01/10/2012 - Le CIEMAT étudie la composition des amas stellaires jeunes

Menéame

La plupart des éléments chimiques sont formés à l’intérieur des étoiles par les procédés dits de nucléosynthèse stèle. Ces processus transforment le gaz avec lequel se forment les étoiles, composé principalement de hydrogène y hélium dans d’autres éléments plus lourds.

Les étoiles qui ont entre quatre et huit fois la masse solaire, les appels étoiles de masse intermédiaire, créent principalement de l’hélium, du carbone, de l’azote et de l’oxygène, tandis que les éléments qui dépassent l’oxygène dans le tableau périodique, tels que le néon, le magnésium, le silicium, le calcium ou le soufre, sont produits dans les étoiles massives, qui ont plus de huit fois la masse du soleil, certaines ont jusqu'à cent masses solaires. Quand ces étoiles massives meurent, elles produisent des explosions connues sous le nom supernovas. Ils n’en ont pas pour longtemps car ils ont une vie courte en termes de temps cosmique.

Si l’Univers est aussi vieux que 13,7 milliards d’annéesLes étoiles de cent masses solaires meurent à 3,5 millions d’années. Les étoiles de masse intermédiaire meurent, produisant les merveilleuses nébuleuses planétaires, en un temps qui va de 40 à 250 millions d’années. Le Soleil, par comparaison, durera environ 12,6 milliards d’années, de sorte qu’il lui reste 8 milliards d’année à vivre.

Les étoiles à la mort éjectent les éléments chimiques qui produisent le milieu interstellaire. Lorsque de nouvelles étoiles sont formées dans ce milieu interstellaire, ces éléments chimiques sont incorporés, de sorte que la composition des générations successives d’étoiles est de plus en plus métallique, la proportion d’éléments chimiques, par rapport à celle de l’hydrogène et de l’hélium, est de plus de plus en mieux croissante. En fait, on dit que la Terre et le système solaire, étant donné la grande abondance de métaux dans leur composition, ont dû se former à partir des restes d’une supernova.

Quand une certaine quantité de gaz devient un certain nombre d’étoiles de différentes masses, on dit qu’il y a une épidémie de formation stellaire. Comme chaque type d’étoile a une vie moyenne différente, en fonction de sa masse, les plus massives étant celles qui ont des vies plus courtes, les éléments qui créent une étoile apparaissent dans le milieu interstellaire à un moment différent selon leur masse. Ainsi, le oxygène, principalement produit par étoiles avec des masses entre trente et cent masses solaires, apparaît presque immédiatement en termes évolutifs (environ trois millions d’années après l’apparition de cette épidémie de formation stellaire). Par contre, le carbone ou l’azote, qui sont créés en étoiles de moindre masse, apparaissent au moins dans quelques centaines de millions d’années plus tard. Les différentes proportions d’éléments chimiques par rapport à d’autres sont ainsi utilisées pour daigner les populations stellaires.

Les calculs effectués ces dernières décennies sur ce sujet sont appelés "modèles d’évolution chimique". Ces modèles permettent de prévoir la proportion d’éléments chimiques (abondances) dans une région où se trouvent des étoiles. D’autre part, à partir de l’analyse des spectres pris lors de l’observation d’une zone du ciel, on peut estimer ces abondances. De la comparaison des données avec les prévisions des modèles, nous pouvons obtenir des informations sur l’évolution de cette région ou de cette galaxie, si les étoiles se sont formées très rapidement ou si, au contraire, elles se forment lentement et lentement, si des étoiles de toutes les masses ont été formées dans la proportion standard ou s’il y a un plus grand nombre que prévu d’étoiles grandes ou petites, etc.

Cependant, il y a un fait qui n’a pas été pris en compte lors de ces calculs: les étoiles de plus de quinze masses solaires perdent de la masse en raison d’un phénomène appelé vent stellaire, par lequel les couches externes de l’étoile, ce qui est connu sous le nom d’enveloppe, sont perdues dans le milieu interstellaire. Au début, on perd l’hydrogène, qui est de ce qui est composé la couche externe de l’étoile, puis on perd de l’hélium, puis le carbone et ainsi de suite de sorte que l’étolle devient de moins en moins masse et produit donc moins de magnésium, de silicium, etc., qui sont créés à partir de carbone, d’azote et d’oxygène. En outre, au moment de l’explosion de la supernova, au cours de laquelle des éléments sont également créés, dans la phase dite de nucléosynthèse explosive, l’étoile sera beaucoup plus petite et donc aussi la production de nouveaux éléments. Au contraire, les éléments essentiels pour la vie, le carbone, l’azote et l’oxygène, auront été éjectés en beaucoup plus grand nombre que dans le cas d’une étoile normale et, surtout et plus important, à un moment précédant la mort d’aucune des étoiles.

