Une seule naissance ? La révolution des populations multiples

Épisode 3 sur 4 — Populations multiples

Pour dater les amas globulaires, nous sommes partis du principe que la plupart des étoiles sont sensiblement nées au même moment.
Cela parait tout de même très curieux que des centaines de milliers d'étoiles naissent au même moment.

Est-ce réellement le cas ?

Des étoiles qui naissent ensemble

Au départ, nous avons donc un énorme nuage de gaz.
Ce nuage n’est pas parfaitement homogène, certaines régions sont plus denses que d’autres. Lorsque la gravité y prend le dessus sur les forces qui s’opposent à l’effondrement, la matière se rassemble pour former une protoétoile. Ce processus se produit dans différentes régions du nuage et plusieurs étoiles vont ainsi se former.

Ces effondrements ne commencent pas nécessairement au même moment, et la formation d’une étoile peut prendre plus ou moins de temps. La naissance des étoiles qui composent l’amas s’étale donc. On peut tout de même dire qu'elles naissent « à peu près au même moment » en comparant cette période de formation à l’âge de l’amas.

Même si la formation collective d’étoiles est fréquente, comme on peut l’observer dans des pouponnières telles que la nébuleuse d’Orion, former un amas aussi massif et dense qu’un amas globulaire reste un cas extrême.

L’image ci-dessous montre un autre exemple de pouponnière stellaire : le jeune amas RCW 38 (dans notre galaxie) vu en infrarouge par le télescope VISTA. Il compte environ 2 000 étoiles et de nouvelles étoiles s'y forment encore.

Les étoiles de notre amas se forment à partir du même nuage de gaz. Si ce gaz est bien mélangé, on peut donc s’attendre à ce qu’elles aient une composition initiale comparable.

Une famille moins homogène que prévu

Pour déterminer la composition chimique des étoiles, les astronomes analysent la lumière qu’elles émettent pour détecter les éléments qui les composent. En observant différentes étoiles d’un même amas, ils se sont rendu compte que leur composition variait. Certaines sont, par exemple, relativement riches en sodium et pauvres en oxygène, tandis que d’autres présentent la tendance inverse.

Cette brèche dans l’homogénéité chimique des étoiles d’un même amas s’est ouverte dès le début des années 1970, avec l’astronome W. Osborn qui relève des signatures indiquant une teneur élevée en azote chez deux étoiles géantes, l’une dans M5, l’autre dans M10, contrairement aux autres étoiles étudiées.

Pour les étoiles géantes, l’explication pourrait juste venir de leur évolution. Les réactions nucléaires modifient leur composition interne et des mouvements de matière pourraient modifier les proportions de certains éléments en surface. Le problème est que ces différences ont également été observées chez des étoiles de faible masse encore sur la séquence principale. Ces étoiles n’atteignent pas les températures nécessaires pour produire elles-mêmes les anomalies observées en sodium et en oxygène. Les différences chimiques ne peuvent donc plus être uniquement expliquées par leur propre évolution.

Dans un même amas, on distingue donc plusieurs ensembles d’étoiles selon leurs caractéristiques chimiques. On parle alors de « populations multiples ». Les étoiles d’une même population ne sont pas identiques, mais partagent certains traits de composition permettant de les regrouper.

L’origine de ces différences reste à expliquer. Une hypothèse est celle de plusieurs générations d’étoiles, nées successivement à partir d’un gaz dont la composition aurait été modifiée.

Plusieurs populations, plusieurs épisodes de naissance ?

Cette dernière hypothèse est très séduisante. Une première génération d’étoiles naît du nuage initial. Certaines rejettent ensuite, notamment par leurs vents stellaires, de la matière dont la composition a été modifiée par les réactions nucléaires.

Cette matière pourrait se mélanger au gaz encore disponible et participer à la naissance d’une seconde génération d’étoiles, dont la composition serait donc différente.

Une difficulté majeure est de disposer de suffisamment de matière transformée pour expliquer les populations observées. Il faut également conserver le gaz dans l’amas : les vents stellaires, le rayonnement des étoiles et les explosions de supernovas peuvent contribuer à le chauffer ou à le disperser.

Les recherches explorent différentes pistes, comme des amas initialement beaucoup plus massifs ou des apports de gaz extérieur. Ces scénarios doivent toutefois expliquer à la fois les quantités de matière disponibles et les compositions chimiques observées.

Sources et crédits

• Ciel & Espace, n° 609, octobre–novembre 2026, « Une autre histoire des galaxies racontée par les amas globulaires ».
• W. Osborn, « Two new CN-strong globular cluster stars »
• Nate Bastian et Carmela Lardo, « Multiple Stellar Populations in Globular Clusters »
• Image mise en avant : l’amas globulaire NGC 2808 photographié par Hubble. Crédit : ESA, NASA, G. Piotto (University of Padua) et A. Sarajedini (University of Florida). Remerciements : Davide de Martin (ESA/Hubble).