STELLAIRES AMAS

2.   Dynamique des amas

Dans un amas galactique, chaque étoile est soumise au champ de gravitation de la Galaxie dans son ensemble, et au champ de gravitation des autres étoiles de l'amas. Il est possible d'étudier la dynamique d'un tel système, moyennant certaines hypothèses simplificatrices, comme l'assimilation des étoiles aux molécules d'un gaz.

La variation du potentiel galactique en différents points de l'amas conduit à un véritable effet de marée qui modifie la forme de ce dernier et, dans certaines conditions, le rend instable.

Pour étudier le mouvement des étoiles au voisinage de l'amas, on détermine les surfaces équipotentielles qui ont pour équation :

A et B étant les constantes de la rotation différentielle de Oort, ξ et r les distances de l'étoile au centre de la Galaxie et au centre de l'amas, r_a et ρ respectivement le rayon et la densité de l'amas.

Ces surfaces, qui sont aussi les surfaces de même vitesse pour les étoiles, présentent sur l'axe de symétrie du système deux points coniques par lesquels peuvent s'échapper les étoiles. Soit r_c la distance de ces points au centre de l'amas. Toute étoile dont la distance est supérieure à ce rayon critique va quitter l'amas, et tout amas homogène de rayon supérieur à r_c perdra toutes ses étoiles. Michel Hénon a effectivement pu montrer empiriquement qu'il existait une relation entre le rayon et la masse des amas globulaires. r_c étant fonction de la densité de l'amas, on peut définir une densité critique ρ*. Lorsqu'un amas a une densité inférieure à la densité critique, il est instable. Si sa densité est supérieure, il est stable, mais la vitesse d'évasion des étoiles de l'amas est d'autant plus forte que sa densité est plus éloignée de la densité critique.

Pour un amas sphérique, on a :

soit, au voisinage du Soleil :