Branche des géantes rouges

Après qu'une étoile de la séquence principale ait épuisé son cœur d'hydrogène, elle commence à brûler l'hydrogène dans une coquille épaisse autour d'un cœur constitué largement d'hélium. Le cœur d'hélium est encore sous la limite de Schönberg-Chandrasekhar et est en équilibre thermique, et l'étoile est une sous-géante. Toute production d'énergie supplémentaire due à la fusion en coquille est consommée pour gonfler l'enveloppe et l'étoile se refroidit mais sa luminosité ne s'accroit pas[12].

La combustion de l’hydrogène en coquille continue dans les étoiles d'environ une masse solaire jusqu'à ce que la masse du cœur d'hélium s'accroisse suffisamment pour qu'il devienne dégénéré. Le cœur se contracte alors, s'échauffe et developpe un fort gradient de température. La coquille d'hydrogène, brûlant selon le cycle CNO sensible à la température, augmente très fortement son taux de production d'énergie et l'étoile est considérée comme étant au pied de la branche des géantes rouges. Pour une étoile de la même masse que le Soleil, cela prend environ 2 milliards d'années à partir du moment où l'hydrogène est épuisé dans le cœur[13].

Les sous-géantes de plus de 2 M_☉ environ atteignent la limite de Schönberg-Chandrasekhar relativement rapidement avant que le coeur ne devienne dégénéré. Le cœur supporte encore son propre poids thermodynamiquement en partie grâce à l'énergie de la coquille d'hydrogène, mais il n'est plus en équilibre thermique. Il se contracte et s'échauffe, provoquant l'amincissement de la coquille d'hydrogène et le gonflement de l'enveloppe stellaire. Cette combinaison fait baisser la luminosité lorsque l'étoile tend vers le pied du RGB. Avant que le cœur ne devienne dégénéré, l'enveloppe d'hydrogène externe devient opaque ce qui entraîne l'arrêt du refroidissement de l'étoile, accroît le taux de fusion dans la coquille d'hydrogène, et l'étoile entre alors dans la phase RGB. Dans ces étoiles, la phase de sous-géante dure quelques millions d'années seulement, causant un trou apparent dans le diagramme de Hertzsprung–Russell entre les étoiles de la séquence principale de type B et les RGB, visible dans les jeunes amas ouverts tels que Praesepe. C'est le trou de Hertzsprung qui est en fait faiblement peuplé par des étoiles sous-géantes évoluant rapidement en géantes rouges, en contraste avec la branche des sous-géantes de faible masse courte et densément peuplée, visible dans les amas plus vieux comme ω Centauri[14] - [15].

Les étoiles de type solaire ont un cœur dégénéré sur la branche des géantes rouges et montent jusqu'au sommet avant de démarrer la fusion de l'hélium avec un flash.

Les étoiles plus massives que le Soleil n'ont pas un cœur dégénéré et quittent la branche des géantes rouges avant le sommet quand leur cœur d'hélium s'allume sans flash.

Les étoiles situées au pied de la branche des géantes rouges ont toute une température similaire autour de 5000 K, correspondant à un type spectral K précoce ou moyen. Leurs luminosités s'étendent entre quelques fois la luminosité du Soleil pour les géantes rouges les moins massives et plusieurs milliers de fois pour les étoiles autour de 8 M_☉[16].

Leurs coquilles d'hydrogène continuant à produire plus d'hélium, la masse et la température des cœurs des étoiles RGB s'accroissent. Cela accélère la fusion de la coquille d'hydrogène. Les étoiles deviennent plus lumineuses, plus grosses et un peu plus froides. Elles sont décrites comme montant la RGB[17].

Lors de la montée du RGB, plusieurs événements internes produisent des effets externes observables. L'enveloppe convective externe devient de plus en plus profonde lorsque l'étoile grossit et la production d'énergie dans la coquille s'accroît. Finalement, elle devient assez profonde pour apporter des produits de fusion de l'ancien cœur convectif à la surface, événement appelé le premier dredge-up. Cela modifie l'abondance de surface de l'hélium, du carbone, de l'azote et de l'oxygène[18]. Une accumulation notable d'étoiles à un point du RGB a été détectée et a été appelée bosse du RGB. Elle est provoquée par une discontinuité dans l'abondance d'hydrogène laissée par la convection profonde. La production d'énergie dans la coquille décroît temporairement à cette discontinuité, bloquant effectivement la montée du RGB et provoquant un excès d'étoiles en ce point[19].

