Une façon de vivre propre aux étoiles La phase d'étoile géante (V) L'étoile solaire a quitté la Séquence principale voici un milliard d'année et a évolué dans une phase intermédiaire Post Séquence principale. La fusion thermonucléaire a raréfié l'hydrogène dans le coeur de l'étoile qui s'est transformé en hélium. L'étoile est donc contrainte de trouver les protons nécessaires à la réaction de fusion dans l'enveloppe périphérique d'hydrogène. Le flash de l'hélium En l'espace de 100 millions d'années, une nouvelle réaction thermonucléaire va s'amorcer dans le coeur de l'étoile, le flash de l'hélium. Au début de cette phase, la température du noyau est insuffisante pour amorcer la fusion de l'hélium mais les effondrements gravitationnels successifs et l'extension de la réaction proton-proton dans l'enveloppe entourant le noyau.ont provoqué une augmentation du taux de réactions nucléaires dans l'enveloppe ainsi que de la pression et de la température dans le coeur de l’étoile. L’énergie libérée va déclencher la réaction triple-alpha qui implique trois hélions pour former un noyau de carbone-12.

Le futur Soleil géante rouge tel qu'il sera dans 5 milliards d'années. L'eau et l'atmosphère sont en train de s'évaporer et localement les roches sont en fusion. La Lune sera probablement toujours présente mais 50000 km plus éloignée qu'aujourd'hui. Document T.Lombry.

Ces nombreuses réactions nucléaires produisent plus d'énergie que nécessaire pour équilibrer la luminosité de l'étoile. En d'autres termes l'étoile se trouve à nouveau dans un état de déséquilibre hydrostatique.

La température centrale atteint à présent 100 à 200 millions de degrés et là où l’Univers primordial n’avait pu franchir la fusion de l’hélium, l'étoile a réussi. Il est vrai qu'un étoile de type solaire dispose de milliards d’années pour réunir par hasard les hélions alors que l’on n’accorda pas plus de trois minutes à l’Univers primordial, l’expansion de l’Univers ayant éparpillé tous ses enfants endéans ce temps.

Ce processus transforme physiquement l'étoile. Dans le cas du Soleil, sa taille va devenir au moins 200 fois plus importante et il sera 2500 à 5000 fois plus lumineux qu'aujourd'hui. Sa température effective retombera à 3500 K. Dans son coeur la pression atteindra environ 1000 g/cm³ soit sept fois supérieure à la pression actuelle (145.7 g/cm³). Son enveloppe d'hydrogène présentera une pression 10000 fois plus faible (0.1 g/cm³). Rappelons qu'aujoud'hui à 75% de la distance au centre du Soleil, la pression est de 0.2 g/cm³ et chute à 10^-7g/cm³ en surface.

L'atmosphère des étoiles supergéantes rouges A gauche, la première image de l'atmosphère d'une étoile, celle de Bételgeuse, l'étoile principale de la constellation d'Orion réalisée le 15 janvier 1996 par A.Dupree du CfA avec le télescope Hubble. L'image a été enregistrée à 255 nm et présentée en fausses couleurs. Voici d'autres images en superrésolution. Située à environ 527 années-lumière, Bételgeuse est une étoile variable de classe spectrale M2 Iab dont la magnitude oscille entre 0.45 et 1.30. Elle compte parmi les 12 plus brillantes étoiles du ciel. Elle présente un diamètre 1130 fois supérieur à celui du Soleil, il atteint l'orbite de Saturne, pour une masse environ 20 fois plus importante que celle du Soleil ! A droite, Mira, une étoile variable située à 400 a.l. dans la constellation de la Baleine également photographiée par l'équipe du CfA. Elle est 700 fois plus grande que le Soleil. On découvre sur cette image une étrange plume de gaz et de plasma qui pourrait provenir d'une interaction gravitationnelle avec une petite étoile naine blanche. Mira émet également un long sillage de gaz (voir plus bas). Documents HST.

La fusion de l'hélium est tellement rapide qu'on l'a baptisée le "flash de l'hélium". Elle dure environ 10000 ans pour une étoile de type solaire. Dans le diagramme HR l'étoile se situe au sommet de la Branche Asymptotique des Géantes, AGB, dans le coin supérieur droit, à une hauteur qui dépend de sa masse initiale.

