Géante rouge

Le stade de géante rouge est atteint par une étoile telle le Soleil en fin de vie. La contraction du noyau, à la recherche d'une source d'énergie autre que la fusion de l'hydrogène, s'accompagne de l'extension de l'enveloppe externe, et de vents stellaires importants, conduisant à l'apparition d'un nuage de poussières circumstellaires.

Nébuleuse planétaire

Une nébuleuse planétaire n'a rien à voir avec une planète, sinon qu'historiquement ce nom a été donnée par confusion observationnelle due à un manque de résolution angulaire.

Une étoile de masse inférieure à 1.5 masse solaire ayant fini de consommer tout son hydrogène, puis son hélium, voit son cœur s'effondrer et se transforme en naine blanche. Les couches externes, expulsées par la pression de radiation, s'étendent autour de l'étoile à une vitesse d'expansion de plusieurs dizaines de kilomètres par seconde. Cette région est ionisée sous l'action des photons ultraviolets émis par l'étoile devenue très chaude ().

Supergéante rouge

Les étoiles les plus massives atteignent le stade de supergéante rouge, telle Bételgeuse. Leur atmosphère, réagissant à la fusion des éléments de plus en plus lourds, atteint des tailles considérables, d'où leur dénomination.

L'hydrogène est épuisé

En fin de séquence principale, la plupart des enveloppes stellaires autour du noyau ne sont pas convectives, mais radiatives : l'énergie est évacuée par les photons, sans transport de matière, donc sans mélange. Dès lors, il est inéluctable que, l'hydrogène central arrive à épuisement. L'étoile quitte la séquence principale.

Les sous-géantes

Localisation des sous-géantes dans le diagramme HR.

Crédit : ASM

En fait durant cette phase, comme la suivante, l'hydrogène continue à brûler, mais en une fine couche autour du noyau d'hélium.

L'étoile se déplace dans le diagramme HR vers les faibles températures. La baisse de température et l'augmentation du rayon se compensent approximativement : l'évolution a lieu à luminosité quasi constante. C'est la phase de sous-géante.

La rupture de production d'énergie conduit à un déséquilibre de structure, et le noyau d'hélium se contracte pour tenter de retrouver un équilibre. En se contractant, il se réchauffe, et par réaction l'enveloppe extérieure s'étend, et bien sûr la détente s'accompagne d'un refroidissement.

Les branche des géantes rouges

Les étoiles de masse comparable à celle du Soleil voient leur atmosphère se dilater de plusieurs ordres de grandeur (en réponse au cœur d'hélium inerte qui se contracte, et toujours avec une couche d'hydrogène en fusion entre le cœur et l'enveloppe). La luminosité s'accroît considérablement : l'étoile parcourt la branche des géantes rouges.

Durant cette phase, l'étoile redevient entièrement convective, ce qui extrait les éléments lourds produits dans les couches internes vers les couches extérieures. C'est aussi une phase d'instabilité atmosphérique, s'accompagnant au sommet de la branche des géantes d'un fort taux d'éjection de masse, qui peut atteindre par an avec des vitesses d'éjection de l'ordre de 5 à . Cette perte de masse apparaît quand la gravité de surface de l'étoile est devenue très faible : les couches périphériques de l'enveloppe stellaire ne sont plus que très (trop) faiblement liées à l'étoile. L'étoile résiduelle a d'autant plus maigri qu'elle était peu massive au départ, ce qui conduit à des géantes rouges aussi peu massive 0.6 masse solaire après la perte de masse.

Au sommet de la branche des étoiles, les étoiles ont un rayon typiquement entre 100 et 200 fois le rayon solaire, un cœur d'hélium de plus en plus dense et chaud, et une masse allégée.

La fusion de l'hélium

La contraction du noyau d'hélium conduit à son fort réchauffement. Dès , la fusion de l'hélium peut conduire au carbone, par la réaction bilan : . L'étoile, retrouvant une source d'énergie, retrouve donc une situation d'équilibre. L'apport d'énergie de fusion de l'hélium provoque la dilatation du cœur et l'effondrement de l'enveloppe.

