Géante rouge

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

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].

Le chemin que prend une étoile sur la branche des géantes rouges dépend de sa masse. Pour les étoiles de moins de 2 ${\displaystyle M_{\odot }}$[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].

Les différentes couches de nucléosynthèse à l'intérieur d'une géante rouge massive.

Pour les étoiles ayant une masse supérieure à 8 ${\displaystyle M_{\odot }}$, 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.

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 ${\displaystyle M_{\odot }}$ s'effondre en étoile à neutrons. Tout comme les étoiles de plus de 25 ${\displaystyle M_{\odot }}$ avec une faible composition en hélium et hydrogène. Par contre, les étoiles de plus de 25 ${\displaystyle M_{\odot }}$ qui ont une faible métallicité finissent en un trou noir[27].

: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

• (en) I. -J. Sackmann, A. I. Boothroyd et K. E. Kraemer, « Our Sun. III. Present and Future », The Astrophysical Journal, vol. 418,‎ 1993, p. 457 (DOI 10.1086/173407, Bibcode 1993ApJ...418..457S)
• (en) David R. Alves et Ata Sarajedini, « The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump », The Astrophysical Journal, vol. 511, n^o 1,‎ 1999, p. 225–234 (DOI 10.1086/306655, Bibcode 1999ApJ...511..225A, arXiv astro-ph/9808253)
• (en) G. Laughlin, P. Bodenheimer et F. C. Adams, « The End of the Main Sequence », The Astrophysical Journal, vol. 482, n^o 1,‎ 1997, p. 420–432 (DOI 10.1086/304125, Bibcode 1997ApJ...482..420L)
• (en) Martin Schwarzschild, « On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants », Astrophysical Journal, vol. 195,‎ janvier 1975, p. 137–144 (DOI 10.1086/153313, Bibcode 1975ApJ...195..137S)
• Marc Séguin et Benoît Villeneuve, Astronomie et astrophysique, Éditions du Renouveau Pédagogique, 2002, 2^e éd., 618 p. (ISBN 978-2-7613-1184-7), p. 270 à 276

• Étoile géante
• Branche des géantes rouges
• Branche horizontale
• Branche asymptotique des géantes