Une façon de vivre propre aux étoiles

La phase d'étoile géante (V)

Dans 4 milliards d'années soit environ 8.5 milliards d'années après sa naissance, une étoile de la masse du Soleil (0.5-2.5 M) aura transformé pratiquement tout l'hydrogène contenu dans son coeur en hélium dont la température sera d'environ 17 millions de degrés. Pour survivre, c'est-à-dire pour convertir ces "cendres d'hélium" à présent inactives en énergie et poursuivre ses réactions thermonucléaires, l'étoile doit trouver un moyen pour atteindre une température supérieure à 100 millions de degrés, en-dessous de laquelle la fusion de l'hélium ne se déclenche pas.

Pour y parvenir, le Soleil comme toutes les étoiles peu massives sera contraint de trouver les protons nécessaires à la réaction de fusion dans l'enveloppe périphérique d'hydrogène. Ce sera le début d'une transformation radicale

A ce stade, une étoile de masse équivalente à celle du Soleil va quitter la Séquence principale et évoluer vers la phase intermédiaire Post-Séquence principale où elle aura de nouveau tendance à suivre le trajet de Hayashi (cf. les protoétoiles) en se dirigeant vers la droite du diagramme H-R, dans la région des Sous-Géantes Rouges. Mais nous allons découvrir qu'elle dispose encore de ressources pour éviter une mort prématurée.

Le flash de l'hélium

Au début cette phase, la température du noyau de l'étoile géante 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 provoque 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. Ces réactions nucléaires en chaîne produisent plus d'énergie que nécessaire pour équilibrer la gravité de l'étoile. En d'autres termes l'étoile se trouve à nouveau dans un état de déséquilibre hydrostatique.

Dans le cas du Soleil, dans 4.5 milliards d'années soit 10 milliards d'années après sa naissance, la densité (masse volumique) dans son coeur atteindra environ 1000 g/cm³ soit sept fois supérieure à la densité actuelle (145.7 g/cm³). Son enveloppe d'hydrogène présentera une densité 10000 fois plus faible (0.1 g/cm³). Rappelons qu'aujourd'hui à 75% de la distance au centre du Soleil, la densité est de 0.2 g/cm³ soit 166 fois supérieure à la densité de l'atmosphère sur Terre au niveau de la mer (0.0012 g/cm³ ou 1.2 kg/m³) et chute à 10^-7g/cm³ sur la surface du Soleil.

Quand le Soleil approchera des 10.8 milliards d'années, la température de son noyau ainsi que sa densité vont commencer à augmenter à un taux exponentiel pour atteindre plus de 100 millions de degrés et une pression supérieure à 400000 g/cm³.

A de telles valeurs, les hélions sont capables de surpasser la répulsion électrique des noyaux et fusionner pour former du carbone-12. En fait, ils bénéficient des effets de la physique quantique qui deviennent dominants et notamment de la dégénérescence électronique. Que cache ce terme barbare ?

En vertu du principe d'exclusion de Pauli qui donne notamment sa cohésion à la matière, deux électrons ne peuvent occuper simultanément le même état quantique. Aux conditions de densité et de température qui règnent dans le coeur d'une étoile géante ou sur le point de l'être, tous les niveaux électroniques de faible énergie sont occupés et seuls les niveaux de haute énergie sont libres. Cela signifie que lorsqu'un gaz est trop comprimé, les électrons perdent leur capacité à échanger leur énergie. Concrètement, la pression exercée par les électrons n'obéit plus à la relation des gaz parfaits car elle est à présent indépendante de la température. Les électrons sont dans un état dit dégénéré (qu'on retrouve dans les étoiles naines, les étoiles neutrons et les pulsars). Le noyau ne contient plus un gaz de protons et d'électrons mais un gaz dégénéré de fermions qui a la particularité de résister à la compression, c'est la pression de dégénérescence électronique et l'étoile ne s'effondre plus.

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 (le sens même du diagramme H-R) à ce stade évolutif de l'étoile et les chercheurs doivent utiliser d'autres outils pour la modéliser. On y reviendra plus bas.

Du fait qu'il n'y a plus de relation entre la pression et la température, celle-ci augmente exponentiellement dans le noyau en provoquant un effet spectaculaire lié au déréglement du "thermostat" nucléaire.

Dans le cas du Soleil mais il concerne toutes les étoiles entre 0.5 et 2.5 M, dans 5.5 milliards d'années, lorqu'il sera âgé d'environ 11.3 milliards d'années, une nouvelle réaction thermonucléaire va s'amorcer dans le coeur de l'étoile.

