Métallicité

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En astronomie, on appelle métal tout élément chimique plus lourd que l'hydrogène et l'hélium. Ces éléments se distinguent de l'hydrogène et l'hélium car, contrairement à ceux-ci, ils sont très peu abondants. On pense que l'hydrogène compte pour 90 % environ des atomes de l'Univers (si l'on excepte les formes exotiques de la matière comme la matière noire, dont on ne connait toujours pas la nature).

Nucléosynthèse primordiale

La théorie de formation de l'Univers (cf. Big Bang) présente que l'hydrogène et l'hélium sont apparus, avec quelques « métaux » légers, tels que notamment le lithium, au cours d'un évènement appelé nucléosynthèse primordiale.

Les « métaux » plus lourds, jusqu'au fer, sont synthétisés au cœur des étoiles. C'est la nucléosynthèse stellaire.

Nucléosynthèse stellaire

Une étoile de type solaire ne produira rien de plus que de l'hélium, du carbone et de l'oxygène puisque les conditions de température et de densité sont insuffisantes pour réaliser la synthèse du néon, du silicium, du magnésium, du soufre, du fer, etc. Ces conditions sont réalisées au sein d'étoiles plus massives (voir en particulier étoile Wolf-Rayet), dont la masse initiale est supérieure à 9 masses solaires. Une fois le cœur de l'étoile massive composé uniquement de fer, celle-ci explose en supernova. Durant l'explosion a lieu la nucléosynthèse explosive, où des métaux plus lourds que le fer sont alors synthétisés et éjectés dans le milieu interstellaire.

Le critère de métallicité

La « métallicité » désigne la proportion, en quantité ou en masse, d'atomes plus lourds que l'hélium, que ce soit dans une étoile, dans le milieu interstellaire, ou dans une galaxie. Elle est désignée par la lettre Z. L'hydrogène et l'hélium sont désignés par les lettres X et Y respectivement. Pour le Soleil X=0,8 (80 % de la masse du Soleil est composée d'hydrogène), Y=0,18 et Z=0,02. Ces 2 % semblent bien peu, mais sont en fait très importants et responsables en bonne partie de l'opacité de l'atmosphère de l'étoile, et sont donc importants pour le vent stellaire.

La métallicité des étoiles ou des galaxies traduit aussi leur activité stellaire passée. On peut la calculer en comparant avec le soleil.

ou N_Fe and N_H est le nombre d'atomes de fer ou d'hydrogène par unité de volume.

Population des étoiles en fonctions de leur « métallicité »

Population I

Les étoiles riches en « métaux » sont appelées étoiles de population I (« Pop I » en abrégé). Ces étoiles sont communes dans les bras des galaxies spirales comme dans notre Galaxie ; le Soleil en est un exemple.
La métallicité des Pop I est proche de celle du Soleil par opposition aux Pop II qui elles sont pauvres en « métaux », jusqu'à un facteur 1 000 ou plus. L'âge des Pop I s'étale entre 0 et 9 milliards d'années environ.

Population II

L'amas globulaire M80, constitué principalement d'étoiles de population II.

Les étoiles pauvres en métaux sont appelées « étoiles de population II ». Elles sont généralement très anciennes (plus de 8 milliards d'années) et se trouvent dans les amas globulaires et dans le halo des galaxies.

Parmi les étoiles de Population II (du halo de notre Galaxie) les plus connues, citons :

• HE 1327-2326 : métallicité [Fe/H] = -5,6, soit plus de 200 000 fois moins que le Soleil ;
• HE 0107-5240 : métallicité [Fe/H] = -5,3 ;
• HE 1523-0901 : métallicité [Fe/H] = -2,95^[1].

Parmi les étoiles pauvres en métaux on distingue les catégories suivantes :

• Les étoiles simplement pauvres en métaux (MP pour « Metal Poor ») : -2 ≤ [Fe/H] ≤ -1
• Les étoiles très pauvres en métaux (VMP pour « Very Metal Poor ») : -3 ≤ [Fe/H] ≤ -2
• Les étoiles extrêmement pauvres en métaux (EMP pour « Extremely Metal Poor) ») : -4 ≤ [Fe/H] ≤ -3
• Les étoiles ultra pauvres en métaux (UMP pour « Ultra Metal Poor ») : -5 ≤ [Fe/H] ≤ -4
• Les étoiles hyper pauvres en métaux (HMP pour « Hyper Metal Poor ») : -6 ≤ [Fe/H] ≤ -5
• Les étoiles méga pauvres en métaux (MMP pour « Mega Metal Poor ») : [Fe/H] ≤ -6

Les études actuelles ont identifié 10 000 étoiles pauvres en métaux au sein de notre Galaxie. Des étoiles jusqu'à une distance supérieure à 15 kpc du Soleil ont pu être analysées, distance en deçà de laquelle la population du halo domine. Les théories de formation de la Voie lactée supposent que la métallicité des étoiles à l'intérieur du halo est supérieure à celle des étoiles se trouvant en dehors.

Sur ces 10 000 étoiles, parmi les plus pauvres en métaux (EMP, UMP et HMP), se sont distinguées des étoiles enrichies en carbone, dites CEMP (pour « Carbon Enhanced Metal Poor ») avec, typiquement, [C/Fe] = 1.

Population III

Simulation d'étoiles de population III, 400 millions d'années après le Big Bang.

Actuellement, on recherche toujours des étoiles de population III qui ne seraient composées que d'hydrogène et d'hélium, trahissant ainsi la première formation après le Big Bang. Ces étoiles ont comme particularité d'avoir une métallicité nulle (Z=-infini), et possèdent donc un spectre dans lequel seules les raies d'absorption de l'hydrogène et de l'hélium seraient visibles, à l'exclusion de toutes les autres.

Pour le moment, l'étoile la plus déficiente en métaux connue à ce jour (au 18 août 2005) contient environ 200 000 fois moins de « métaux » que le Soleil. Aucune étoile de métallicité zéro n'a été trouvée en date de 2008. Il est probable que ces étoiles furent très massives et donc évoluèrent très rapidement pour disparaitre très tôt dans la vie de l'Univers. Les étoiles de population II que nous observons aujourd'hui, témoins d'un passé lointain, ont toutes une masse inférieure à celle du Soleil ce qui leur garantit une durée de vie extrêmement longue.

Annexes

Articles connexes

• Physique stellaire
• Nucléosynthèse
• Nucléosynthèse stellaire
• Plateau des Spite

Liens externes

• (en) Timothy C. Beers, « The Observations of Very Metal-Poor Stars in the Galaxy », dans AIP Conference Proceedings, 21 mai 2008, p. 29-36 [résumé, texte intégral, lien DOI] .

Notes et références

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