Étoile géante - Giant star

Une étoile géante est une étoile avec un rayon et une luminosité sensiblement plus grands qu'une étoile de la séquence principale (ou naine ) de la même température de surface . Ils se situent au-dessus de la séquence principale (classe de luminosité V dans la classification spectrale de Yerkes ) sur le diagramme de Hertzsprung-Russell et correspondent aux classes de luminosité II et III . Les termes géante et naine ont été inventés pour des étoiles de luminosité assez différente malgré une température ou un type spectral similaire par Ejnar Hertzsprung vers 1905.

Les étoiles géantes ont des rayons jusqu'à quelques centaines de fois le Soleil et des luminosités entre 10 et quelques milliers de fois celle du Soleil . Les étoiles encore plus lumineuses que les géantes sont appelées supergéantes et hypergéantes .

Une étoile de la séquence principale chaude et lumineuse peut également être appelée géante, mais toute étoile de la séquence principale est correctement appelée naine, quelle que soit sa taille et sa luminosité.

Formation

Structure interne d'une étoile semblable au Soleil et d'une géante rouge. Image de l' ESO .

Une étoile devient une géante après que tout l' hydrogène disponible pour la fusion à son cœur a été épuisé et, par conséquent, quitte la séquence principale . Le comportement d'une étoile post-séquence principale dépend en grande partie de sa masse.

Étoiles de masse intermédiaire

Pour une étoile d'une masse supérieure à environ 0,25 masse solaire ( M ), une fois que le noyau est épuisé en hydrogène, il se contracte et se réchauffe de sorte que l'hydrogène commence à fusionner dans une coque autour du noyau. La partie de l'étoile à l'extérieur de la coquille se dilate et se refroidit, mais avec seulement une petite augmentation de luminosité, et l'étoile devient une sous - géante . Le noyau d' hélium inerte continue de croître et d'augmenter la température à mesure qu'il accumule de l'hélium de la coquille, mais dans les étoiles jusqu'à environ 10-12  M ☉, il ne devient pas assez chaud pour commencer à brûler de l'hélium (les étoiles de masse supérieure sont des supergéantes et évoluent différemment ). Au lieu de cela, après seulement quelques millions d'années, le noyau atteint la limite de Schönberg-Chandrasekhar , s'effondre rapidement et peut dégénérer. Cela provoque une expansion encore plus importante des couches externes et génère une forte zone convective qui amène des éléments lourds à la surface dans un processus appelé premier dragage . Cette forte convection augmente également le transport d'énergie vers la surface, la luminosité augmente considérablement et l'étoile se déplace sur la branche de la géante rouge où elle brûlera de manière stable l'hydrogène dans une coquille pendant une fraction substantielle de sa vie entière (environ 10 % pour une étoile semblable au Soleil). Le noyau continue de gagner de la masse, de se contracter et d'augmenter en température, alors qu'il y a une certaine perte de masse dans les couches externes. , § 5.9.

Si la masse de l'étoile, sur la séquence principale, était inférieure à environ 0,4  M , elle n'atteindra jamais les températures centrales nécessaires à la fusion de l' hélium . , p. 169. Elle restera donc une géante rouge fusionnant l'hydrogène jusqu'à ce qu'elle manque d'hydrogène, moment auquel elle deviendra une naine blanche à l' hélium . , § 4.1, 6.1. Selon la théorie de l'évolution stellaire, aucune étoile d'une masse aussi faible ne peut avoir évolué à ce stade au cours de l'ère de l'Univers.

Dans les étoiles au-dessus d'environ 0,4  M ☉, la température du cœur atteint finalement 10 8 K et l'hélium commencera à fusionner en carbone et en oxygène dans le cœur par le processus triple-alpha . ,§ 5.9, chapitre 6. Lorsque le noyau est dégénéré, la fusion de l'hélium commence de manière explosive , mais la majeure partie de l'énergie va à la levée de la dégénérescence et le noyau devient convectif. L'énergie générée par la fusion de l'hélium réduit la pression dans l'enveloppe brûlante d'hydrogène environnante, ce qui réduit son taux de génération d'énergie. La luminosité globale de l'étoile diminue, son enveloppe extérieure se contracte à nouveau et l'étoile passe de la branche de la géante rouge à la branche horizontale . , Chapitre 6.