Cette phase "éclair" pourra se répéter plusieurs fois. Le Soleil devrait connaître 5 flashes de l’hélium successifs après lesquels il tentera de se stabiliser, provoquant une nouvelle contraction du noyau pour éviter d'exploser. Après chaque stabilisation il deviendra un peu plus petit, un peu plus chaud et d'une couleur un peu plus vive.

En attendant, comme l’étoile s'étend, elle se refroidit et sa surface devient rouge sombre. Selon sa masse, l'étoile se transformera soit en géante rouge (0.3 à 7 M_¤), soit en supergéante rouge ou bleue (> 7 M_¤). Malgré une température effective ne dépassant plus 3000 à 3500 K, ces étoiles géantes sont tellement volumineuses qu'elles illuminent le ciel pour citer Bételgeuse, Aldébaran ou Antarès : ce sont toutes des étoiles de premières grandeurs.

Pour les étoiles peu massives à l’image du Soleil, ayant entre 0.3 et 7 M_¤, durant cette phase instable l'atmosphère supérieure étant très éloignée de l'influence des forces gravitationnelles, le milieu se raréfie et se dissipe dans l'espace. L'étoile géante s'entoure alors d'un halo riche en éléments enrichis par la transformation de l'hydrogène et de l'hélium en éléments plus lourds (métaux).

Exceptionnellement, si l'étoile se déplace rapidement, elle peut libérer un sillage de gaz derrière elle, comme c'est le cas de Mira, o Ceti.

A lire : Découverte d'une queue dans le sillage de Mira Ceti

En 2007, une queue longue de 13 années-lumière a été découverte dans le sillage de Mira, o Ceti, grâce à un télescope grand-champ UV utilisé dans le cadre de l'expérience GALEX du Caltech. La queue uniquement visible en UV, est irrégulière, contient une boucle de gaz et des jets. Elle est constituée de carbone et de l'oxygène et d'autres éléments. C'est la première fois qu'on observe un tel phénomène autour d'une étoile. Cette matière au comportement turbulent a été libérée par Mira au cours des 30000 dernières années. Rappelons que Mira est une étoile variable géante rouge située à 400 a.l. qui se déplace à 130 km/s, 4 fois plus rapidement que le Soleil. Son diamètre est environ 700 fois supérieur à celui du Soleil pour une température effective de surface d'environ 2000 K. Cliquer ici pour visualiser une animation expliquant l'émission de matière, sur le site de la NASA. Document Caltech/GALEX.

Parmi les 100 milliards d'étoiles constituant la Voie lactée, à peine 1% des étoiles de la Séquence principale présentent une masse supérieure à 30 M_¤. On peut donc estimer qu'il existe environ 10 millions d'étoiles similaires à Bételgeuse dans notre Galaxie !

Si l’étoile est massive, entre 7 et 40 M_¤, le noyau devient si chaud qu'il fusionne de plus en plus rapidement, le plasma atteignant 300 à 500 millions de degrés. Cette phase d'étoile bleue est une étape critique car l'étoile est devenue tellement dense que les réactions nucléaires peuvent faire exploser le noyau. 

Les étoiles géantes bleues de 20 à 30 M_¤ sont à ce point chaudes et rayonnent des photons si intenses qu’elles perdent leur atmosphère tout au long de leur vie.

Si l'étoile a une masse supérieure à 40 M_¤, la nucléosynthèse finit par produire une réaction instable, car avec une masse aussi importante la gravitation arrive difficilement à équilibrer l'énergie cinétique des particules. Le comportement de cette étoile devient fort complexe. En général, il se caractérise par une séquence de contractions et de fusions nucléaires. Cette phase de combustion est très courte mais très intense. Dans les étoiles hypermassives, généralement bleues de la classe O, la température du noyau dépasse 700 millions de degrés.

