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Géante rouge

type d'étoile en expansion qui brûle de l'hydrogène dans son enveloppe et dont le noyau d'hélium est inactif
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Une étoile géante rouge ou géante rouge est une étoile lumineuse de masse faible ou intermédiaire qui se transforme en étoile géante lors du stade tardif de son évolution stellaire[1]. L'étoile devient ainsi plus grande, ce qui entraîne une diminution de sa température de surface et, conséquemment, entraîne un rougissement de celle-ci[2]. Les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type S et la plupart des étoiles carbonées.

Comparaison de la taille de la géante rouge Aldébaran et de celle du Soleil.

Découverte

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Les étoiles les plus brillantes de l'amas globulaire NGC 288 sont des géantes rouges.

Les géantes rouges ont été identifiées au début du XXe siècle lorsque l'utilisation du diagramme de Hertzsprung–Russell (H-R) mit en évidence qu'il y avait deux types distincts d'étoiles de faible température ayant des tailles très différentes : les naines, appelées maintenant de façon formelle étoiles de la séquence principale, et les géantes[3],[4].

Le terme « branche des géantes rouges » (RGB) commence à être utilisé dans les années 1940 et 1950 comme un terme général pour faire référence à la région des géantes rouges du diagramme de Hertzsprung–Russell.

À la fin des années 1960, le nom de branche asymptotique des géantes (AGB) est donné à une branche d'étoiles légèrement plus lumineuses et plus instables que la majorité des géantes rouges[5],[6]. Ce sont souvent des étoiles variables de forte amplitude telles Mira[7],[8].

Caractéristiques

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La géante rouge Mira.

Une géante rouge est une étoile de 0,3 à 8 masses solaires ( ) qui a épuisé l'approvisionnement en hydrogène dans son noyau et qui a commencé la fusion thermonucléaire de l'hydrogène dans une coquille entourant le noyau[9]. Ces géantes ont des rayons allant de dizaines à des centaines de fois celui du Soleil ( ). Cependant, leur enveloppe extérieure est plus froide que leur noyau, ce qui leur donne un pic d'émissivité situé dans une teinte orange rougeâtre[10]. Malgré la densité énergétique plus faible de leur enveloppe, les géantes rouges sont beaucoup plus lumineuses que le Soleil en raison de leur grande taille[11].

Contrairement à leur représentation dans de nombreuses illustrations, l'assombrissement centre-bord des géantes rouges n'est pas clairement défini. Ainsi, en raison de la très faible densité de masse de l'enveloppe, ces étoiles n'ont pas de photosphère bien délimitée[12]. Contrairement au Soleil, dont la photosphère est formée d'une multitude de granules, les photosphères des géantes rouges, ainsi que celles des supergéantes rouges n'auraient que quelques grandes cellules. Cela serait la cause de variations de luminosité communes aux deux types d'étoiles[13].

Les géantes rouges sont catégorisées par la manière dont elles génèrent de l'énergie :

  • Les plus courantes sont des étoiles situées sur la RGB. Elles fusionnent toujours l'hydrogène en hélium dans une coquille entourant un noyau d'hélium inerte.
  • Les étoiles du red clump, situées dans la moitié froide de la branche horizontale, fusionnent l'hélium en carbone dans leurs noyaux via la réaction triple-alpha.
  • Les étoiles de l'AGB ont un noyau inerte composé de carbone et d'oxygène, une première coquille où l'hélium fusionne et une deuxième où l'hydrogène fusionne.

Les étoiles de la branche des géantes rouges ont des luminosités allant jusqu'à près de trois mille fois celle du Soleil ( ). Elles sont de types spectraux K ou M, ont des températures de surface allant de 3 000 à 4 000 Kelvin et ont des rayons pouvant aller jusqu'à 200 fois celui du Soleil ( ).

Les étoiles situées sur la branche horizontale sont plus chaudes, ayant pour la plupart une luminosité d'environ 75  .

Les étoiles de la branche asymptotique des géantes ont des luminosités similaires à celles des étoiles les plus brillantes de la branche des géantes rouges, mais peuvent être plusieurs fois plus lumineuses à la fin de la phase d'impulsion thermique.