Lorsque l'hélium du noyau est épuisé, une étoile avec jusqu'à environ 8  M a un noyau carbone-oxygène qui se dégénère et commence à brûler de l'hélium dans une coquille. Comme pour l'effondrement antérieur du noyau d'hélium, cela déclenche une convection dans les couches externes, déclenche un deuxième dragage et provoque une augmentation spectaculaire de la taille et de la luminosité. Il s'agit de la branche géante asymptotique (AGB) analogue à la branche géante rouge mais plus lumineuse, avec une coquille brûlant de l'hydrogène contribuant à la majeure partie de l'énergie. Les étoiles ne restent sur l'AGB que pendant environ un million d'années, devenant de plus en plus instables jusqu'à ce qu'elles épuisent leur carburant, passent par une phase de nébuleuse planétaire, puis deviennent une naine blanche carbone-oxygène. , § 7.1 à 7.4.

Des étoiles massives

Les étoiles de la séquence principale avec des masses supérieures à environ 12  M sont déjà très lumineuses et elles se déplacent horizontalement sur le diagramme HR lorsqu'elles quittent la séquence principale, devenant brièvement des géantes bleues avant de se développer davantage en supergéantes bleues. Ils commencent à brûler le cœur-hélium avant que le cœur ne dégénère et se développent doucement en supergéantes rouges sans forte augmentation de la luminosité. À ce stade, elles ont des luminosités comparables à celles des étoiles AGB brillantes bien qu'elles aient des masses beaucoup plus élevées, mais leur luminosité augmentera encore à mesure qu'elles brûleront des éléments plus lourds et finiront par devenir une supernova.

Les étoiles dans la gamme 8-12  M ont des propriétés quelque peu intermédiaires et ont été appelées étoiles super-AGB. Ils suivent en grande partie les traces des étoiles plus légères à travers les phases RVB, HB et AGB, mais sont suffisamment massifs pour initier la combustion du carbone de base et même la combustion du néon. Ils forment des noyaux oxygène-magnésium-néon, qui peuvent s'effondrer dans une supernova à capture d'électrons, ou ils peuvent laisser derrière eux une naine blanche oxygène-néon.

Les étoiles de la séquence principale de classe O sont déjà très lumineuses. La phase géante pour de telles étoiles est une brève phase de taille et de luminosité légèrement augmentées avant de développer une classe de luminosité spectrale supergéante. Les géantes de type O peuvent être plus de cent mille fois plus lumineuses que le soleil, plus brillantes que de nombreuses supergéantes. La classification est complexe et difficile avec de petites différences entre les classes de luminosité et une gamme continue de formes intermédiaires. Les étoiles les plus massives développent des caractéristiques spectrales géantes ou supergéantes tout en brûlant de l'hydrogène dans leur noyau, en raison du mélange d'éléments lourds à la surface et d'une luminosité élevée qui produit un vent stellaire puissant et provoque l'expansion de l'atmosphère de l'étoile.

Étoiles de faible masse

Une étoile dont la masse initiale est inférieure à environ 0,25  M ne deviendra pas du tout une étoile géante. Pendant la majeure partie de leur vie, ces étoiles ont leur intérieur complètement mélangé par convection et elles peuvent donc continuer à fusionner de l'hydrogène pendant plus de 10 12 ans, bien plus longtemps que l'âge actuel de l' Univers . Ils deviennent progressivement plus chauds et plus lumineux tout au long de cette période. Finalement, ils développent un noyau radiatif, épuisant ensuite l'hydrogène dans le noyau et brûlant de l'hydrogène dans une enveloppe entourant le noyau. (Étoiles avec une masse supérieure à 0,16  M peut se développer à ce point, mais ne sera jamais devenir très grand.) Peu de temps après, l'approvisionnement d'hydrogène de l'étoile sera complètement épuisé et il deviendra un hélium blanc nain . Encore une fois, l'univers est trop jeune pour que de telles étoiles puissent être observées.

Sous-classes

Il existe un large éventail d'étoiles de classe géante et plusieurs subdivisions sont couramment utilisées pour identifier de plus petits groupes d'étoiles.

sous-géantes

Les sous-géantes sont une classe de luminosité spectroscopique (IV) entièrement distincte des géantes, mais partagent de nombreuses caractéristiques avec elles. Bien que certaines sous-géantes soient simplement des étoiles de la séquence principale trop lumineuses en raison de la variation chimique ou de l'âge, d'autres sont une voie évolutive distincte vers de véritables géantes.

Exemples:

Géants lumineux

Une autre classe de luminosité est celle des géantes brillantes (classe II), différenciées des géantes normales (classe III) simplement en étant un peu plus grandes et plus lumineuses. Celles-ci ont des luminosités entre les géantes normales et les supergéantes, autour de la magnitude absolue -3.

