Géante rouge

cette image suit la vie d’une étoile semblable au soleil, de sa naissance sur le côté gauche du cadre à son évolution en une géante rouge sur la droite après des milliards a évolué à partir d’étoiles de la séquence principale avec des masses comprises entre environ 0,3 m☉ et environ 8 M.., Lorsqu’une étoile se forme initialement à partir d’un nuage moléculaire qui s’effondre dans le milieu interstellaire, elle contient principalement de l’hydrogène et de l’hélium, avec des traces de « métaux » (dans la structure stellaire, il s’agit simplement de tout élément qui n’est pas de l’hydrogène ou de l’hélium, c’est-à-dire un numéro atomique Ces éléments sont tous uniformément mélangés dans toute l’étoile. L’étoile atteint la séquence principale lorsque le noyau atteint une température suffisamment élevée pour commencer à fusionner de l’hydrogène (quelques millions de kelvins) et établit un équilibre hydrostatique., Au cours de sa vie de séquence principale, l’étoile convertit lentement l’hydrogène dans le noyau en hélium; sa vie de séquence principale se termine lorsque presque tout l’hydrogène dans le noyau a été fusionné. Pour le Soleil, la durée de vie de la séquence principale est d’environ 10 milliards d’années. Les étoiles plus massives brûlent de manière disproportionnée plus rapidement et ont donc une durée de vie plus courte que les étoiles moins massives.

lorsque l’étoile épuise le combustible hydrogène de son noyau, les réactions nucléaires ne peuvent plus continuer et le noyau commence donc à se contracter en raison de sa propre gravité., Cela apporte de l’hydrogène supplémentaire dans une zone où la température et la pression sont suffisantes pour que la fusion reprenne dans une coquille autour du noyau. La coquille à combustion d’hydrogène entraîne une situation qui a été décrite comme le principe du miroir; lorsque le noyau à l’intérieur de la coquille se contracte, les couches de l’étoile à l’extérieur de la coquille doivent se dilater. Les processus physiques détaillés qui provoquent cela sont complexes, mais le comportement est nécessaire pour satisfaire la conservation simultanée de l’énergie gravitationnelle et thermique dans une étoile avec la structure de la coquille., Le noyau se contracte et se réchauffe en raison du manque de fusion, de sorte que les couches externes de l’étoile se dilatent considérablement, absorbant la majeure partie de l’énergie supplémentaire de la fusion de la coquille. Ce processus de refroidissement et d’expansion est l’étoile sous-géante. Lorsque l’enveloppe de l’étoile se refroidit suffisamment, elle devient convective, l’étoile cesse de se dilater, sa luminosité commence à augmenter et l’étoile monte la branche géante rouge du diagramme de Hertzsprung-Russell (H–R).,

Le chemin d’évolution de l’étoile prend comme il se déplace le long de la rouge-la branche des géantes dépend de la masse de l’étoile. Pour le soleil et les étoiles de moins d’environ 2 M the le noyau deviendra suffisamment dense pour que la pression de dégénérescence électronique l’empêche de s’effondrer davantage. Une fois le noyau dégénéré, il continuera à chauffer jusqu’à ce qu’il atteigne une température d’environ 108 K, suffisamment chaude pour commencer à fusionner l’hélium en carbone via le processus triple-alpha., Une fois que le noyau dégénéré atteint cette température, le noyau entier commencera la fusion de l’hélium presque simultanément dans un soi-disant flash d’hélium. Dans les étoiles plus massives, le noyau qui s’effondre atteindra 108 K avant d’être suffisamment dense pour être dégénéré, de sorte que la fusion de l’hélium commencera beaucoup plus doucement et ne produira aucun flash d’hélium. La phase de fusion de l’hélium central de la vie d’une étoile est appelée la branche horizontale dans les étoiles pauvres en métal, ainsi nommée parce que ces étoiles se trouvent sur une ligne presque horizontale dans le diagramme H–R de nombreux amas d’étoiles., Les étoiles à fusion d’hélium riches en métal se trouvent plutôt sur la touffe dite rouge dans le diagramme H-R.

Un processus analogue se produit lorsque l’hélium central est épuisé et que l’étoile s’effondre à nouveau, provoquant la fusion de l’hélium dans une coquille. En même temps, l’hydrogène peut commencer la fusion dans une coquille juste à l’extérieur de la coquille d’hélium en combustion. Cela place l’étoile sur la branche géante asymptotique, une deuxième phase de géante rouge. La fusion de l’hélium entraîne l’accumulation d’un noyau carbone–oxygène. Une étoile en dessous d’environ 8 M☉ ne commencera jamais la fusion dans son noyau dégénéré carbone–oxygène., Au lieu de cela, à la fin de la phase asymptotique-géante-branche, l’étoile éjectera ses couches externes, formant une nébuleuse planétaire avec le noyau de l’étoile exposé, devenant finalement une naine blanche. L’éjection de la masse extérieure et la création d’une nébuleuse planétaire mettent fin à la phase géante rouge de l’évolution de l’étoile. La phase de la géante rouge ne dure généralement qu’environ 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 géante se déroulent des dizaines de fois plus rapidement.

Si l’étoile a environ 0,2 à 0.,5 M☉, il est assez massifs pour devenir une géante rouge, mais n’a pas assez de masse pour initier la fusion de l’hélium. Ces étoiles « intermédiaires » refroidissent quelque peu et augmentent leur luminosité mais n’atteignent jamais la pointe de la branche géante rouge et le flash du noyau d’hélium. Lorsque l’ascension de la branche géante rouge se termine, ils gonflent leurs couches externes un peu comme une étoile à branche géante post-asymptotique et deviennent ensuite une naine blanche.,

les étoiles qui ne deviennent pas géantes rougesmodifier

Les Étoiles de très faible masse sont entièrement convectives et peuvent continuer à fusionner l’hydrogène en hélium pendant un billion d’années jusqu’à ce que seule une petite fraction de l’étoile entière soit de l’hydrogène. La luminosité et la température augmentent régulièrement pendant ce temps, tout comme pour les étoiles de la séquence principale plus massives, mais la durée de temps impliquée signifie que la température augmente finalement d’environ 50% et la luminosité d’environ 10 fois., Finalement, le niveau d’hélium augmente au point où l’étoile cesse d’être entièrement convective et l’hydrogène restant enfermé dans le noyau est consommé en seulement quelques milliards d’années supplémentaires. En fonction de la masse, la température et la luminosité continuent d’augmenter pendant un certain temps pendant la combustion de la coquille d’hydrogène, l’étoile peut devenir plus chaude que le soleil et des dizaines de fois plus lumineuse que lors de sa formation bien que toujours pas aussi lumineuse que le soleil. Après quelques milliards d’années supplémentaires, ils commencent à devenir moins lumineux et plus frais, même si la combustion de la coquille d’hydrogène continue., Ceux-ci deviennent des naines blanches d’hélium frais.

Les Étoiles de très grande masse se développent en supergéantes qui suivent une piste évolutive qui les emmène horizontalement sur le diagramme H-R, à l’extrémité droite constituant des supergéantes rouges. Ceux-ci finissent généralement leur vie en tant que supernova de type II. Les étoiles les plus massives peuvent devenir des étoiles Wolf–Rayet sans devenir des géants ou des supergéantes.