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 Une géante rouge

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MessageSujet: Une géante rouge   Sam 5 Sep - 8:08

Une augmentation de luminosité


La séquence principale est l’étape pendant laquelle une étoile tire son énergie de la fusion de l’hydrogène en hélium. Les réserves de carburant ne sont cependant pas illimitées. A mesure que le temps passe la concentration en hydrogène au centre de l’étoile baisse alors que la concentration en hélium augmente. Une conséquence importante de ce changement est une légère augmentation de la luminosité de l’étoile tout au long de sa vie sur la séquence principale.

En effet, puisque la fusion de l’hydrogène transforme quatre protons en un seul noyau d’hélium, le nombre de particules libres au centre de l’étoile baisse. Or, moins de particules signifie une pression plus faible. Pour résister au poids des couches externes, le noyau doit donc trouver un moyen de rétablir une pression suffisante. La solution qui s’offre à lui est de légèrement se contracter, ce qui fait augmenter la pression interne et l’étoile peut retrouver sa stabilité.

Du fait de la contraction, les couches d’hydrogène proches du noyau qui n’étaient pas encore suffisamment chaudes pour entretenir des réactions nucléaires le deviennent. Peu à peu la quantité d’hydrogène en fusion croît, ce qui se traduit par une lente augmentation de la luminosité de l’étoile.


La fin de la combustion au centre d’une l’étoile


Après une longue phase sur la séquence principale, un moment arrive finalement où la concentration en protons est trop faible au centre de l’étoile pour entretenir les réactions nucléaires : la combustion de l’hydrogène s’arrête au centre. L’étoile connaît alors une situation de crise. Sans énergie disponible, la pression interne chute, la gravité se retrouve sans obstacle, l’équilibre de l’étoile est rompu et l’intérieur de l’étoile commence à se contracter.

Cette contraction donne naissance à deux nouvelles sources d’énergie. D’abord, le noyau est en mesure de transformer une partie de son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Ensuite, une coquille d’hydrogène en fusion va apparaître. En effet, la région qui entourait le noyau est encore très riche en hydrogène car il ne s’y produisait pas de réaction. Du fait de la contraction de l’étoile, cette région voit sa température augmenter et atteindre rapidement le seuil nécessaire à la fusion. Apparaît ainsi autour du noyau éteint une fine coquille dans laquelle la fusion de l’hydrogène peut continuer.


La dilatation en géante rouge


L’étoile se retrouve pourvue de deux nouvelles sources d’énergie très puissantes. A cause de cet apport- et pour des raisons qui ne sont toujours pas très bien comprises – des couches de gaz sont expulsées vers l’extérieur. L’enveloppe de l’étoile commence à se dilater et l’astre devient bientôt une étoile géante.

En gagnant en volume, l’enveloppe perd en densité et en température. Cela se traduit par un changement de couleur vers le rouge. L’étoile quitte la séquence principale pour entrer dans un autre groupe du diagramme de Hertzsprung-Russell : les géantes rouges.

Un jour, d’ici environ cinq milliards d’années, le Soleil connaîtra lui-même ce destin. Il se transformera en une géante rouge qui englobera successivement les orbites de Mercure, de Vénus et de la Terre. Cet événement marquera la fin de la vie sur notre planète.


La fusion de l’hélium


Alors que l’enveloppe continue à se dilater, le noyau dominé par l’hélium continue à se contracter. Sa masse augmente encore grâce à l’hélium provenant de la coquille d’hydrogène en fusion. Arrive un moment où la température et la densité sont suffisantes pour que les noyaux d’hélium soient eux aussi en mesure de participer à des réactions nucléaires. A 100 millions de degrés, les conditions sont réunies pour que la fusion de l’hélium (connue sous le nom de processus triple alpha) se déclenche et fournisse une nouvelle source d’énergie à l’étoile.




L’étoile Beta Ceti observée par l’observatoire dans les rayons X Chandra en 2001. Le noyau de cette étoile a atteint les 100 millions de degrés et la fusion de l’hélium s’est déclenchée. Elle a maintenant dépassé le stade de géante rouge et est entourée d’une couronne extrêmement chaude émettant des rayons X


Mais l’hélium, tout comme l’hydrogène, est présent en quantité limitée. Sa combustion doit donc finalement s’arrêter, faute de carburant, et laisser la place à une nouvelle phase de la vie de l’étoile.

La durée de la phase sous forme de géante rouge est inférieure à celle de la vie sur la séquence principale. Pour une étoile comme le Soleil, la combustion de l’hydrogène dure environ 10 milliards d’années, alors que celle de l’hélium ne permet que deux milliards d’années supplémentaires.
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Une géante rouge
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