Exemples:

  • Delta Orionis Aa1 (δ Ori Aa1), le composant principal de Mintaka, une géante brillante de type O ;
  • Alpha Carinae (α Car), un géant brillant de type F, Canopus, aussi parfois classé comme supergéant.

Géantes rouges

Dans toute classe de luminosité géante, les étoiles les plus froides des classes spectrales K, M, S et C (et parfois certaines étoiles de type G) sont appelées géantes rouges. Les géantes rouges incluent des étoiles dans un certain nombre de phases évolutives distinctes de leur vie : une branche principale de géante rouge (RVB) ; une branche horizontale rouge ou une touffe rouge ; la branche géante asymptotique (AGB), bien que les étoiles AGB soient souvent assez grandes et assez lumineuses pour être classées comme supergéantes ; et parfois d'autres grandes étoiles froides telles que les étoiles post-AGB immédiates. Les étoiles RVB sont de loin le type d'étoile géante le plus courant en raison de leur masse modérée, de leur durée de vie relativement longue et de leur luminosité. Elles constituent le regroupement d'étoiles le plus évident après la séquence principale sur la plupart des diagrammes HR, bien que les naines blanches soient plus nombreuses mais beaucoup moins lumineuses.

Exemples:

Géants jaunes

Les étoiles géantes avec des températures intermédiaires (classes spectrales G, F et au moins certaines A) sont appelées géantes jaunes. Elles sont beaucoup moins nombreuses que les géantes rouges, en partie parce qu'elles ne se forment qu'à partir d'étoiles avec des masses un peu plus élevées, et en partie parce qu'elles passent moins de temps dans cette phase de leur vie. Cependant, ils comprennent un certain nombre de classes importantes d'étoiles variables. Les étoiles jaunes à haute luminosité sont généralement instables, ce qui conduit à la bande d'instabilité sur le diagramme HR où la majorité des étoiles sont des variables pulsantes. La bande d'instabilité s'étend de la séquence principale jusqu'aux luminosités hypergéantes, mais aux luminosités des géantes il existe plusieurs classes d'étoiles variables pulsantes :

  • Variables RR Lyrae , étoiles pulsantes de classe A (parfois F) à branches horizontales avec des périodes inférieures à un jour et des amplitudes d'une magnitude inférieure;
  • W Variables de Virginie, variables pulsantes plus lumineuses également appelées Céphéides de type II, avec des périodes de 10 à 20 jours ;
  • Variables céphéides de type I , plus lumineuses encore et majoritairement des supergéantes, avec des périodes encore plus longues ;
  • Variables Delta Scuti , comprend les étoiles sous-géantes et de séquence principale.

Les géantes jaunes peuvent être des étoiles de masse modérée évoluant pour la première fois vers la branche des géantes rouges, ou elles peuvent être des étoiles plus évoluées sur la branche horizontale. L'évolution vers la branche de la géante rouge est pour la première fois très rapide, alors que les étoiles peuvent passer beaucoup plus de temps sur la branche horizontale. Les étoiles à branches horizontales, avec des éléments plus lourds et une masse plus faible, sont plus instables.

Exemples:

  • Sigma Octantis (σ Octantis), un géant de type F et une variable Delta Scuti ;
  • Alpha Aurigae Aa (α Aurigae Aa), un géant de type G, l'une des étoiles composant Capella.

Géants bleus (et parfois blancs)

Les géantes les plus chaudes, des classes spectrales O, B, et parfois des premières A, sont appelées géantes bleues . Parfois, les étoiles de type A et de type B tardif peuvent être appelées géantes blanches.

Les géantes bleues forment un groupe très hétérogène, allant des étoiles de masse élevée et de luminosité élevée qui ne font que quitter la séquence principale aux étoiles de faible masse et à branche horizontale . Les étoiles de masse plus élevée quittent la séquence principale pour devenir des géantes bleues, puis des géantes bleu vif, puis des supergéantes bleues, avant de se développer en supergéantes rouges, bien qu'aux masses les plus élevées, le stade géant soit si bref et étroit qu'il puisse difficilement être distingué de une supergéante bleue.

Les étoiles de masse inférieure brûlant le cœur de l'hélium évoluent de géantes rouges le long de la branche horizontale, puis de nouveau à la branche géante asymptotique , et en fonction de la masse et de la métallicité, elles peuvent devenir des géantes bleues. On pense que certaines étoiles post-AGB connaissant une impulsion thermique tardive peuvent devenir des géantes bleues particulières.

Exemples:

  • Alcyone (η Tauri), une géante de type B, l'étoile la plus brillante des Pléiades ;
  • Thuban (α Draconis), un géant de type A.

Les références

Liens externes