Projet Des explosions et son empreinte sur l’évolution cosmique des galaxies

C’est pourquoi le Dr Mercedes Mollá, de la Division de l’astrophysique des particules du CIEMAT, et le Dr Roberto Terlevich, INAOE (Mexique), dans le cadre du projet Des explosions et son empreinte sur l’évolution cosmique des galaxies, ont abordé ce problème en réalisant les calculs nécessaires pour obtenir l’abondance d’un amas stellaire dans les vingt premiers millions d’années de son évolution, depuis un temps de 0,5 million d’années après sa formation, c’est-à-dire avant qu’aucune étoile ne soit encore morte. Pour obtenir ces abondances, on formule l’hypothèse qu’un million de masses solaires de gaz se transforme simultanément en étoiles, avec des masses de 0,15 à 100 fois la masse du soleil. Puis, à partir de tables de la perte de masse de sept étoiles seulement, de 12, 15, 25, 30, 40, 60 et 100 masses solaires, du groupe de recherche d’évolution stellaire de l’Observatoire de Padova, il a été nécessaire de procéder à des interpolations soigneuses pour obtenir la perte de pâte en petits pas de temps pour tout l’intervalle de masses. Enfin, il faut ajouter les pertes de masse de toutes les étoiles, ainsi que leurs abondances respectives, pour ces quantités intégrées pour tout le cumul. À partir des trois millions d’années, les éjections dues aux supernovas sont intégrées. Ces calculs, effectués dans l’ensemble du CIEMAT, permettent d’obtenir l’abondance d’un cumul stellaire en connaissant les deux contributions, celles provenant des vents stellaires et celles classiques provenant des supernovas, qui sont souvent utilisées dans les modèles théoriques d’évolution des galaxies. Il est donc possible de comparer ces deux contributions.

Le résultat est vraiment choquant et peut avoir des conséquences décisives pour l’interprétation des observations de galaxies ou de jeunes amas stellaires: les abondances de carbone et d’oxygène peuvent être jusqu'à cinquante fois supérieures à celles qui sont prédites si l’on ne tient pas compte des vents stellaires. L’abondance d’azote s’avère également beaucoup plus importante.

Bien que la matière éjectée par un amas stellaire se diluera dans le milieu interstellaire environnant, réduisant ainsi ces abondances, les conséquences peuvent encore être importantes. Surtout en comparant ces prévisions à des données de régions ou de galaxies où on s’attend à une faible métallicité, comme c’est le cas aux premiers moments de l’évolution de l’Univers. C’est-à-dire, lorsqu'il s’agit d’interpréter les données des galaxies qui ont une forte course vers le rouge (une mesure liée à la distance des objets célestes qui rapporte aussi le moment où ces objets ont émis leur lumière), lorsque l’univers est encore jeune et prévisiblement peu riche en métaux, on peut tirer des conclusions erronées: si, dans un cas, on trouve, par exemple, une abondance élevée de carbone, d’azote ou d’oxygène, il est très probable qu’il soit interprété comme la conséquence d’une intense formation stellaire à ces premières phases de l’évolution de l’univers, et pourtant, cela ne signifie peut-être pas cela, mais que nous voyons simplement l’effet de cette expulsion des étoiles massives.

Par ailleurs, avec une telle quantité de carbone, d’azote et d’oxygène, le milieu interstellaire se refroidira plus rapidement que prévu, ce qui rendra la formation d’étoiles plus rapide que prévu. Cela peut avoir un fort impact sur les simulations hydrodynamiques cosmologiques de formation et d’évolution des galaxies. Ce type de simulations est habituellement utilisé dans l’analyse des grandes cartographies du ciel, comme celles qui seront obtenues avec les projets DES (Dark energy Survey, Étude de l’énergie sombre) et PAU (Physics of the Accelerating Universe, Physique de l’accélération de l’univers), auxquels participent également des groupes du CIEMAT, et qui nous fourniront une énorme quantité de données dans un avenir proche.

Le travail du Dr Mercedes Mollá et du Dr Roberto Terlevich a été récemment publié sous le titre Modelling the composition of a young star cluster ejecta, en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

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