Étoile géante rouge

Le début de la géante

Événements pendant la géante

Ressources

Le diagramme de Hertzsprung-Russell, qui montre les relations entre les étoiles en astronomie, indique qu’une étoile géante rouge est toute grande étoile non séquentielle principale dont la classification stellaire est K ou M. Une étoile géante rouge est un type d’étoile qui a épuisé la réserve primaire d’hydrogène de son noyau et qui utilise désormais un autre élément, comme l’hélium, comme combustible pour ses réactions de fusion thermonucléaire productrices d’énergie. L’étoile Aldebaran (l’œil de bœuf) dans la constellation du Taureau est un exemple d’étoile géante rouge. La fusion de l’hydrogène se poursuit à l’extérieur du noyau et provoque une expansion spectaculaire de l’étoile, ce qui en fait une géante. L’expansion refroidit également la surface de l’étoile, ce qui la fait apparaître rouge. Les étoiles géantes rouges sont proches de la fin de leur vie et meurent soit dans l’explosion d’une supernova, soit plus discrètement dans une nébuleuse planétaire. Les deux destins impliquent l’expulsion des couches externes de l’étoile, qui laissent derrière elles le petit noyau exposé.

Le début de la géante

Les étoiles sont des objets autogravitants, ce qui signifie qu’elles sont maintenues ensemble par leur propre gravité. Le champ gravitationnel d’une étoile tente de comprimer la matière de l’étoile vers son centre, tout comme la gravité de la Terre attire les personnes et les objets matériels vers son centre. Les étoiles étant gazeuses, elles se contracteraient considérablement sans les réactions de fusion thermonucléaire qui se produisent dans leur cœur. Ces réactions, qui, dans les étoiles saines, impliquent la conversion de quatre noyaux d’hydrogène en un noyau d’hélium, produisent de l’énergie qui réchauffe le gaz de l’étoile et lui permet de résister à la force de gravité qui tente de le comprimer.

La plupart des étoiles, y compris le soleil, utilisent l’hydrogène comme combustible thermonucléaire pour deux raisons : Premièrement, les étoiles sont principalement constituées d’hydrogène, il est donc abondant ; deuxièmement, l’hydrogène est l’élément le plus léger et le plus simple, et il fusionnera à une température plus basse que les autres éléments. La réaction hydrogène-hélium, qui se produit dans toutes les étoiles, est la plus facile à initier pour une étoile.

Bien que les étoiles soient énormes, elles finissent par manquer de carburant hydrogène. Le temps nécessaire pour que cela se produise dépend de la masse de l’étoile. Les étoiles comme le soleil mettent environ 10 milliards d’années à épuiser l’hydrogène de leur noyau, tandis que les étoiles les plus massives peuvent ne prendre que quelques millions d’années. Lorsque l’étoile commence à manquer d’hydrogène, le rythme des réactions de fusion dans son noyau diminue. Comme l’étoile ne produit plus autant d’énergie, la gravité commence à vaincre la pression du gaz chauffé et le noyau commence à rétrécir. Cependant, lorsqu’un gaz est comprimé, il devient plus chaud, de sorte que le noyau se rétrécit en même temps qu’il se réchauffe. Il s’agit d’un moment critique dans la vie de l’étoile, car si le noyau peut se réchauffer jusqu’à environ 100 millions de kelvins, il sera alors suffisamment chaud pour que la fusion de l’hélium commence. L’hélium, les cendres des précédentes réactions de fusion dans le cœur de l’étoile, deviendra la nouvelle source d’énergie.

Une étoile sur le point de s’enflammer à l’hélium est représentée sur la figure 1. Les étoiles beaucoup plus petites que le soleil sont incapables d’enflammer leur hélium. Non seulement leur gravité est trop

faible pour que leurs noyaux atteignent la température nécessaire, mais leurs intérieurs sont plus profondément mélangés que ceux des étoiles plus massives. La cendre d’hélium dans les étoiles de faible masse n’a jamais la chance de s’accumuler au cœur, où elle pourrait être utilisée comme une nouvelle source de combustible.

Les étoiles comme le soleil, cependant, développent un cœur riche en hélium. Lorsque leur noyau devient suffisamment chaud (environ 100 millions de kelvins), l’hélium s’enflamme, commençant à fusionner en carbone et en oxygène.

