1. Simulation d’un amas globulaire initialement en rotation rapide, contenant 1,5 million d’étoiles. Il est vu sur cette image comme s’il était observé, à un âge de 12 milliards d’années, à une distance de 800 kpc, par l’instrument NIRCam du télescope spatial James-Webb. (Crédit : Bianchini et al. [1])
Les mouvements des étoiles d’un amas globulaire se font sous l’influence des autres étoiles de l’amas. En première approximation, elles tournent autour du centre de l’amas. Mais comment ? Tournent-elles toutes dans le même sens ou dans des directions quelconques ? Comment leurs vitesses se répartissent-elles ? Des observations effectuées à partir des années 2010 ont montré que malgré la forme sphérique des amas globulaires, la vitesse des étoiles n’est pas dirigée uniformément dans toutes les directions (on dit que la distribution des vitesses est anisotrope), et que les amas globulaires sont en rotation. C’est-à-dire que les étoiles ont tendance à tourner autour du centre de l’amas dans le même sens.
Cependant, les étoiles ne tournent pas sagement sur des orbites elliptiques. Elles interagissent les unes avec les autres de manière complexe. Dans les régions denses en étoiles, des interactions à très courte distance sont possibles, entraînant la formation d’étoiles doubles (captures) ou, au contraire, l’éjection d’étoiles hors de l’amas. Les étoiles ou les supernovae résultant de leur explosion peuvent aussi acquérir des vitesses importantes. Les étoiles de l’amas évoluent aussi sous l’influence gravitationnelle de la galaxie autour de laquelle ces amas évoluent. En effet, lorsque l’amas est proche de sa galaxie, des différences notables de force de gravitation exercées par la galaxie entre des côtés opposés de l’amas peuvent le distordre (effet de marée) et arracher des étoiles à l’amas. Celles-ci forment alors comme une sorte de ruban d’étoiles dans le sillage de l’amas, que l’on appelle un courant de marée.
Des simulations des amas globulaires effectuées actuellement tiennent compte de l’évolution des étoiles de l’amas, depuis leur création jusqu’à leur transformation en naines blanches, en étoiles à neutrons ou en trous noirs, mais aussi de leurs mouvements dans l’amas, pouvant inclure la création et l’évolution des systèmes d’étoiles doubles. Des simulations tiennent compte également du mouvement des étoiles sous l’influence de la galaxie hôte. Tout cela est possible à présent avec des supercalculateurs, même en prenant en compte un nombre réaliste d’étoiles, lequel est de l’ordre du million.
Les simulations ont montré qu’au commencement de l’évolution des amas globulaires, des instabilités entraînent une migration des étoiles des régions internes de l’amas à des distances encore plus proches du centre. On parle d’effondrement du cœur. Cela accroît significativement la densité d’étoiles dans les régions centrales de l’amas, alors que les régions externes gardent une densité en étoiles plus faible. De plus, les étoiles de forte masse (y compris les trous noirs) sont entraînées plus efficacement que les étoiles légères dans cet effondrement. On appelle ce phénomène la ségrégation de masse. Cette ségrégation tend à regrouper les étoiles massives vers le centre de l’amas, en laissant les étoiles plus légères dans les régions moins denses de la périphérie.
Lorsque la densité au cœur de l’amas est assez élevée pour que les interactions entre étoiles proches permettent la formation d’un assez grand nombre d’étoiles doubles, la dynamique change, et l’effondrement du cœur cesse progressivement.
Comme il a été établi que les amas globulaires sont généralement en rotation, un groupe d’astronomes, dont plusieurs travaillent à l’observatoire de Strasbourg, s’est intéressé à l’influence de la rotation des amas globulaires sur leur évolution. Leurs simulations [1], au nombre de 25, ont permis de calculer l’évolution d’amas globulaires comprenant entre 250 000 et 1,5 million d’étoiles, sur une durée de 12 ou 14 milliards d’années. C’est presque l’âge de l’Univers ! Les simulations se distinguaient les unes des autres par leur taux initial de rotation, par la densité d’étoiles, et plusieurs champs de marée (dus à la galaxie voisine) ont été simulés [2].
La comparaison de l’état des amas globulaires à la fin des simulations avec les amas globulaires observés actuellement a permis de caractériser rétrospectivement comment devaient être ces amas il y a 12 ou 14 milliards d’années.
2. Évolution temporelle d’un amas globulaire en rotation. Simulation du même amas globulaire que sur la figure 1, toujours comme s’il était observé avec le JWST à 800 kpc de distance. De droite à gauche, l’âge de l’amas est de 0, 1 et 12 milliards d’années. L’amas est vu sous un autre angle que sur la figure 1. (Crédit : Bianchini et al. [1])
Les simulations ont montré que la rotation joue un rôle essentiel dans l’évolution des amas globulaires. Les amas avec un taux de rotation initial plus élevé subissent un effondrement du cœur plus rapide et plus marqué. Il se produit seulement en quelques centaines de millions d’années contre un milliard d’années pour un amas en rotation lente. La ségrégation de masse y est aussi plus importante, favorisant la présence des étoiles les plus massives dans le cœur de l’amas.
L’effondrement du cœur et la ségrégation de masse n’empêchent cependant pas que de nombreuses étoiles s’échappent de l’amas. Les pertes de masse sont très importantes dans le premier milliard d’années d’existence de l’amas, avec des valeurs typiques de 30 % de la masse totale initiale. Elles sont majoritairement dues à des processus liés à l’évolution des étoiles. Les effets de marée causés par la galaxie hôte deviennent dominants plus tard. Au bout de quelques milliards d’années, la perte de masse est alors assez variable, souvent proche de 40 % ou 50 % au total, sauf dans des conditions particulières propices aux effets de marée causés par la galaxie.
Les amas actuellement les plus massifs sont ceux qui ont gardé un taux de rotation parmi les plus élevés, c’est-à-dire dans les amas où les étoiles ont toutes tendance à tourner dans l’amas dans le même sens. Cela est compatible avec les observations des taux de rotation des amas globulaires actuels, les moins massifs ayant des taux de rotation très faibles.
En conclusion, les simulations menées dans cette étude ont montré le rôle déterminant de la rotation dans les phases initiales de l’évolution des amas globulaires.
Article écrit par Fabrice Mottez│ CNRS, Observatoire de Paris-PSL
[Notes]
- Bianchini P. et al., « How supercomputers are rewriting the history of globular star clusters », Astronomy and Astrophysics, 708, A10, 2026.
- Ces simulations ont été effectuées avec un code dit à N-corps qui traite du mouvement des étoiles, tout en incorporant des ingrédients liés à l’évolution des étoiles et à l’interaction avec le champ de gravitation de la galaxie hôte. Les simulations ont tourné sur le supercalculateur Jean-Zay (Genci-Idris), situé sur le plateau de Saclay au sud de Paris, sur une durée de 3 années. Le nombre d’heures de calcul cumulées sur tous les processeurs graphiques (GPU) a été de 350 000 heures. La plus grosse des 25 simulations a tourné durant 400 jours en utilisant entre 12 et 48 GPU.
