Astronomie

Dans la première section de ce chapitre, nous avons décrit le disque mince, le disque épais et le halo stellaire. Regardez la section précédente et notez certains des modèles. Les jeunes étoiles se trouvent dans le disque mince, sont riches en métaux et orbitent à grande vitesse autour du centre de la Galaxie. Les étoiles du halo sont vieilles, ont de faibles abondances d’éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium, et ont des orbites fortement elliptiques orientées de manière aléatoire (voir la figure 1). Les étoiles du halo peuvent plonger à travers le disque et le bulbe central, mais elles passent la plupart de leur temps loin au-dessus ou au-dessous du plan de la Galaxie. Les étoiles du disque épais sont intermédiaires entre ces deux extrêmes. Voyons d’abord pourquoi l’âge et l’abondance des éléments plus lourds sont corrélés, puis ce que ces corrélations nous apprennent sur l’origine de notre Galaxie.

Deux sortes d’étoiles

La découverte qu’il existe deux sortes d’étoiles différentes a été faite pour la première fois par Walter Baade pendant la Seconde Guerre mondiale. En tant que ressortissant allemand, Baade n’était pas autorisé à faire des recherches de guerre comme beaucoup d’autres scientifiques basés aux États-Unis, il a donc pu utiliser régulièrement les télescopes du Mont Wilson dans le sud de la Californie. Ses observations ont été facilitées par le ciel plus sombre résultant du black-out de Los Angeles en temps de guerre.

Parmi les choses qu’un grand télescope et un ciel sombre ont permis à Baade d’examiner attentivement, il y avait d’autres galaxies – voisines de notre galaxie Voie lactée. Nous discuterons des autres galaxies dans le prochain chapitre (Galaxies), mais pour l’instant, nous mentionnerons simplement que la galaxie la plus proche qui ressemble à la nôtre (avec un disque et une structure spirale similaires) est souvent appelée galaxie d’Andromède, d’après la constellation dans laquelle nous la trouvons.

Baade a été impressionné par la similitude des étoiles principalement rougeâtres du bulbe nucléaire de la galaxie d’Andromède avec celles des amas globulaires et du halo de notre Galaxie. Il a également noté la différence de couleur entre toutes ces étoiles et les étoiles plus bleues que l’on trouve dans les bras spiraux près du Soleil (figure 2). Sur cette base, il a appelé les étoiles bleu vif des bras spiraux population I et toutes les étoiles du halo et des amas globulaires population II.

Nous savons maintenant que les populations diffèrent non seulement par leur emplacement dans la Galaxie, mais aussi par leur composition chimique, leur âge et leurs mouvements orbitaux autour du centre de la Galaxie. Les étoiles de la population I se trouvent uniquement dans le disque et suivent des orbites presque circulaires autour du centre galactique. Les exemples sont les étoiles supergéantes brillantes, les étoiles de la séquence principale de haute luminosité (classes spectrales O et B), qui sont concentrées dans les bras spiraux, et les membres de jeunes amas ouverts d’étoiles. La matière interstellaire et les nuages moléculaires se trouvent aux mêmes endroits que les étoiles de la population I.

Les étoiles de la population II ne montrent aucune corrélation avec l’emplacement des bras spiraux. Ces objets se trouvent partout dans la Galaxie. Certains se trouvent dans le disque, mais beaucoup d’autres suivent des orbites elliptiques excentriques qui les portent bien au-dessus du disque galactique, dans le halo. Les exemples incluent les étoiles entourées de nébuleuses planétaires et les étoiles variables RR Lyrae. Les étoiles des amas globulaires, qui se trouvent presque entièrement dans le halo de la Galaxie, sont également classées dans la population II.

Aujourd’hui, nous en savons beaucoup plus sur l’évolution stellaire que les astronomes dans les années 1940, et nous pouvons déterminer l’âge des étoiles. La population I comprend des étoiles dont l’âge est très variable. Si certaines sont vieilles de 10 milliards d’années, d’autres sont encore en formation aujourd’hui. Par exemple, le Soleil, qui a environ 5 milliards d’années, est une étoile de la population I. Mais les jeunes étoiles massives de l’hémisphère nord sont aussi des étoiles de la population II. Mais il en va de même pour les jeunes étoiles massives de la nébuleuse d’Orion qui se sont formées au cours des derniers millions d’années. La population II, en revanche, est entièrement constituée de vieilles étoiles qui se sont formées très tôt dans l’histoire de la Galaxie ; les âges typiques sont de 11 à 13 milliards d’années.