Les étoiles carbonées de type C-N et C-R faisant partie de la branche asymptotique des géantes sont produites lorsque le carbone et des molécules carbonées sont déplacés par convection vers la surface lors d'un dragage[14]. Une étoile peut ainsi passer jusqu'à trois fois par la phase de dragage.
Le premier dragage se produit lors de la combustion de couches d'hydrogène sur la branche géante rouge. Sous l'effet du mélange convectif, les rapports 12C/13C et C/N sont diminués et les abondances de surface du lithium et du béryllium peuvent être réduites. Ce premier dragage ne fait pas remonter une grande quantité de carbone à la surface.
Le deuxième dragage se produit dans les étoiles de 4 à 8  . Quand la fusion de l'hélium se termine dans le noyau, la convection mélange les produits du cycle CNO[15]. Le troisième dragage se produit après qu'une étoile soit entrée dans la branche asymptotique des géantes et qu'un flash de l'hélium se produit. La convection créée par la fusion de l'hydrogène en couche provoque la remontée en surface de l'hélium, du carbone et des produits du processus s. Après ce troisième dragage, l'abondance du carbone par rapport à l'oxygène présent à la surface de l'étoile lui confère la signature spectrale particulière des étoiles géantes carbonées[16].

Évolution

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La taille du Soleil présentement dans la séquence principale comparé à sa future taille lors de sa phase de géante rouge.

Au cours de sa vie sur la séquence principale, l'étoile fusionne l'hydrogène du noyau en hélium. Le temps de cette fusion au cœur de l'étoile suit une relation de décroissance exponentielle selon la masse de l'étoile[17]. Ainsi, plus une étoile est massive, plus elle brûle rapidement l'hydrogène de son noyau[17].

L'étoile quitte la séquence principale lorsque la concentration en proton d'hydrogène devient trop faible dans le noyau. Une étoile similaire au Soleil ayant 1   reste environ 10 milliards d'années sur la séquence principale sous la forme d'une naine jaune, alors qu'une étoile de 3   n'y est que pour 500 millions d'années[18].

Branche des géantes rouges

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Cette image compare les différentes couches d'une étoile de la branche des géantes rouges à celles d’une étoile de la séquence principale.
Article détaillé : branche des géantes rouges.

Lorsque les réserves d'hydrogène sont épuisées, les réactions nucléaires ne peuvent plus continuer et le noyau commence donc à se contracter sous la force de sa propre gravité[19]. Cela amène de l'hydrogène supplémentaire dans une coquille autour du noyau où la température et la pression sont suffisantes pour que le processus de fusion reprenne. Lorsque le noyau approche la limite Schönberg–Chandrasekhar, il s'ensuit une contraction du noyau à l'intérieur de la coquille où l'hydrogène brûle et une contraction de la coquille elle-même. Selon les modèles, on observe un effet miroir (mirror principle), qui fait en sorte que les couches à l'extérieur de la coquille se dilatent lorsque celle-ci se contracte et vice-versa[20]. Les couches externes de l'étoile se dilatent considérablement, car elles absorbent la majeure partie de l'énergie supplémentaire de la fusion de la coquille. Lors de ce processus de refroidissement et d'expansion, l'étoile devient une sous-géante. Lorsque l'enveloppe de l'étoile refroidit suffisamment, elle devient convective et cesse de se dilater. Sa luminosité commence à augmenter et l'étoile commence à monter dans la branche des géantes rouges du diagramme H–R[17],[21].

Branche horizontale

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Article détaillé : branche horizontale.

Le chemin que prend une étoile sur la branche des géantes rouges dépend de sa masse. Pour les étoiles de moins de 2  [22], le noyau deviendra suffisamment dense pour que la pression de dégénérescence des électrons l'empêche de s'effondrer davantage. Une fois que le noyau est dégénéré, il continuera à chauffer jusqu'à ce qu'il atteigne une température d'environ 108 K, ce qui est suffisant pour commencer la fusion de l'hélium au carbone via le processus triple-alpha. Une fois que le noyau dégénéré aura atteint cette température, le noyau entier commencera la fusion d'hélium presque au même moment, menant au flash de l'hélium.

