Métal (astronomie) Article, Signification, Explication
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).
Lors de la formation de l'univers (cfr. Big-Bang), une certaine quantité d'hydrogène et d'hélium a été créée, ainsi que quelques «métaux» légers, tels que notamment le deutérium et le lithium. La création de ces atomes par le Big-Bang lui-même est appelée nucléosynthèse primordiale.
Les métaux plus lourds, jusqu'au fer, sont créés dans le coeur des étoiles (le soleil crée en permanence de l'hélium à partir de son hydrogène). C'est ce que l'on appelle la nucléosynthèse stellaire. Une étoile de type solaire ne produira rien de plus que de l'hélium, puisque sa masse n'est pas assez grande pour atteindre les stades de combustion avancée (combustion de l'hélium, du carbone, de l'oxygène, du néon, du silicium etc). Ce n'est pas le cas des étoiles massives (voir en particulier étoile Wolf-Rayet), dont la masse initiale supérieure à 9 masses solaires permet de créer les conditions de pressions et températures nécessaires à ces combustions. Une fois que le coeur de l'étoile massive est composé de fer uniquement, l'étoile explose en supernova. Durant l'explosion a lieu la nucléosynthèse explosive, où les métaux plus lourds que le fer sont alors créés et éjectés dans le milieu interstellaire.
Le mot «métallicité» en tant que tel désigne la quantité, par nombre ou par masse, d'atomes plus lourds que l'hélium, et ceci dans une étoile, le milieu interstellaire, ou une galaxie. Elle est désignée par la lettre Z. L'hydrogène et l'hélium sont désignés par les lettres X et Y respectivement. Dans 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. 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 noyau des galaxies. Les étoiles riche 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 la Voie lactée; le Soleil en est un exemple.
On distingue aujourd'hui également les étoiles de population III qui sont les premières étoiles de l'univers, et sont extrêmement faibles en métaux. 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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