Lorsque la température centrale dépassera 100 millions de degrés, là où l’Univers primordial n’avait pu franchir la fusion de l’hélium, l'étoile va réussir. 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.

La fusion de l'hélium est à présent possible et va littéralement démarrer au "quart de tour". En quelques secondes, la fusion de l'hélium va se propager dans tout le coeur qui représente plus de 0.5 M. Cette réaction extrêmement puissante et violente va générer 100 milliards de fois plus d'énergie que la réaction nucléaire de fusion de l'hydrogène, c'est-à-dire autant que 100 milliards d'étoiles comme le Soleil, bref autant qu'une galaxie concentré dans une seule étoile géante !

La fusion de l'hélium va produire du carbone et d'oxygène qui vous également s'accumuler dans le coeur, redonnant quelques années de répit à l'étoile AGB. Cette réaction est tellement rapide qu'on l'a baptisée le "flash de l'hélium". Elle dure environ 10000 ans pour une étoile de type solaire. La réaction s'interrompt lorsque l'énergie dégagée est supérieure à l'énergie de Fermi. Le gaz nucléaire dégénéré reprend ensuite une consistance classique faite de protons et d'électrons.

Son thermostat nucléaire est de nouveau bien réglé et l'étoile retrouve un nouvel état d'équilibre. Reportée dans le diagramme H-R, l'étoile n'avance plus vers la zone interdite de Hayashi et marque une pause en repartant horizontalement vers la gauche du diagramme sur la Branche Horizontale (HB). Pendant cette phase, l'énergie dégagée reste confinée dans le plasma stellaire et ne rayonne pas en surface. Cette phase "éclair" peut se répéter plusieurs fois avec autant de phases d'expansion et de contraction de sa surface, transformant l'astre en étoile variable.

Vidéos à télécharger : Stellar Structure and Evolution Simulator, J.Simon et al.

Programme à télécharger : StarClock

Simulation de l'évolution stellaire par Leos Ondra

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.

Notons que le flash de l'hélium ne se produit pas dans les étoiles dont la masse est supérieure à 2.5 M car elles sont suffisamment massives pour atteindre les niveaux de densité et de température nécessaires à la fusion de l'hélium.

Après avoir épuisé tout l'hélium contenu dans son noyau, l'étoile évolue vers la phase AGB (Branche Asymptotique des Géantes).

La phase AGB

La phase AGB se divise en deux parties :

1. La phase AGB précoce ou early-AGB (E-AGB)

2. La phase Post AGB ou AGB thermiquement pulsante (TP-AGB).

1. La phase E-AGB

Après avoir brûlé tout l'hélium contenu dans son coeur, l'étoile suit un parcours similaire à celui de la phase Post-Séquence principale : elle reprend l'ascension d'une branche des Géantes cette fois appelée la Branche des Géantes Asymptotiques Précoces (Early-AGB ou E-AGB) car son trajet dans le diagramme H-R est asymptotique (proche de la verticale et tendant vers l'infini) à la Branche des Géantes Rouges (RGB).

A ce stade, le coeur de l'étoile est constitué de cendres de carbone-oxygène inertes entouré d'une fine enveloppe d'hélium. Lorsque la luminosité de l'étoile atteint un certain seuil, la fusion de l'hydrogène se déclenche également dans une enveloppe entourant celle contenant notamment les cendres d'hélium. Toutefois, cette structure en double couche est thermiquement instable et conduit l'étoile vers la seconde phase du processus, la phase TP-AGB (Thermally Pulsing AGB).

2. La phase TP-AGB

Durant cette phase instable, la production d'énergie s'emballe dans couche périphérique d'hélium et se traduit par des pulses thermiques. Si l'étoile est peu massive (0.6-8 M), elle passera par une transformation physique violente qui sera plus calme chez les étoile massives marqué par une dilatation démesurée. En effet, en raison de la forte augmentation de sa densité et de sa température interne, l'étoile est en mesure de déclencher la fusion thermonucléaire de l'hélium dans l'enveloppe entourant le coeur.

La pression excercée par le rayonnement va repousser l'enveloppe extérieure de l'étoile. Ainsi, dans 5.5 milliards d'années, en l'espace de 100000 ans la taille du Soleil va doubler et sa luminosité deviendra 4 fois plus importante. Du fait de cette expansion, ses couches externes vont se refroidir et sa température effective au niveau de la photosphère va retomber à 4900 K et sa surface prendra une coloration orange pâle de classe spectrale K2. En même temps, sa luminosité va passer de 10 L au stade sous-géante à plus de 100 L durant la phase géante rouge.

Comme on le voit à gauche, dans le diagramme H-R, l'étoile géante se déplace vers le sommet de la Branche AGB, dans le coin supérieur droit, à une hauteur qui dépend de sa masse initiale.