Dans les étoiles plus massives, le noyau s'effondrant atteindra 108 K avant d'être suffisamment dense pour être dégénéré, de sorte que la fusion de l'hélium commencera beaucoup plus en douceur et il n'y aura aucun flash de l'hélium[17]. Lors de la phase de fusion de l'hélium du noyau, les étoiles de faible métallicité entrent dans la branche horizontale, alors que les étoiles avec une métallicité plus grande se retrouvent plutôt dans le red clump du diagramme H–R[23].

Branche asymptotique des géantes

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Les différentes couches de nucléosynthèse à l'intérieur d'une géante rouge massive.
Article détaillé : Branche asymptotique des géantes.

Pour les étoiles ayant une masse supérieure à 8  , un processus similaire se produit lorsque l'hélium du noyau est épuisé et que l'étoile s'effondre à nouveau, provoquant la fusion de l'hélium dans une coquille[22]. En même temps, la fusion de l'hydrogène peut commencer dans une coquille juste à l'extérieur de la coquille où l'hélium fusionne. Cela place l'étoile sur la branche asymptotique des géantes[24]. La fusion de l'hélium entraîne la constitution d'un cœur de carbone et d'oxygène.

Fin du stade de géante rouge

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Tous les processus précédents mènent l'étoile à perdre de la masse, que ce soit en raison de flashs d'hélium qui expulsent les couches supérieures, des vents solaires et de la fusion nucléaire qui transforme la masse en énergie thermique[25]. Le noyau sera fait de cendre d'hélium, ce qui marque une fin de la convection de l'étoile. En conséquence, l'énergie gravitationnelle reprend le dessus, ce qui mène à une diminution du volume de l'étoile. La géante rouge éjectera ensuite toutes ses couches externes, formant une nébuleuse planétaire, et ce qui reste forme une naine blanche[17]. La phase de la géante rouge ne dure généralement qu'un milliard d'années au total pour une étoile de masse solaire, dont la quasi-totalité est consacrée à la branche de la géante rouge. Les phases de branche horizontale et de branche asymptotique des géantes se déroulent des dizaines de fois plus rapidement.

 
Le fer est l'élément chimique possédant la plus forte énergie de liaison.

Quant à elles, les étoiles très massives se transforment en supergéantes rouges et suivent une trajectoire évolutive qui les fait aller et venir horizontalement sur le diagramme H–R jusqu'à atteindre la nucléosynthèse du fer. Celui-ci étant l'élément le plus stable, il absorbe énormément d'énergie et ne peut fusionner. Dès que le cœur atteint la masse de Chandrasekhar, celui-ci s'effondre sur lui-même en formant des neutrons et un énorme flux de neutrinos à partir des électrons et des protons, ce qui expulse les couches supérieures de l'étoile dans une supernova[26]. Le noyau de l'étoile est au même moment transformé en étoile à neutrons ou en trou noir. La transformation du cœur de l'étoile dépend de facteurs comme la métallicité et la masse de l'étoile. Une étoile entre 10 et 25   s'effondre en étoile à neutrons. Tout comme les étoiles de plus de 25   avec une faible composition en hélium et hydrogène. Par contre, les étoiles de plus de 25   qui ont une faible métallicité finissent en un trou noir[27].

Géantes rouges remarquables

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Nom de l'étoile Constellation Distance
(années-lumière) 		Notes
Aldébaran Taureau 65,3 Aldébaran est une géante orange[28].
Antarès Scorpion 550 Antarès est une supergéante rouge[29].
Arcturus Bouvier 26,7 Arcturus est la géante rouge la plus lumineuse de l'hémisphère nord[29].
Bételgeuse Orion 500 à 640 Bételgeuse est une supergéante rouge parmi les plus brillantes du ciel[30].
Mira Baleine 299 Mira est une géante rouge d'un système binaire[29].
UY Scuti Écu de Sobieski 5000 UY Scuti est une supergéante rouge ayant un rayon estimé à 1708  . En 2013, elle serait la plus grande étoile observée[31].

