Les éléments du pic du fer

Nous allons étudier dans ce paragraphe le comportement du chrome, du manganèse, du cobalt, du nickel et du zinc. Les différents isotopes des divers éléments qui appartiennent au pic du fer sont produits par divers processus principalement lors de la fusion explosive du silicium. Les isotopes ayant des masses supérieures à 56 sont produits aussi par capture de neutrons pendant la fusion hydrostatique de l’hélium et du carbone.

Chapitre 5. Évolution chimique de la Galaxie -1 -0.5 0 0.5 1 1.5 -4 -3.5 -3 -2.5 -2 [Sc/Fe] [Fe/H]

FIG. 5.10 – Évolution de l’abondance du scandium avec la métallicité. Les • sont nos mesures,

les +, celles de Johnson (2002). La courbe en tirets représente les prédictions de Goswami et Prantzos (2000).

La production de ces éléments est sensible à de nombreux facteurs mal connus tels la cou- pure de masse, l’excès neutronique, l’énergie de l’explosion. Cela rend les prédictions des quan- tités de ces éléments éjectées par les supernovae assez incertaines.

Les éléments pairs

Le chrome le nickel et le zinc sont produits soit pendant la phase de fusion compète du silicium, soit pendant sa phase de fusion incomplète. Une grande énergie d’explosion favorise une coupur de masse plus profonde et favorise donc l’expulsion des produits de la phase de fusion complète (Umeda et Nomoto, 2002), ce qui renforce la production de Ni et surtout de Zn. Par ailleurs, le Ni et le Zn peuvent également être fabriqués par capture de neutrons durant la fusion de l’hélium.

Chrome Le chrome est fabriqué lors de la phase de fusion incomplète du silicium. Sur la figure 5.11 page ci-contre, on constate que dans le halo l’abondance de chrome décroît très régulièrement avec la métallicité. Goswami et Prantzos (2000) trouvent que cette abondance devrait rester constante dans le halo. Woosley et Weaver (1995) ne prévoient pas de variation du rapport [Cr/Fe] avec la métallicité. Et cependant on observe une corrélation très significative. Cette corrélation forte entre le fer et le chrome devrait permettre de contraindre la coupure en masse qui est définie comme étant la limite entre ce qui est réellement expulsé par la supernova, et ce qui retombe sur le rémanent. En effet, le modèle de Nakamura et al. (1999), qui suppose que la coupure de masse entre la matière éjectée et l’étoile à neutron est plus faible dans les supernovæ plus massives, permet de mieux rendre compte des observations.

Nickel Le nickel est fabriqué lors de la phase de fusion complète du silicium. D’après le modèle de Goswami et Prantzos (2000), on attend une abondance de Nickel décroissante vers les faibles métallicités (entre [Fe/H]= −2 et [Fe/H]= −4). En fait le rapport [Ni/Fe] reste à une valeur solaire dans tout le halo (voir figure 5.12 page suivante). Le modèle de Nakamura et al. (1999) rend mieux compte des observations.

5.1. Modèles d’évolution chimique -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 -4 -3.5 -3 -2.5 -2 [Cr/Fe] [Fe/H]

FIG. 5.11 – Évolution de l’abondance du chrome avec la métallicité. Les • sont nos mesures,

les +, celles de Johnson (2002). La courbe en tirets représente les prédictions de Goswami et Prantzos (2000), celle en trait plein, les prédictions de Nakamura et al. (1999).

-1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 -4 -3.5 -3 -2.5 -2 [Ni/Fe] [Fe/H]

FIG. 5.12 – Évolution de l’abondance du nickel avec la métallicité. Les • sont nos mesures, les +,

celles de Johnson (2002). La courbe en tirets représente les prédictions de Goswami et Prantzos (2000).

