Dans l'essaim dense de vieilles étoiles connu sous le nom d'amas globulaire M15, les astronomes ont discerné non seulement des étoiles, mais aussi des strates de temps. Certaines étoiles sont nées plus tôt, d'autres plus tard, et la composition chimique révèle leur origine avec la précision d'un archéologue lisant les couches d'un ancien site. C'est l'histoire d'une explosion qui, en enrichissant le gaz en éléments lourds, a laissé des traces inégales dans la première génération d'étoiles, tandis que pour la seconde génération, tout s'était mélangé.

Les traces de l'ancienne explosion, figées dans deux couches de population stellaire, voilà ce que les auteurs ont étudié. Ils ont pris les spectres de 89 étoiles de M15 obtenus avec le télescope Keck II et mesuré l'abondance de plusieurs éléments issus du processus r, c'est-à-dire la capture rapide de neutrons par les noyaux. Magnésium, yttrium, baryum, lanthane et europium : ces noms sonnent comme une liste de pièces à conviction. Il s'avère que, pour les étoiles de première génération riches en magnésium, la dispersion des abondances du baryum, du lanthane et de l'europium est significativement plus grande que pour celles de seconde génération. Par exemple, l'écart type de [Ba/Fe] dans la première génération est de 0,26 dex, alors qu'il n'est que de 0,13 dex dans la seconde. C'est comme si la première couche de peinture avait été appliquée de manière irrégulière, tandis que la seconde s'était étalée uniformément.

Qu'est-ce que cela signifie pour notre compréhension des amas globulaires ? Autrefois, on les considérait comme des systèmes simples : toutes les étoiles seraient nées en même temps d'un même nuage. 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. On découvre maintenant que les éléments lourds sont aussi répartis de manière inégale, et précisément dans la première génération. Cela soutient le scénario de plusieurs épisodes de formation d'étoiles : entre la naissance de la première et de la seconde génération, il s'est écoulé assez de temps pour que le gaz se mélange. Les auteurs ont utilisé une analyse spectroscopique détaillée tenant compte de l'influence du carbone et de l'oxygène, ce qui rend la conclusion sur la différence de dispersion plus fiable que dans les travaux fondés sur la photométrie ou sur des échantillons plus petits.

La perspective est vaste. Si cette tendance se confirme dans d'autres amas pauvres en métaux, comme M92 et NGC 2298, cela deviendra un argument important en faveur du modèle à plusieurs générations. Reste une question : quelle source du processus r, supernova magnétorotationnelle, collapsar ou autre, a le délai nécessaire pour n'enrichir qu'une partie du gaz de la première génération ? La réponse affinera notre compréhension de l'Univers primordial et de la naissance des systèmes stellaires.