Notes et références

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  1. ↑ Olivier Esslinger, « Les géantes rouges », sur astronomes.com, (consulté le ).
  2. ↑ Jacques Gispert, « Les Géantes Rouges », sur astronomia.fr, Association Andromède, (consulté le ).
  3. ↑ (en) W. S. Adams, A. H. Joy, G. Stromberg et C. G. Burwell, « The parallaxes of 1646 stars derived by the spectroscopic method », Astrophysical Journal, vol. 53,‎ , p. 13 (DOI 10.1086/142584, Bibcode 1921ApJ....53...13A)
  4. ↑ (en) R. J. Trumpler, « Spectral Types in Open Clusters », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 37,‎ , p. 307 (DOI 10.1086/123509, Bibcode 1925PASP...37..307T)
  5. ↑ (en) Icko Iben, « Stellar Evolution Within and off the Main Sequence », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 5,‎ , p. 571 (DOI 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035, Bibcode 1967ARA&A...5..571I)
  6. ↑ (en) Onno R. Pols, Klaus-Peter Schröder, Jarrod R. Hurley, Christopher A. Tout et Peter P. Eggleton, « Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 298, no 2,‎ , p. 525 (DOI 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x, Bibcode 1998MNRAS.298..525P)
  7. ↑ (en) Allan Sandage, Basil Katem et Jerome Kristian, « An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15 », Astrophysical Journal, vol. 153,‎ , p. L129 (DOI 10.1086/180237, Bibcode 1968ApJ...153L.129S)
  8. ↑ (en) Halton C. Arp, William A. Baum et Allan R. Sandage, « The color-magnitude diagram of the globular cluster M 92 », Astronomical Journal, vol. 58,‎ , p. 4 (DOI 10.1086/106800, Bibcode 1953AJ.....58....4A)
  9. ↑ (en) G. Laughlin, P. Bodenheimer et F. C. Adams, « The End of the Main Sequence », The Astrophysical Journal, vol. 482, no 1,‎ , p. 420–432 (DOI 10.1086/304125, Bibcode 1997ApJ...482..420L)
  10. ↑ (en) R. Loudon, The Quantum Theory of Light, Cambridge University Press, (1re éd. 1973) (ISBN 0-19-850177-3)
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  12. ↑ (en) Takeru K. Suzuki, « Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line », The Astrophysical Journal, vol. 659, no 2,‎ , p. 1592–1610 (DOI 10.1086/512600, Bibcode 2007ApJ...659.1592S, arXiv astro-ph/0608195)
  13. ↑ (en) Martin Schwarzschild, « On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants », Astrophysical Journal, vol. 195,‎ , p. 137–144 (DOI 10.1086/153313, Bibcode 1975ApJ...195..137S)
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  17. ↑ a b c d et e (en) Michael A. Zeilik et Gregory, Stephan A., Introductory Astronomy & Astrophysics, Saunders College Publishing, , 321–322 p. (ISBN 0-03-006228-4)
  18. ↑ Marc Séguin et Benoît Villeneuve, Astronomie et astrophysique, Éditions du Renouveau Pédagogique, , 2e éd., 618 p. (ISBN 978-2-7613-1184-7), p. 272
  19. ↑ (en) Lev Eppelbaum, Izzy Kutasov et Arkady Pilchin, Applied geothermics, Berlin, Heidelberg, Springer Berlin Heidelberg, (ISBN 9783642340239), p. 2
  20. ↑ (en) Erik Rosolowsky, « Stellar Evolution Primer ».
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  22. ↑ a et b (en) F. Fagotto, A. Bressan, G. Bertelli et C. Chiosi, « Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008 », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 105,‎ , p. 29 (Bibcode 1994A&AS..105...29F)
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  29. ↑ a b et c (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  30. ↑ (en) G. M. Harper, A. Brown, E. F. Guinan, E. O'Gorman, A. M. S. Richards, P. Kervella et L. Decin, « An Updated 2017 Astrometric Solution for Betelgeuse », The Astronomical Journal, vol. 154, no 1,‎ , p. 11 (DOI 10.3847/1538-3881/aa6ff9, Bibcode 2017AJ....154...11H, arXiv 1706.06020, lire en ligne, consulté le )
  31. ↑ (en) B Arroyo-Torres, M Wittkowski, J. M Marcaide et P. H Hauschildt, « The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii », Astronomy & Astrophysics, vol. 554, no A76,‎ , A76 (DOI 10.1051/0004-6361/201220920, Bibcode 2013A&A...554A..76A, arXiv 1305.6179)

Voir aussi

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Bibliographie

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Articles connexes

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