Nous disposons également aujourd’hui de bonnes déterminations de la composition des étoiles. Celles-ci sont basées sur des analyses des spectres détaillés des étoiles. Presque toutes les étoiles semblent être composées principalement d’hydrogène et d’hélium, mais leurs abondances en éléments plus lourds diffèrent. Dans le Soleil et les autres étoiles de la population I, les éléments lourds (ceux qui sont plus lourds que l’hydrogène et l’hélium) représentent 1 à 4 % de la masse stellaire totale. Les étoiles de la population II, situées dans le halo galactique externe et dans les amas globulaires, ont des abondances d’éléments lourds beaucoup plus faibles – souvent moins d’un centième des concentrations trouvées dans le Soleil et dans de rares cas encore plus faibles. L’étoile de population II la plus ancienne découverte à ce jour contient moins d’un dix-millionième de la quantité de fer du Soleil, par exemple.

Comme nous l’avons évoqué dans les chapitres précédents, les éléments lourds sont créés profondément à l’intérieur des étoiles. Ils s’ajoutent aux réserves de matière première de la Galaxie lorsque les étoiles meurent, et leur matière est recyclée dans de nouvelles générations d’étoiles. Ainsi, au fil du temps, les étoiles naissent avec des réserves de plus en plus importantes d’éléments lourds. Les étoiles de population II se sont formées lorsque l’abondance d’éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium était faible. Les étoiles de population I se sont formées plus tard, après que la masse perdue par les membres mourants des premières générations d’étoiles ait ensemencé le milieu interstellaire d’éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium. Certaines se forment encore aujourd’hui, lorsque d’autres générations ont ajouté à la réserve d’éléments plus lourds disponibles pour les nouvelles étoiles.

Le monde réel

À de rares exceptions près, nous ne devrions jamais faire confiance à une théorie qui divise le monde en seulement deux catégories. Bien qu’elles puissent fournir un point de départ pour les hypothèses et les expériences, elles sont souvent des simplifications excessives qui ont besoin d’être affinées une recherche continue. L’idée de deux populations a permis d’organiser nos premières réflexions sur la Galaxie, mais nous savons maintenant qu’elle ne peut pas expliquer tout ce que nous observons. Même les différentes structures de la Galaxie – disque, halo, bulbe central – ne sont pas aussi nettement séparées en termes d’emplacement, d’âge et de contenu en éléments lourds des étoiles qui les composent.

La définition exacte du disque de la Galaxie dépend des objets que nous utilisons pour le définir, et il n’a pas de limite nette. Les jeunes étoiles les plus chaudes et les nuages de gaz et de poussière qui leur sont associés se trouvent principalement dans une région d’environ 300 années-lumière d’épaisseur. Les étoiles plus anciennes définissent un disque plus épais, d’environ 3 000 années-lumière. Les étoiles halo passent la plupart du temps au-dessus ou au-dessous du disque, mais le traversent sur leurs orbites très elliptiques et on les trouve donc parfois relativement près du Soleil.

La plus forte densité d’étoiles se trouve dans le bulbe central, cette région intérieure de la Galaxie en forme de barre. Il y a quelques étoiles jeunes et chaudes dans le bulbe, mais la plupart des étoiles du bulbe ont plus de 10 milliards d’années. Pourtant, contrairement aux étoiles du halo d’âge similaire, l’abondance des éléments lourds dans les étoiles du bulbe est à peu près la même que dans le Soleil. Pourquoi en est-il ainsi ?

Les astronomes pensent que la formation d’étoiles dans le bulbe nucléaire encombré s’est produite très rapidement juste après la formation de la Voie lactée. Après quelques millions d’années, la première génération d’étoiles massives et à courte durée de vie a ensuite expulsé des éléments lourds dans des explosions de supernova et a ainsi enrichi les générations d’étoiles suivantes. Ainsi, même les étoiles qui se sont formées dans le bulbe il y a plus de 10 milliards d’années ont commencé avec une bonne réserve d’éléments lourds.

C’est exactement le contraire qui s’est produit dans le Petit Nuage de Magellan, une petite galaxie proche de la Voie lactée, visible depuis l’hémisphère sud de la Terre. Même les étoiles les plus jeunes de cette galaxie sont déficientes en éléments lourds. Nous pensons que cela est dû au fait que la petite galaxie n’est pas particulièrement peuplée et que la formation d’étoiles s’est faite assez lentement. En conséquence, il y a eu, jusqu’à présent, relativement peu d’explosions de supernovas. Les petites galaxies ont également plus de mal à retenir le gaz expulsé par les explosions de supernova afin de le recycler. Les galaxies de faible masse n’exercent qu’une force gravitationnelle modeste, et le gaz à grande vitesse éjecté par les supernovae peut facilement s’échapper d’elles.

Les éléments dont une étoile est dotée dépendent donc non seulement du moment où l’étoile s’est formée dans l’histoire de sa galaxie, mais aussi du nombre d’étoiles dans sa partie de la galaxie qui avaient déjà terminé leur vie au moment où l’étoile est prête à se former.

Glossaire

étoile de population I :

étoile contenant des éléments lourds ; généralement jeune et se trouvant dans le disque

étoile de population II :

une étoile avec une très faible abondance d’éléments lourds ; présente dans toute la Galaxie

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