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Composition chimique, abondance et métallicité

Un milieu stellaire est caractérisé par la proportion relative de chacun des différents éléments présents. L'hydrogène est très généralement le constituant majoritaire, puis l'hélium qui est environ dix fois moins abondant.

La concentration d'un autre élément X est définie relativement à l'hydrogène à partir du rapport des nombres d'atomes NX et NH présents dans un même volume.

On désigne couramment par « abondance » ce rapport donné sur une échelle logarithmique, généralement décalée de façon à fixer l’abondance de l’hydrogène arbitrairement à 12, soit A = log10 (NX/NH)+12.

Les abondances solaires servent de standards pour les études des spectres stellaires ou galactiques. Le tableau ci-dessous donne leurs valeurs publiées.

Elles sont déduites de l'analyse des raies spectrales observées dans le domaine visible et concernent donc la photosphère, zone de l'atmosphère où ont lieu les absorptions correspondantes.

Les écarts observés, en sous-abondances ou sur-abondances, sont des révélateurs des phénomènes passés, importants pour comprendre l'évolution du cosmos.

Dans les études portant sur un grand nombre d'étoiles, on donne globalement la proportion d'éléments autres que l'hydrogène ou l'hélium. C'est la « métallicité », nombre défini comme la somme de leurs concentrations massiques. Ainsi la métallicité d’une étoile de type solaire est Z=0,02.

Composition chimique de la photosphère solaire

Pour les éléments de numéros atomiques Z de 1 (hydrogène) à 30 (zinc) l’abondance logarithmique est donnée sous la forme A=12+log10(n(Z)/n(1)). Le tableau donne aussi la fraction de masse m(Z)/m de l'élément Z, m étant la masse moyenne par unité de volume.

Elément Z n(Z)/n(1) A m(Z)/m
H 1 1,00E+00 12,00 7,04E-01
He 2 1,00E-01 11,00 2,80E-01
Li 3 1,26E-11 1,10 6,10E-11
Be 4 2,51E-11 1,40 1,58E-10
B 5 5,01E-10 2,70 3,78E-09
C 6 3,31E-04 8,52 2,78E-03
N 7 8,32E-05 7,92 8,14E-04
O 8 6,76E-04 8,83 7,56E-03
F 9 3,16E-08 4,50 4,18E-07
Ne 10 1,20E-04 8,08 1,69E-03
Na 11 2,14E-06 6,33 3,43E-05
Mg 12 3,80E-05 7,58 6,45E-04
Al 13 2,95E-06 6,47 5,56E-05
Si 14 3,55E-05 7,55 6,96E-04
P 15 2,82E-07 5,45 6,10E-06
S 16 2,14E-05 7,33 4,79E-04
Cl 17 3,16E-07 5,50 7,83E-06
Ar 18 2,51E-06 6,40 7,01E-05
K 19 1,32E-07 5,12 3,60E-06
Ca 20 2,29E-06 6,36 6,41E-05
Sc 21 1,48E-09 3,17 4,64E-08
Ti 22 1,05E-07 5,02 3,50E-06
V 23 1,00E-08 4,00 3,56E-07
Cr 24 4,68E-07 5,67 1,70E-05
Mn 25 2,45E-07 5,39 9,42E-06
Fe 26 3,16E-05 7,50 1,23E-03
Co 27 8,32E-08 4,92 3,42E-06
Ni 28 1,78E-06 6,25 7,29E-05
Cu 29 1,62E-08 4,21 7,20E-07
Zn 30 3,98E-08 4,60 1,82E-06

Référence : Grevesse & Sauval, 1998, Space Sci. Rev. 85, 161