Zinc Il est lui aussi porduit lors de la phase de fusion complète du silicium. La figure 5.13 page suivante montre clairement que l’abondance du Zinc augmente lorsque la métallicité décroit, ce qui n’est pas prévu par le modèle d’évolution chimique de Goswami et Prantzos (2000), (voir la figure 4.21 page 54).

Umeda et Nomoto (2002) proposent une explication simultanée des tendances observées pour Cr, Mn, Fe, Co et Zn, éléments qui se forment tous lors de la fusion explosive du silicium. Ils proposent que les SN de population III (c’est à dire ayant une métallicité nulle) les plus massives (et qui donc, explosent en premier) produisent une coupure en masse telle que l’abon- dance du fer sera plus faible. En même temps, l’énergie des supernovæ sera plus grande, l’excès neutronique sera différent, l’extension des zones de fusion différente et il y aura mélange entre les deux couches : celle dans laquelle la fusion du silicium est complète et celle dans laquelle cette fusion n’est qu’incomplète. Dans ces supernovæ massives, le Co et le Zn sont renforcés, le Cr et le Mn diminués, et la production de fer est faible.

Malheureusement, cette explication n’est satisfaisante que qualitativement, car elle produit notamment un excès de Ni par rapport au fer, et comme on peut le voir sur la figure 5.12, cet

Chapitre 5. Évolution chimique de la Galaxie

effet n’est pas observé. Elle n’est pas non plus suffisante pour expliquer la forte surabondance du cobalt. -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 -4 -3.5 -3 -2.5 -2 [Zn/Fe] [Fe/H]

FIG. 5.13 – Évolution de l’abondance du zinc avec la métallicité. Les • sont nos mesures, les +,

celles de Johnson (2002). La courbe en tirets représente les prédictions de Goswami et Prantzos (2000).

Les éléments impairs

Le manganèse et le chrome sont produits pendant la phase de fusion du silicium en équi- libre statistique nucléaire

Manganèse La dispersion observée dans l’abondance du manganèse est beaucoup plus im- portante (voir la figure 4.18 page 52). Carretta et al. (2002) l’avaient aussi noté. Si l’on admet que deux régimes peuvent s’être superposés dans cette figure, le premier caractérisé par une forte croissante de l’abondance en manganèse entre [Fe/H]= −4 et [Fe/H]= −3 avec une disper- sion assez importante, puis un régime après −3, 0 présentant une pente beaucoup plus faible, et une dispersion nettement moins grande, alors on peut probablement exclure l’existence d’ob- jets supermassifs (Heger et Woosley, 2002). En effet, d’après ces auteurs, une des signatures de ces objets massifs est précisément un rapport [Cr/Fe] constant, alors que le rapport [Mn/Fe] doit décroître. Nous constatons bien la décroissance du rapport [Mn/Fe] quand la métalli- cité décroît mais le rapport [Cr/Fe] décroît également. Notons que la décroissance du rapport [Mn/Fe] avec la métallicité est assez bien représentée par le modèle de Goswami et Prantzos (2000). Il est moins bien représenté par les modèles de Nakamura et al. (1999) mais il faut noter que la fabrication de cet élément impair est très sensible à l’excès neutronique et à l’énergie de l’explosion (Kobayashi,comm. priv.).

Cobalt Nos mesures montrent que dans le halo, l’abondance du cobalt semble croître légè- rement quand la métallicité décroît. Ceci est inattendu pour un élément impair, et n’est pas prévu par le modèle de Goswami et Prantzos (2000) qui suggèrent que l’effet pair-impair est sans doute surestimé pour cet élément par Woosley et Weaver (1995) l’effet est moindre dans les supernovae étudiées par Limongi et al. (2000). Le modèle de Nakamura et al. (1999) ex- plique tout aussi mal le comportement du cobalt. Tout se passe comme si le rapport [Co/Fe] devait être multiplié par 5 dans les ejecta de supernovæ pour qu’il soit compatible avec nos observations. Umeda et Nomoto (2002) expliquent le comportement du Cr, du Mn, du Co et

5.2. Discussion