Branche géante asymptotique - Asymptotic giant branch

Diagramme H-R pour l' amas globulaire M5 , avec des étoiles AGB connues marquées en bleu, flanquées de quelques-unes des étoiles à branches géantes rouges les plus lumineuses, représentées en orange
  Branche géante asymptotique (AGB)
 Branche  supérieure de la géante rouge (RVB)
  Branche horizontale (HB)
  Variable RR Lyre (RR)
  Fin de la séquence principale , branche sous - géante et RVB inférieur

La branche géante asymptotique (AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell peuplée d' étoiles lumineuses froides évoluées . Il s'agit d'une période d' évolution stellaire entreprise par toutes les étoiles de masse faible à intermédiaire (0,6 à 10 masses solaires) à la fin de leur vie.

D'un point de vue observationnel, une étoile à branche de géante asymptotique apparaîtra comme une géante rouge vif avec une luminosité allant jusqu'à des milliers de fois supérieure à celle du Soleil. Sa structure intérieure est caractérisée par un noyau central et largement inerte de carbone et d'oxygène, une coque où l'hélium subit une fusion pour former du carbone (appelé combustion d'hélium ), une autre coque où l'hydrogène subit une fusion formant de l'hélium (appelé combustion d'hydrogène ), et une très grande enveloppe de matériau de composition similaire aux étoiles de la séquence principale (sauf dans le cas des étoiles de carbone ).

Évolution stellaire

Une étoile semblable au soleil se déplace sur l'AGB à partir de la branche horizontale après épuisement du noyau d'hélium
A 5  M ☉ étoile se déplace sur l'AGB après une boucle bleu lorsque l' hélium est épuisé dans son noyau

Lorsqu'une étoile épuise l'approvisionnement en hydrogène par des processus de fusion nucléaire dans son noyau, le noyau se contracte et sa température augmente, provoquant l'expansion et le refroidissement des couches externes de l'étoile. L'étoile devient une géante rouge, suivant une piste vers le coin supérieur droit du diagramme HR. Finalement, une fois que la température dans le cœur a atteint environ3 × 10 8  K , la combustion de l'hélium (fusion des noyaux d' hélium ) commence. Le début de la combustion de l'hélium dans le noyau arrête le refroidissement de l'étoile et l'augmentation de la luminosité, et l'étoile se déplace plutôt vers le bas et vers la gauche dans le diagramme HR. Il s'agit de la branche horizontale (pour les étoiles de population II ) ou du bouquet rouge (pour les étoiles de population I ), ou d'une boucle bleue pour les étoiles plus massives qu'environ 2  M ☉ .

Après la fin de la combustion de l'hélium dans le noyau, l'étoile se déplace à nouveau vers la droite et vers le haut sur le diagramme, se refroidissant et se dilatant à mesure que sa luminosité augmente. Sa trajectoire est presque alignée avec sa précédente piste de géante rouge, d'où le nom de branche géante asymptotique , bien que l'étoile deviendra plus lumineuse sur l'AGB qu'elle ne l'était à l'extrémité de la branche de géante rouge. Les étoiles à ce stade de l'évolution stellaire sont appelées étoiles AGB.

Stade AGB

La phase AGB est divisée en deux parties, l'AGB précoce (E-AGB) et l'AGB à impulsion thermique (TP-AGB). Au cours de la phase E-AGB, la principale source d'énergie est la fusion d'hélium dans une enveloppe autour d'un noyau composé principalement de carbone et d' oxygène . Au cours de cette phase, l'étoile gonfle jusqu'à des proportions géantes pour redevenir une géante rouge. Le rayon de l'étoile peut devenir aussi grand qu'une unité astronomique (~215  R ☉ ).

Une fois que la coque d'hélium est à court de carburant, le TP-AGB démarre. Maintenant, l'étoile tire son énergie de la fusion de l'hydrogène dans une coque mince, ce qui restreint la coque interne d' hélium à une couche très mince et l'empêche de fusionner de manière stable. Cependant, sur des périodes de 10 000 à 100 000 ans, l'hélium provenant de la combustion de la coquille d'hydrogène s'accumule et finalement la coquille d'hélium s'enflamme de manière explosive, un processus connu sous le nom d' éclair de coquille d'hélium . La puissance du flash d'obus atteint des milliers de fois la luminosité observée de l'étoile, mais diminue de façon exponentielle en quelques années seulement. Le flash de la coquille provoque l'expansion et le refroidissement de l'étoile, ce qui arrête la combustion de la coquille d'hydrogène et provoque une forte convection dans la zone située entre les deux coquilles. Lorsque la coquille d'hélium brûlant s'approche de la base de la coquille d'hydrogène, l'augmentation de la température relance la fusion de l'hydrogène et le cycle recommence. L'augmentation importante mais brève de la luminosité du flash de la coquille d'hélium produit une augmentation de la luminosité visible de l'étoile de quelques dixièmes de magnitude pendant plusieurs centaines d'années, un changement sans rapport avec les variations de luminosité sur des périodes de dizaines à centaines de jours qui sont communs dans ce type d'étoile.

