d'années, alors que celles du petit amas sont encore plus jeunes, environ 4 millions d'années. En fait, le petit amas contient aussi des étoiles de type type T Tauri, la phase de formation d'étoiles semblables au Soleil. M15 (amas globulaire)
M15 est un amas globulaire situé dans la constellation de Pégase, à la limite de visibilité à l'œil nu. C'est l'un des amas globulaires les plus denses de la Galaxie. Liste d'amas de galaxies
Cette page est une liste des amas de galaxies, classée en fonction de leur distance et du catalogue qui les répertorie.Le catalogue Abell est un catalogue presque complet référençant environ amas d'au moins 30 membres possédant un décalage vers le rouge allant jusqu'à "z" = 0,2. Originellement compilé par George Abell en 1958, il fut étendu à l'hémisphère sud par Abell, Corwin et Olowin en 1987. MACS J0717.5+3745
L'amas s'est formé à la suite de la collision entre quatre amas de galaxies. Les sous-amas sont tout simplement nommés A, B, C et D. Le sous-amas B se déplace rapidement par rapport aux trois autres, qui sont à peu près au repos les uns par rapport aux autres. On observe l'effet Sunyaev-Zel'dovich cinétique sur le sous-amas B, ce qui serait une première observation directe de ce phénomène.