Métallicité
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Vous avez de 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 sait toujours pas si elle existe, et si oui, ce qu'elle est).
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[modifier] Nucléosynthèse primordiale
La théorie de formation de l'univers (cf. Big Bang) suppose qu'une certaine quantité d'hydrogène et d'hélium a été créée, avec quelques « métaux » légers, tels que notamment le lithium, au cours d'un événement appelé nucléosynthèse primordiale.
Les métaux plus lourds, jusqu'au fer, sont synthétisés au cœur des étoiles. C'est la nucléosynthèse stellaire.
[modifier] Nucléosynthèse stellaire
Une étoile de type solaire ne produira rien de plus que de l'hélium, puisque les conditions de température et de densité sont insuffisantes pour réaliser la synthèse du carbone, de l'oxygène, du néon, du silicium, etc. Ces conditions sont réalisées au sein d'étoiles plus massives (voir en particulier étoile Wolf-Rayet), dont la masse initiale supérieure à 9 masses solaires. Une fois que le cœur de l'étoile massive est composé de fer uniquement, l'étoile 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.
[modifier] 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 responsable en 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.
[modifier] Population des étoiles en fonctions de leur "métallicité"
[modifier] Population I
Les étoiles riches en métaux, appelées étoiles de population I, sont des étoiles de deuxième génération (ou de générations ultérieures), formées à partir de la matière éjectée lors de l'explosion de supernovae. Ces étoiles sont communes dans les bras des galaxies spirales comme notre galaxie; le Soleil en est un exemple.
[modifier] Population II
Les étoiles pauvres en métaux sont appelées étoiles de population II. Elles sont généralement très anciennes et se trouvent dans les amas globulaires et dans le halo des galaxies.
[modifier] Population III
Actuellement, on recherche toujours des étoiles de population III qui ne seraient composées que d'hydrogène et d'hélium, trahissant ainsi une formation immédiatement après le Big Bang. Ces étoiles ont comme particularité d'avoir une métallicité nulle (Z=0), et possèdent donc un spectre dans lequel seules les raies d'absorption de l'hydrogène seraient visibles, à l'exclusion de toutes les autres. Pour le moment, l'étoile la plus déficiente en métaux connue à ce jour ( 18/08/2005) contient environ 200 000 fois moins de métaux que le Soleil. Il est intéressant de noter qu'aucune étoile de métallicité zéro ait été trouvée. Probablement en raison de la nucléosynthèse primordiale.
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