Evolution de 2  M ☉ étoile sur le TP-AGB

Pendant les impulsions thermiques, qui ne durent que quelques centaines d'années, le matériau de la région centrale peut être mélangé aux couches externes, modifiant la composition de la surface, un processus appelé dragage . En raison de ce dragage, les étoiles AGB peuvent montrer des éléments du processus S dans leurs spectres et de forts dragages peuvent conduire à la formation d' étoiles au carbone . Tous les dragages qui suivent les impulsions thermiques sont appelés troisièmes dragages, après le premier dragage, qui se produit sur la branche de la géante rouge, et le deuxième dragage, qui se produit pendant l'E-AGB. Dans certains cas, il peut ne pas y avoir de deuxième dragage, mais les dragages suivant des impulsions thermiques seront toujours appelés troisième dragage. Les impulsions thermiques augmentent rapidement en force après les premières, de sorte que les troisièmes dragages sont généralement les plus profonds et les plus susceptibles de faire circuler le matériau du noyau vers la surface.

Les étoiles AGB sont généralement des variables à longue période et subissent une perte de masse sous la forme d'un vent stellaire . Pour les étoiles AGB de type M, les vents stellaires sont plus efficacement entraînés par des grains de la taille du micron. Les impulsions thermiques produisent des périodes de perte de masse encore plus élevée et peuvent entraîner le détachement de coquilles de matériau circumstellaire. Une étoile peut perdre 50 à 70 % de sa masse pendant la phase AGB. Les taux de perte de masse varie généralement entre 10 -8 à 10 -5 M ⊙ année -1 , et peut même atteindre jusqu'à 10 -4 M ⊙ année -1 .

Enveloppes circumstellaires des étoiles AGB

Voir aussi : Liste des molécules interstellaires et circumstellaires
Formation d'une nébuleuse planétaire à la fin de la phase de branche géante asymptotique.

La perte de masse importante des étoiles AGB signifie qu'elles sont entourées d'une enveloppe circumstellaire étendue (CSE). Étant donné une durée de vie AGB moyenne d'un Myr et une vitesse externe de10  km/s , son rayon maximum peut être estimé à environ3 × 10 14  km (30 années-lumière ). Il s'agit d'une valeur maximale puisque la matière éolienne commencera à se mélanger au milieu interstellaire à de très grands rayons, et cela suppose également qu'il n'y a pas de différence de vitesse entre l'étoile et le gaz interstellaire .

Ces enveloppes ont une chimie dynamique et intéressante , dont une grande partie est difficile à reproduire dans un environnement de laboratoire en raison des faibles densités impliquées. La nature des réactions chimiques dans l'enveloppe change à mesure que le matériau s'éloigne de l'étoile, se dilate et se refroidit. Près de l'étoile, la densité de l'enveloppe est suffisamment élevée pour que les réactions approchent de l'équilibre thermodynamique. Au fur et à mesure que le matériau dépasse environ5 × 10 9  km la densité tombe au point où la cinétique , plutôt que la thermodynamique, devient la caractéristique dominante. Certaines réactions énergétiquement favorables ne peuvent plus avoir lieu dans le gaz, car le mécanisme de réaction nécessite un troisième corps pour éliminer l'énergie libérée lors de la formation d'une liaison chimique. Dans cette région, de nombreuses réactions qui ont lieu impliquent des radicaux tels que OH (dans les enveloppes riches en oxygène) ou CN (dans les enveloppes entourant les étoiles de carbone). Dans la région la plus externe de l'enveloppe, au-delà d'environ5 × 10 11  km , la densité chute au point où la poussière ne protège plus complètement l'enveloppe du rayonnement UV interstellaire et le gaz devient partiellement ionisé. Ces ions participent alors à des réactions avec des atomes et des molécules neutres. Enfin, au fur et à mesure que l'enveloppe se confond avec le milieu interstellaire, la plupart des molécules sont détruites par le rayonnement UV.

La température du CSE est déterminée par les propriétés de chauffage et de refroidissement du gaz et de la poussière, mais diminue avec la distance radiale de la photosphère des étoiles qui sont2 000 –3 000 K . Les particularités chimiques d'un AGB CSE vers l'extérieur comprennent :

La dichotomie entre les étoiles riches en oxygène et riches en carbone a un rôle initial pour déterminer si les premiers condensats sont des oxydes ou des carbures, puisque le moins abondant de ces deux éléments restera vraisemblablement en phase gazeuse sous forme de CO x .