La phase d'étoile géante a rendu l'étoile instable il lui faudra plusieurs millions d'années pour retrouver son calme et son équilibre hydrostatique au cours de la phase de fusion de l'hélium. Durant cette phase, sur le diagramme HR l'étoile va évoluer sur une pente parmi les classes de luminosité I ou II, c'est-à-dire tout en haut du diagramme tout en se déplaçant plus ou moins loin vers la gauche en fonction de sa masse. En fin de vie elle peut même se rapprocher de la Séquence principale tout en gardant une certaine distance, c'est-à-dire avec une luminosité bien plus importante qu'à l'époque de sa jeunesse. Nous verrons dans le dernier chapitre comment elle terminera sa vie.

Toutes les étoiles ayant vécu sur la Séquence principale connaissent une phase géante ou supergéante, prémices de l’épuisement de leur combustible. Cette évolution s'accompagne d'une perte de masse qui joue un rôle important dans la dynamique orbitale ainsi que nous le verrons lorsque nous discuterons dans un autre article de la définition de la zone habitable. En effet, en quittant la Séquence principale, une étoile comme le Soleil perdra au moins 28% de sa masse dans l'espace.

Programme à télécharger : StarClock

Simulation de l'évolution stellaire par Leos Ondra

C'est durant cette phase de géante (et celle de supernova) que les étoiles sont capables de synthétiser des gemmes et des pierres précieuses grâce à la liaison de l'oxygène avec les métaux, pour citer les oxydes de silicium, d'aluminium et de béryllium (saphir, rubis, émeraude, etc). S'il y a un peu d'eau, de l'opale (silice hydratée) peut même se former. Non seulement durant cette phase l'étoile géante brillera comme un rubis mais elle en produira également, sans oublier bien sûr quelques diamants si la température et la pression de son coeur sont suffisantes. Quand le poète dit que "les étoiles sont comme des diamants incrustés dans le velours noir du ciel", il n'est pas tellement loin de la vérité...

Particularités des étoiles géantes

La limite d'Eddington

La masse maximale d'une étoile n'est pas infinie mais dépend de la luminosité ou limite d'Eddington. Cette limite représente la luminosité maximale pouvant traverser un gaz en équilibre hydrostatique (formant une sphère). 

La valeur exacte de la limite d'Eddington dépend des propriétés chimiques des couches de gaz traversées. Ainsi les étoiles riches en hydrogène et en hélium de début de classe sont plus transparentes que les étoiles de fin de classe contenant du fer ou des molécules carbonées. En théorie, et on l'observe dans l'univers, les étoiles géantes bleues peuvent donc présenter des masses supérieures aux supergéantes rouges.

En utilisant la relation Masse-Luminosité, on peut calculer que cette limite se situe autour de 100 M_¤. En théorie, la masse maximale d'une étoile peut aller au-delà de 100 M_¤, mais avec des vents stellaires violents et des instabilités. 

Il arrive parfois que pendant une courte période à l'échelle astronomique, l'étoile hypermassive dépasse la limite d'Eddington de plusieurs facteurs. On assiste alors à l'apparition des étoiles GRB (éruptives gamma), aux novae et aux supernovae. Ces phénomènes modifient radicalement la structure physique des étoiles au point de les faire exploser. On y reviendra lorsque nous discuterons de la diversité des étoiles.

Comment calculer la limite d’Eddington ? Pour une étoile de 100 M_¤ dont la luminosité est de 100000 L_¤, on calcule la pression qu'offrent les photons lors du transfert de leur énergie aux électrons (eux-même reliés aux protons), impulsion transférée par diffusion Compton. La section efficace ou aire de diffusion de la réaction Compton photons-électrons est de 6.65x10^-29 m². On calcule ensuite le flux d'énergie par unité de surface (qui est proportionnel à la luminosité) et la fraction transférée par effet Compton à la matière. Quand cette énergie radiative est égale à l'énergie de liaison gravitationnelle, l’étoile ne peut plus retenir son enveloppe extérieure et explose. Elle libère ainsi une fraction de sa masse dans l’espace après quoi, si elle n’est pas détruite, elle peut retrouver un certain équilibre mais au prix d’une perte de plusieurs dizaines de masses solaires.