Pour les étoiles ayant un cœur d'hélium dégénéré, il y a une limite à cette croissance en taille et en luminosité, appelée sommet de la branche des géantes rouges, lorsque le cœur atteint une température suffisante pour démarre la fusion. Toutes les étoiles qui atteignent ce point ont une masse du cœur d'hélium de presque 0.5 M_☉, et une luminosité et une température très similaires. Ces étoiles lumineuses ont été utilisées comme chandelles standard de mesures de distance. Visuellement, le sommet de la branche des géantes rouges correspond à une magnitude absolue d'environ −3 et à des températures autour de 3000 K avec une métallicité solaire, plus près de 4000 K avec une métallicité très faible[16] - [20]. Les modèles prévoient une luminosité au sommet de 2 000–2 500 L_☉, selon la métallicité[21]. Dans la recherche moderne, les magnitudes infrarouges sont plus souvent utilisées[22].

Un cœur dégénéré démarre la fusion de façon explosive lors d'un événement appelé flash de l'hélium, mais il y a peu de signes visibles extérieurement de façon immédiate. L'énergie est consommée en augmentant la dégénérescence du cœur. L'étoile devient moins lumineuse et plus chaude et se déplace vers la branche horizontale. Tous les cœurs d'hélium dégénérés ont approximativement la même masse, indépendamment de la masse stellaire totale, et donc la luminosité due à la fusion de l'hélium sur la branche horizontale est la même. La fusion de la coquille d'hydrogène peut provoquer une variabilité de la luminosité stellaire totale, mais pour la plupart des étoiles ayant une métallicité voisines de celle du Soleil, la température et la luminosité sont très similaires côté froid de la branche horizontale. Ces étoiles forment le red clump à environ 5000 K et 50 L_☉. Les enveloppes d'hydrogène moins massives fait que les étoiles peuvent occuper une position plus chaude et moins lumineuse sur la branche horizontale, et cet effet se produit plus facilement à faible métallicité, ce qui fait que les vieux amas pauvres en métaux présentent les branches horizontales les plus prononcées[13] - [23].

Les étoiles initialement plus massives que 2 M_☉ ont des cœurs d'hélium non dégénérés sur la branche des géantes rouges. Ces étoiles deviennent assez chaude pour démarrer la fusion triple-alpha avant d'atteindre le sommet de la branche des géantes rouges et avant que le cœur ne devienne dégénéré. Elles quittent alors la branche des géantes rouges et parcourent alors une boucle bleue avant de rejoindre la branche asymptotique des géantes (AGB). Les étoiles très légèrement plus massives que 2 M_☉ suivent une boucle bleue à peine visible à quelques centaines de L_☉ avant de continuer sur la AGB, difficilement distinguable de leur position sur la branche des géantes rouges. Les étoiles plus massives forment des boucles bleues étendues qui peuvent atteindre 10000 K ou plus avec des luminosités de milliers de L_☉. Ces étoiles traverseront la bande d'instabilité plus d'une fois et pulseront en variables Céphéides de type I (classiques)[24].

Le tableau ci-dessous donne les durées de vie typiques sur la séquence principale (MS), sur la branche des sous-géantes (SB) et sur la branche des géantes rouges (RGB), pour des étoiles ayant différentes masses initiales, toutes de métallicité solaire (Z = 0.02). Sont aussi indiqués la masse du cœur d'helium, la température effective de surface, le rayon et la luminosité au début et à la fin de la RGB pour chaque étoile. La fin de la branche des géantes rouges est définie par le moment où l'allumage du cœur d'hélium démarre[8].

Les étoiles de masse intermédiaire perdent seulement une faible partie de leur masse en tant qu'étoiles de la séquence principale et sous-géantes, mais présentent une perte de masse significative comme géantes rouges[25].

La masse perdue par une étoile similaire au Soleil affecte la température et la luminosité de l'étoile quand elle atteint la branche horizontale, et les propriétés des étoiles du red-clump peuvent être utilisées pour déterminer la différence de masse avant et après le flash de l'hélium. La perte de masse des géantes rouges détermine également la masse et les propriétés des naines blanches qui se forment ensuite. La perte de masse des étoiles qui atteignent le sommet de la branche des géantes rouges est estimée à environ 0.2–0.25 M_☉. La plus grosse partie est perdue lors des derniers millions d'années avant le flash de l'hélium[26] - [27].

La perte de masse des étoiles plus massives qui quittent la branche des géantes rouges avant le flash de l'hélium est plus difficile à mesurer directement. La masse actuelle de variables Céphéides telles que δ Cephei peut être mesurée de façon précise car ce sont des binaires ou des étoiles pulsantes. D'après les modèles d'évolution, ces étoiles semblent avoir perdu environ 20 % de leur masse, la plus grande partie lors de la boucle bleue et particulièrement lors de pulsations sur la bande d'instabilité[28] - [29].