Ensuite tout va s'accélérer. 600000 ans plus tard, 11.9 milliards d'années après sa naissance, le Soleil deviendra 47 fois plus grand qu'aujourd'hui, 414 fois plus lumineux et sa température effective retombera à 3786 K, de classe spectrale M3.

Finalement, 10000 ans plus tard quand il aura pratiquement atteint 12 milliards d'années (11.91), la taille du Soleil va devenir 173 fois plus importante qu'aujourd'hui et il sera 2741 plus lumineux. Sa température effective chutera jusqu'à environ 3200 K et sera de classe spectrale M9 (la dernière avant celle les étoiles massive carbonées).

C'est dans la zone située entre les enveloppes de fusion de l'hélium et de fusion de l'hydrogène que sont synthétisés le carbone et les éléments plus lourds que le fer. En effet, pendant la phase TP-AGB, les pulsations thermiques sont associées à la formation de carbone-12, fluor-19 et d'éléments plus lourds que le fer-56 grâce au "processus s" qui permet de produire des noyaux lourds par capture lente de neutrons (sur une période de 10-100 ans). Les effets de ce processus s apparaissent donc dans la signature spectrale des étoiles AGB.

Au-dessus de ces deux enveloppes He et H, l'atmosphère stellaire subit un brassage appelé le dragage superficiel par des mécanismes convectifs; la matière contenue près du noyau de l'étoile se mélange aux couches qui l'entourent, changeant sa composition que l'on peut observer dans les niveaux supérieurs. Ainsi, à côté des isotopes du carbone, l'étoile produit de grandes quantités de technetium-99 grâce au processus s et est un indicateur d'une nucléosynthèse récente.

Notons que les étoiles AGB sont également le siège des émissions maser (des lasers naturels) des molécules SiO, H₂O et OH. On trouve généralement ces émissions micro-ondes stimulées dans les nuages moléculaires et les zones riches en poussières émettant fortement en infrarouge.

Ces mécanismes se produisent dans toutes les sous-géantes rouges et géantes rouges de moins de 7-8 M et dont le coeur est porté à 300 millions de degrés où il complète la fusion de l'hélium en couche. Notons que des réactions complémentaires peuvent ensuite former des étoiles carbonées (des étoiles "froides" dont le spectre est dominé par les bandes moléculaires du C₂ et CN) et dont le rapport C/O > 1 à la surface de l'étoile (voir plus bas).

Durant cette phase, l'étoile géante est devenue une variable à longue période qui s'accompagne d'une importante perte de masse. 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 poussé par la pression interne. Selon sa masse initiale, une étoile peut perdre 50 à 70 % de sa masse durant la phase AGB.

Dans le cas du Soleil, du fait de son importante perte de masse, en vertu des lois de la mécanique céleste (cf. Kepler), les planètes géantes dériveront vers l'extérieur du système solaire, augmentant leur demi-grand axe et alongeant leur période de révolution. Cette perte de masse 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.

La phase géante rouge. Dans quelque 5 milliards d'années, le Soleil sera parvenu au seuil de la phase géante rouge. Son coeur ne contiendra des "cendres d'hélium" inutilisables, rendant l'étoile instable. Pour retrouver son équilibre hydrostatique, comme toutes les étoiles entre 0.5-2.5 masses solaires, le coeur du Soleil va se contracter, augmentant sa pression et sa densité. Lorsque le coeur dépassera 100 millions de K, le Soleil connaîtra plusieurs "flash de l'hélium" durant lesquels il pourra convertir ses "cendres d'hélium" en carbone et oxygène. Ces éléments s'accumuleront dans son coeur. En parallèle, la fusion de l'hydrogène va se poursuivre dans l'enveloppe qui entoure le noyau. Ces réactions produisent énormement de chaleur qui va dilater de manière phénoménale son enveloppe externe qui se refroidira en surface, atteignant à peine 3200 K. Lorsqu'il sera âgé d'environ 12 milliards d'années, le Soleil deviendra près de 200 fois plus grand et 3000 fois plus volumineux qu'aujourd'hui. Ensuite, n'ayant pas la masse suffisante pour poursuivre ces réactions, le Soleil va perdre une partie de son enveloppe extérieure dans l'espace et lentement se transformer en étoile naine pour finalement disparaître aux regards. Document T.Lombry.