A voir : Interactive Guide to Stellar Evolution

Animation Flash préparée par Chandra

Les étoiles supermassives A gauche, Eta Carina, une étoile variable hypergéante qui présente aujourd'hui une masse d'au moins 100 M¤. Elle émet des vents à plus de 2000 km/s et beaucup de matière. Elle brille comme 4 millions de soleils à environ 9000 a.l. Son noyau présente une température de 60 millions de degrés. A droite, l'étoile Pistol située au centre de la Voie lactée présente une masse d'environ 100 M¤ et brille comme 10 millions de soleils ! Ces deux étoiles sont dans une phase cataclysmique très instable qui conduira vraisemblablement à leur explosion d'ici peu. Comme en témoignent ces photographies, elle ont déjà libéré dans l'espace une partie de leur atmosphère extérieure. Documents NASA/HST/Chandra et Don F.Figer/UCLA/NASA.

A l’heure actuelle les astronomes ont découvert très peu d’étoiles aussi massives; citons h Carina qui présentait une masse d'environ 150 M_¤ en début de cycle et actuellement supérieure à 100 M_¤ et qui brille comme 4 millions de soleils ! Elle émet actuellement de violents vents à 2000 km/s et éjecte de grandes quantités de matière. Citons également la dénommée Pistol découverte dans la constellation du Sagittaire en 1997, dont la masse serait d’environ 100 M_¤  et qui brille comme 10 millions de soleils ! Dans ces conditions limites, les lois de la physique sont claires : ces deux étoiles vont exploser un jour ou l'autre.

La dégénérescence électronique

Au cours de sa transformation en étoile géante, la contraction progressive du noyau va augmenter sa densité et sa température à un point tel que les noyaux d'hélium seront capables de surpasser la répulsion électrique et fusionner pour former du carbone-12. Physiquement parlant, le coeur des étoiles géantes est dans un état de dégénérescence électronique. De quoi s'agit-il ?

En vertu du principe d'exclusion de Pauli, deux électrons ne peuvent occuper simultanément le même état quantique. Le coeur d'une étoile géante est si dense que tous les niveaux électroniques de faible énergie sont occupés. Etant donné que seuls les niveaux de haute énergie sont libres, le coeur résiste à la compression, c'est la pression de dégénérescence électronique et l'étoile ne s'effondre plus.

Ce phénomène signifie concrètement que dans le coeur d'une étoile géante, la pression du gaz dégénéré n'obéit plus à la relation des gaz parfaits car elle est à présent indépendante de la température. Ce phénomène supprime un facteur clé dans le mécanisme de contrôle de la fusion de l'hydrogène qui existait lorsque l'étoile évoluait sur la Séquence principale. On ne peut donc plus appliquer la relation Masse-Luminosité aux étoiles géantes et nous devons trouver d'autres méthodes pour comprendre leur évolution. Voyons ceci en détail.

Les étoiles géantes : les limites des modèles astrophysiques

Le diagramme HR ne "fonctionne" que pour les étoiles thermonucléairement actives et difficilement pour les étoiles géantes ou les naines. Dans ces conditions on constate que les chiffres concernant leur masse ou leur luminosité varient d'un auteur à l'autre. L'explication est simple : il n'y a pas de consensus.

En effet, il n'existe aucun moyen de calculer directement la masse d'une étoile en dehors de la Séquence principale. Prenons un exemple pour bien saisir la difficulté du problème.

Une étoile comme le Soleil passe l'essentiel de sa vie sur la Séquence principale, puis, après épuisement de l'hydrogène de son noyau, les réactions thermonucléaires se poursuivent dans l'enveloppe de l'étoile qui commence à gonfler démesurément.

Durant cette phase qui se produit selon sa masse entre 1 million et 10 milliards d'années après sa naissance, l'étoile décrit un coude et commence à gravir la branche des géantes du diagramme HR. La luminosité de l'étoile augmente plus ou moins fort en fonction de sa masse initiale, et son indice de couleur se décale graduellement vers le rouge comme on peut le voir sur le diagramme présenté à gauche. Pour les étoiles de plus de 10 M_¤, après le flash de l'hélium on observe une série de pulsations de leur enveloppe qui provoque un va-et-vient de l'étoile entre la partie gauche et droite du diagramme HR. Le nombre d'aller et retour dépend de la masse de l'étoile; plus elle est massive plus elle prend de temps pour traverser le diagramme. Toutefois, au-delà de 20 M_¤ l'étoile ne migre plus totalement plus vers la droite mais se déplace au contraire fortement vers la partie bleue et devient très lumineuse.