Événements pendant la géométrie

Les étoiles à fusion d’hélium ont trouvé un moyen de se maintenir contre leur propre gravité, mais il y a un hic. La quantité d’énergie qu’une étoile tire d’une réaction de fusion particulière dépend de l’énergie de liaison des éléments impliqués (figure 2).

Lorsque l’hélium est épuisé, le cycle qui vient d’être décrit recommence. Le noyau se contracte et se réchauffe, et si la température atteint 600 millions de Kelvin, le carbone commencera à réagir, produisant encore plus d’énergie que la phase de combustion de l’hélium. Cependant, cela ne se produira pas dans le soleil. Son noyau ne sera pas assez chaud et, à la fin de sa phase de géante rouge, le soleil se débarrassera de ses couches externes, qui s’étendront dans l’espace sous forme de nébuleuse planétaire. Certaines de ces nébuleuses ressemblent à des anneaux de fumée géants. Il ne restera que le minuscule noyau, composé de carbone et d’oxygène, les cendres des derniers processus de fusion.

Qu’elle soit destinée à devenir une nébuleuse planétaire ou une supernova, une géante rouge perd de la matière en éjectant un fort vent stellaire. De nombreuses géantes rouges sont entourées de nuages de gaz et de poussière créés par cette matière éjectée

. La perte de masse créée par ces vents peut affecter l’évolution et l’état final de l’étoile, et la matière éjectée a une profonde importance pour l’évolution de la galaxie, fournissant de la matière interstellaire brute pour la formation des futures générations d’étoiles.

TERMES CLÉS

Énergie de liaison- La quantité d’énergie nécessaire pour briser un noyau atomique.

Fusion- La conversion des noyaux de deux ou plusieurs éléments légers en un noyau d’un élément plus lourd. La fusion est le processus que les étoiles utilisent pour produire de l’énergie afin de se soutenir contre leur propre gravité.

Nébuleuse planétaire- Nuage de gaz qui constitue les couches externes expulsées d’une étoile géante de masse moyenne (environ 0,5 à 3 masses solaires).

Combustion en coquille- Fusion d’éléments légers en éléments plus lourds dans une « coquille » grossièrement sphérique à l’extérieur du noyau de l’étoile. La combustion en coquille se produit après que l’élément en fusion a été épuisé dans le noyau. Les réactions de fusion impliquant cet élément s’éloignent du noyau comme un anneau de flammes s’éloignant d’un feu de camp.

Supernova – Le stade final d’effondrement d’une étoile supergéante.

Les étoiles massives, cependant, peuvent chauffer leur noyau suffisamment pour trouver plusieurs nouvelles sources d’énergie, comme le carbone, l’oxygène, le néon et le silicium. Ces étoiles peuvent avoir plusieurs coquilles de fusion (figure 3). On peut considérer l’ensemble du stade de la géante rouge comme un acte d’auto-préservation. L’étoile, dans un effort continu pour empêcher sa propre gravité de l’écraser, trouve de nouvelles sources de combustible pour prolonger sa vie aussi longtemps qu’elle le peut. L’évolution rapide de la situation dans son noyau peut la rendre instable, et de nombreuses géantes rouges présentent une variabilité marquée. Un domaine intéressant de la recherche moderne consiste à créer des modèles informatiques d’étoiles géantes qui reproduisent avec précision les niveaux et les variations observés de la production d’énergie des géantes.

Ressources

LIVRES

Arny, Thomas. Explorations : Une introduction à l’astronomie. Boston, MA : McGraw-Hill, 2006.

Chaisson, Eric. Astronomie : Le guide de l’univers pour les débutants. Upper Saddle River, NJ : Pearson/Prentice Hall, 2004.

Freedman, Roger A. Univers, étoiles et galaxies. New York : W.H. Freeman, 2005.

Krumenaker, Larry, ed. Les caractéristiques et le cycle de vie des étoiles : Une anthologie de la pensée actuelle. New York : Rosen Publishing Group, 2006.

Zelik, Michael. Astronomy : The Evolving Universe. Cambridge et New York : Cambridge University Press, 2002.

Jeffrey C. Hall

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