La fusion de l'hélium démarre dans des conditions différentes selon la masse de l'étoile. Une étoile peu massive présente un cœur dégénéré. Cette dégénérescence bloque la fusion de l'hélium, qui ne peut démarrer que dans des conditions brutales, le flash de l'hélium, dès lors qu'une température critique est atteinte. Les étoiles plus massives (de l'ordre de 2 fois la masse du Soleil) ont un cœur plus chaud, non dégénéré, et peuvent commencer la fusion de l'hélium graduellement.

Les étoiles qui brûlent leur hélium central s'accumulent sur le clump, l'extrémité la plus froide de la branche horizontale des géantes. Leur rayon vaut typiquement .

La branche asymptotique des géantes rouges

Lorsque l'hélium est épuisé dans le cœur, l'équilibre de l'étoile est perturbé. Sans source d'énergie interne, le cœur se contracte, et donc l'enveloppe recommence à s'étendre. Le mécanisme qui associe le contraction (dilatation) du cœur et la dilatation (contraction) conjointe de l'enveloppe est identique à celui à l'œuvre sur la branche des géantes.

Ce mécanisme de miroir comporte trois ingrédients : un cœur qui produit peu ou pas de l'énergie, une enveloppe essentiellement convective, et à l'interface une couche d'hydrogène en fusion. Si le cœur se contracte, la couche d'hydrogène voit sa température augmenter, et ceci provoque la dilation de l'enveloppe, et réciproquement.

Dans le diagramme HR, la branche asymptotique est parallèle à la branches des géantes rouges, un peu plus chaude. L'avenir de l'étoile dépend de sa masse. La perte de masse est aussi cruciale pour cette phase d'évolution.

La perte de masse pouvant durer jusqu'à un million d'années, ces étoiles de la branche asymptotique s'entourent progressivement d'une enveloppe qui peut atteindre plusieurs masses solaires, et des dimensions importantes, de l'ordre d'une année de lumière, contribuant ainsi à l'enrichissement du milieu interstellaire, avec des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium.

Fusion des éléments lourds

Si la masse de l'étoile (plus précisément, de ce qu'il en reste, car la perte de masse est importante au sommet de la branche asymptotique) est assez importante, le cœur pourra se contracter, à l'épuisement des éléments les plus légers, pour démarrer la fusion des éléments plus lourds.

La fusion du carbone ensuite conduit au néon, à l'oxygène. Tous les éléments jusqu'au fer peuvent ainsi être produits par fusion dans les étoiles les plus massives : une étoile massive est une usine à éléments lourds.

Nébuleuse planétaire

Position des étoiles centrales de nébuleuses planétaires dans le diagramme HR, issues de géantes rouges.

Crédit : ASM

Si la masse de l'étoile n'est pas trop importante, arrive un moment où la température centrale limitée ne permet plus de trouver de nouvelle source d'énergie. Seule subsiste la pression de dégénérescence des électrons pour soutenir l'étoile. Ses régions internes se contractent jusqu'à former une naine blanche, tandis que les couches externes expulsées par la pression de radiation donnent naissance à une nébuleuse planétaire.

Perte de masse

La perte de masse des étoiles géantes rouges est perceptible dans un diagramme rayon-masse obtenu par les données astérosismiques, d'après lesquelles on peut distinguer les étoiles montant la première branche des géantes rouges de celles qui, passées par le sommet de la branche des géantes et l'épisode correspondant de perte de masse, se retrouvent sur le clump et brûlent l'hélium. Alors que les étoiles qui montent la branche ont des masses de 1 à 2 fois la masse du Soleil, celles du clump peuvent avoir des masses plus petites. C'est la signature de la perte de masse.

Evolution des supergéantes

L'énergie gravitationnelle des étoiles les plus massives leur permet d'aborder la fusion des éléments les plus lourds.