Pour les étoiles de plus de 100 M_¤, les réactions nucléaires et leurs effets sont tellement violents que les étoiles évoluent très rapidement et finissent par exploser; c'est la supernova, phase durant laquelle l'étoile devient 1 million de fois plus lumineuse que sur la Séquence principale. SN1987A par exemple atteignit la magnitude absolue record de -7.9 !

Ainsi, une étoile de 1 M_¤ qui est d'un tempérament très calme, passe successivement par toutes les luminosités entre la luminosité solaire et celle du sommet de la branche des géantes (on néglige la perte de masse par vent stellaire). En un milliard d'années elle devient jusqu'à 10000 fois plus brillante mais se refroidit d'à peine 3-400 K comme on peut le voir sur les simulations suivantes.

Simulateurs de l'évolution stellaire:

MHHE/McGraw-Hill - Terry Herter/U.Cornell - S.Morgan/U.N.Iowa

En revanche, pour une étoile de 40 M_¤ la phase géante dure moins d'un million d'années, elle traverse toutes les classes spectrales et se refroidit de plus de 1000 K. Enfin, les hypergéantes bleues de plus de 100 M_¤ se décalent également vers les classes plus rouges durant environ 200000 ans puis leur enveloppe se recontracte, elles accusent un déplacement horizontal vers le bleu durant environ 500000 ans, phase durant laquelle elles deviennent encore plus chaudes et finissent généralement par exploser.

Durant cette phase instable, il n'y a donc plus de relation entre masse et luminosité, donc pas de formule. Ceci explique pourquoi les estimations de la masse ou de la luminosité des étoiles géantes reprises dans la littérature sont peu précises.

Pour tenter malgré tout de comprendre l'évolution des étoiles géantes, les astronomes sont obligés d'inventer des méthodes alternatives à la relation Masse-Luminosité pour préciser leurs caractéristiques.

Elles se basent toujours sur le diagramme HR mais une série de travaux préliminaires sont nécessaires avant d'obtenir un résultat. Ainsi, la luminosité d'une étoile géante se détermine soit par sa parallaxe trigonométrique (comparaison de sa magnitude absolue avec celle du Soleil ce qui permet d'estimer son facteur de luminosité) soit par sa parallaxe spectroscopique (mesure de sa magnitude visuelle et absolue ainsi que de son indice de couleur que l'on reporte dans un diagramme HR).

On peut avoir une estimation de la masse des étoiles géantes en reportant leur température effective et leur luminosité sur une grille de trajets évolutifs stellaires (les "evolutionary tracks" du diagramme HR) tels ceux présentés à gauche préparés par Catherine Pilachowski de l'Université d'Indiana. Dans le cas de Bételgeuse il faut les calculer pour une étoile de composition solaire, dont elle ne diffère pas fondamentalement.

D'autres auteurs, faisant d'autres hypothèses sur leurs modèles peuvent trouver des diagrammes d'évolution un peu différents, donnant des résultats différents. C'est ainsi qu'on obtient des valeurs de luminosité pour Bételgeuse oscillant entre 9000 et 56000 L_¤ et une masse variant entre 12 et 20 M_¤. Aucune de ces valeurs n'est fausse, chacune est déduite d'un modèle particulier dont généralement l'amateur ignore les caractéristiques s'il n'a pas consulté les articles originaux.

Pour les masses stellaires élevées, les hypothèses sont plus compliquées car il faut tenir compte des fortes pertes de masse en cours d'évolution. Les chiffres peuvent passer du simple au double.

Le sujet étant complexe, les solutions très techniques et peu intuitives, il y a peu ou pas de vulgarisation sur le sujet. Le lecteur qui souhaite plus d'information devra consulter des magazines spécialisés tels que l'Astrophysical Journal ou Astronomy & Astrophysics, notamment les travaux de Meynet, Yi et leurs collègues.

Dernier chapitre

Le crépuscule de la vie des étoiles