Les amas globulaires ont longtemps été considérés comme des populations stellaires simples : toutes les étoiles seraient nées en même temps d'un même nuage de gaz, leur composition chimique devant donc être identique. Mais les observations des dernières décennies ont montré que presque chaque amas contient au moins deux groupes d'étoiles qui diffèrent par leurs éléments légers : sodium, oxygène, aluminium, magnésium. Ces groupes sont appelés première et deuxième générations. En revanche, pour les éléments plus lourds que le fer, comme le baryum ou l'europium, les amas sont généralement homogènes. Seuls quelques amas pauvres en métaux, dont M15 et M92, présentent une dispersion dans l'abondance des éléments issus du processus r, c'est-à-dire la capture rapide de neutrons. Ce travail s'inscrit dans une série d'études qui cherchent un lien entre les générations d'étoiles et cette dispersion : dans M92 et NGC 2298, on a déjà constaté que la première génération est plus hétérogène en éléments lourds que la deuxième. Le présent article vérifie ce scénario sur M15 avec un échantillon d'étoiles plus grand que précédemment.
Les auteurs ont utilisé des spectres d'archive de 89 étoiles de M15 obtenus avec le spectrographe DEIMOS du télescope Keck II. Les spectres à résolution moyenne couvrent la gamme de longueurs d'onde de 3900 à 9100 angströms. Pour chaque étoile, un spectre synthétique a été construit à l'aide du logiciel ATLAS-9/SYNTHE et ajusté aux observations en trois étapes. D'abord, on a déterminé la température, l'accélération de la gravité, la métallicité globale et la vitesse radiale. Ensuite, on a affiné les teneurs en carbone et en oxygène pour tenir compte de leur influence sur le spectre continu. Enfin, par une méthode de Monte-Carlo à chaîne de Markov, on a mesuré les teneurs de 18 éléments, dont le magnésium, l'yttrium, le baryum, le lanthane et l'europium. Pour séparer les étoiles en générations, on a utilisé un regroupement par k-moyennes sur la teneur en magnésium : le seuil [Mg/Fe] = 0,28 sépare la première génération (magnésium élevé) de la deuxième (magnésium faible).
La dispersion des teneurs en yttrium dans les première et deuxième générations ne diffère pas statistiquement. Cependant, pour le baryum, le lanthane et l'europium, la variance dans la première génération est significativement plus élevée que dans la deuxième : la différence atteint un niveau de 2σ pour différents seuils d'erreurs de mesure. Par exemple, pour le baryum, l'écart type de [Ba/Fe] est de 0,26 dex dans la première génération contre 0,13 dex dans la deuxième (avec des erreurs <0,1 dex). Pour l'europium, la différence est visible si l'on exclut une étoile avec une teneur en Eu anormalement basse, qui pourrait en réalité appartenir à la première génération. Les variances obtenues sont cohérentes avec un scénario où le gaz qui a donné naissance à la première génération a été enrichi en éléments du processus r de manière inégale, puis s'est homogénéisé au moment de la formation de la deuxième génération.
Ce résultat ajoute M15 à la liste des amas où la première génération est plus hétérogène en éléments du processus r que la deuxième, après M92 et NGC 2298. Cela renforce l'hypothèse selon laquelle les générations se sont formées à des époques différentes : entre la naissance de la première et de la deuxième génération, il s'est écoulé assez de temps pour que le gaz se mélange. Un tel scénario soutient les modèles avec plusieurs épisodes de formation d'étoiles, plutôt qu'une formation simultanée suivie d'une pollution de surface. Contrairement aux travaux voisins qui utilisaient la photométrie ou de petits échantillons, ici on a appliqué une analyse spectroscopique de 89 étoiles avec une prise en compte détaillée des effets systématiques du carbone et de l'oxygène, ce qui rend la conclusion sur la différence des variances plus fiable.
La prochaine étape consiste à vérifier si le même schéma s'observe dans d'autres amas globulaires pauvres en métaux présentant une dispersion connue des éléments du processus r. Si la tendance se confirme, elle deviendra un argument important en faveur du scénario à plusieurs générations. Il faudra aussi des modèles pour expliquer pourquoi la source du processus r a enrichi seulement une partie du gaz de la première génération et quel type d'événement (supernova magnétorotationnelle, collapsar ou autre) a le délai approprié.
Ce résultat influence les modèles de formation des amas globulaires et la compréhension des sources du processus r dans l'Univers primordial.
Mener une analyse similaire pour d'autres amas présentant une dispersion en éléments lourds et augmenter l'échantillon d'étoiles dans M15 afin d'affiner les variances.
Pour l'astrophysique des amas globulaires, le problème central non résolu est l'origine des populations multiples : pourquoi, dans un même amas, coexistent des étoiles avec des teneurs différentes en éléments légers. Ce travail relie ce problème à l'évolution chimique des éléments lourds et montre que la dispersion des éléments du processus r est corrélée aux générations, ce qui contraint les scénarios de formation possibles.
Cette section s'adresse à l'auteur du travail et à ses collègues. Les travaux voisins ont été trouvés par une recherche sémantique dans notre archive, et non par correspondance de mots. Nous n'évaluons pas : nous montrons le champ autour.
Ce que fait ce travail
Les auteurs ont mesuré les teneurs en Mg, Y, Ba, La et Eu de 89 étoiles de M15 à partir des spectres d'archive de DEIMOS et ont divisé l'échantillon en première et deuxième générations selon [Mg/Fe]. Ils ont constaté que la dispersion des teneurs en Ba, La et Eu dans la première génération est significativement plus élevée que dans la seconde, ce qui indique un mélange incomplet du gaz au début et son homogénéisation au moment de la formation de la deuxième génération.
Où est sa force
La force de ce travail réside dans le lien direct entre les générations d'étoiles, identifiées par les éléments légers, et la dispersion des éléments lourds du processus r, ce qui fournit une échelle de temps pour le mélange du gaz dans le protoamas.
Vers où avancer
À essayer
Pourquoi cela peut compter
Comprendre la rapidité avec laquelle le gaz se mélange dans les protoamas est important pour les modèles de formation des amas globulaires et pour l'origine des éléments dans l'Univers primitif.
Travaux voisins dans notre archive
L'archive est vide autour de ce travail : l'analyse la plus proche n'est qu'à 0.60, contre 0,64 d'ordinaire. Il semble qu'on ait peu foré à côté.
La différence de dispersion du baryum entre les générations de M15 atteint un facteur deux : 0,26 contre 0,13 dex, ce qui correspond à un écart d'un facteur 1,8 en abondance absolue.