Dans la zone de formation des poussières, les éléments et composés réfractaires (Fe, Si, MgO, etc.) sont retirés de la phase gazeuse et se retrouvent en grains de poussière . La poussière nouvellement formée contribuera immédiatement aux réactions catalysées en surface . Les vents stellaires des étoiles AGB sont des sites de formation de poussière cosmique et sont considérés comme les principaux sites de production de poussière dans l'univers.

Les vents stellaires des étoiles AGB ( variables Mira et étoiles OH/IR ) sont aussi souvent le siège d' émission maser . Les molécules qui en sont responsables sont SiO , H 2 O , OH , HCN et SiS . Les masers SiO, H 2 O et OH se trouvent généralement dans les étoiles AGB de type M riches en oxygène telles que R Cassiopeiae et U Orionis , tandis que les masers HCN et SiS se trouvent généralement dans les étoiles de carbone telles que IRC +10216 . Les étoiles de type S avec masers sont rares.

Une fois que ces étoiles ont perdu presque toutes leurs enveloppes et qu'il ne reste que les régions centrales, elles évoluent davantage en nébuleuse protoplanétaire à courte durée de vie . Le destin final des enveloppes AGB est représenté par des nébuleuses planétaires (PNe).

Impulsion thermique tardive

Jusqu'à un quart de toutes les stars post-AGB subissent ce que l'on appelle un épisode "né de nouveau". Le noyau carbone-oxygène est maintenant entouré d'hélium avec une enveloppe externe d'hydrogène. Si l'hélium est rallumé, une impulsion thermique se produit et l'étoile retourne rapidement à l'AGB, devenant un objet stellaire brûlant de l'hélium et déficient en hydrogène. Si l'étoile a encore une coquille brûlant de l'hydrogène lorsque cette impulsion thermique se produit, on parle d'« impulsion thermique tardive ». Sinon, on parle d'« impulsion thermique très tardive ».

L'atmosphère extérieure de l'étoile née de nouveau développe un vent stellaire et l'étoile suit à nouveau une trajectoire évolutive à travers le diagramme de Hertzsprung-Russell . Cependant, cette phase est très brève, ne dure que 200 ans environ avant que l'étoile ne se dirige à nouveau vers le stade de naine blanche . D'un point de vue observationnel, cette phase d'impulsion thermique tardive semble presque identique à une étoile Wolf-Rayet au milieu de sa propre nébuleuse planétaire .

Des étoiles telles que Sakurai's Object et FG Sagittae sont observées alors qu'elles évoluent rapidement à travers cette phase.

La cartographie des champs magnétiques circumstellaires des étoiles AGB à pulsation thermique (TP-) a récemment été rapportée en utilisant l' effet Goldreich-Kylafis .

Étoiles Super-AGB

Article principal: star Super-AGB

Les étoiles proches de la limite de masse supérieure pour être encore qualifiées d'étoiles AGB présentent des propriétés particulières et ont été surnommées étoiles super-AGB. Ils ont des masses supérieures à 7  M ☉ et jusqu'à 9 ou 10  M ☉ (ou plus). Elles représentent une transition vers les étoiles supergéantes plus massives qui subissent une fusion complète d'éléments plus lourds que l'hélium. Au cours du processus triple-alpha , certains éléments plus lourds que le carbone sont également produits : principalement de l'oxygène, mais aussi du magnésium, du néon et même des éléments plus lourds. Les étoiles Super-AGB développent des noyaux de carbone-oxygène partiellement dégénérés qui sont suffisamment gros pour enflammer le carbone dans un flash analogue au flash d'hélium précédent. Le second dragage est très puissant dans cette gamme de masse et maintient la taille du noyau en dessous du niveau requis pour la combustion du néon, comme cela se produit dans les supergéantes de masse plus élevée. La taille des impulsions thermiques et des troisièmes dragages est réduite par rapport aux étoiles de masse inférieure, tandis que la fréquence des impulsions thermiques augmente considérablement. Certaines étoiles super-AGB peuvent exploser en tant que supernova de capture d'électrons, mais la plupart finiront en naines blanches oxygène-néon. Étant donné que ces étoiles sont beaucoup plus courantes que les supergéantes de masse plus élevée, elles pourraient former une forte proportion des supernovae observées. La détection d'exemples de ces supernovae fournirait une précieuse confirmation des modèles qui dépendent fortement d'hypothèses.

Voir également

Les références

Lectures complémentaires