L'enveloppe circumstellaire

En expulsant une fraction sensible de sa masse dans l'espace, une étoile AGB s'entoure d'une enveloppe riche en éléments issus de la transformation de l'hydrogène et de l'hélium en éléments plus lourds (métaux). Cette enveloppe circumstellaire étendue (CSE) présente une faible densité optique. En estimant qu'une étoile AGB moyenne survit 1 milliard d'années et présente un vent stellaire soufflant à 10 km/s, son enveloppe peut s'étendre sur 3x10¹⁴ km soit 30 années-lumière ! Notons toutefois qu'à cette distance la matière se mélange au milieu ambiant et devient indiscernable du milieu interstellaire. Il s'agit donc d'une distance maximale en assumant que le vent stellaire et le gaz interstellaire se déplacent à la même vitesse.

Du fait que l'étoile perd de la masse et est devenue gigantesque, elle se refroidit en surface jusqu'à 3000 ou 2000 K qui dépend de la quantité de gaz et de poussières contenues dans son enveloppe. De ce fait, l'étoile présence une enveloppe chimiquement et dynamiquement très particulière. Selon une étude publiée en 2000 par Franciska Kemper de l'Université d'Amsterdam et son équipe, au stade AGB une étoile présente les enveloppes et composantes suivantes illustrées par le schéma ci-dessous :

- Le coeur de cendres de carbone et d'oxygène dégénéré (qui formera la naine blanche)

- La double enveloppe nucléairement active de fusion de l'hélium entourée de celle de fusion de l'hydrogène

- L'enveloppe d'hydrogène convective

- L'enveloppe circumstellaire interne proche de la photosphère (entre 1-5 R*) à hautes densités et hautes température où se développe une chimie à l'équilibre thermodynamique local (ETL)

- L'enveloppe stellaire pulsante avec une chimie de choc exposant les molécules formées à l'ETL à de nouvelles conditions physiques hors équilibre

- L'enveloppe circumstellaire intermédiaire (entre 5-100 R*) où se forme la poussière chimiquement calme (formant des éléments stables comme le silicate (SiO), le carbone amorphe (AmC), le carbure de silicum (SiC), etc.

- L'enveloppe circumstellaire externe (à plus de 100 R*) en contact avec le champ de radiation interstellaire. Sous l'influence du rayonnement UV, il s'y produit une photodissociation moléculaire avec une chimie complexe basée sur des réactions entre ions et molécules.

Structure chimique d'une étoile AGB

Notons que l'enveloppe stellaire pulsante crée des ondes sonores qui se traduisent par une compression et une expansion périodique du milieu environnant. Ces ondes sonores sont amplifiées et génèrent des ondes de choc capables de déplacer la matière, provoquant un changement de densité dans la structure stellaire. Dans ces conditions, l'atmosphère étendue de l'étoiles commence à perdre sa masse et forme des couches successives de poussière qui finissent par échapper à l'attraction gravitationnelle de l'étoile. Celle-ci s'entoure alors d'une enveloppe circumstellaire dont les caractéristiques varient considérablement d'une étoile à l'autre en termes d'opacité, de géométrie, de chimie, etc.

C'est dans la zone de poussières de l'étoile AGB que les éléments réfractaires (par ex. fer, silicium, manganèse...) sont extraits de la phase gazeuse et se transforment en grains de poussière. C'est la raison pour laquelle les vents stellaires des étoiles AGB sont considérés comme étant les principaux sites cosmiques de formation de poussières dans l'univers. Le taux de perte de masse est tellement élevé (jusqu'à 10^-4 M/an soit 1 M en 10000 ans) qu'il détermine la luminosité maximale de l'étoile et contrôle ses futures phases évolutives. Cette perte de masse est tellement importante et rapide qu'elle peut totalement masquer l'étoile centrale et tout rayonnement provenant de l'étoile qui durant cette phase rayonne principalement dans le spectre visible et le proche infrarouge. Ce rayonnement est aborbé par le milieu circumstellaire et réémis à de plus grandes longueurs d'ondes.

La perte de masse est maximale en dessous de ~10¹⁵ cm du coeur de l'étoile soit en dessous de 10 R* où l'émission des masers SiO, H₂O et OH confirme que l'enveloppe interne présente une structure pratiquement sphérique sous 5 R* dans 70% des cas bien que présentant une intensité très irrégulière. Ceci signifie également que 30% des étoiles AGB de ce type ont une enveloppe de poussière non-homogène comme c'est le cas de R Sculptoris, CW Leonis (IRC+10216) et SAO 244567 présentées ci-dessous.

Description de quelques étoiles en fin de vie

Pour mieux comprendre concrètement comment se déroule la phase AGB et les processus qui la gouverne, prenons trois exemples emblématiques d'étoiles parvenues en fin de vie et ayant expulsé une fraction sensible de leur enveloppe.

CW Leonis

CW Leonis alias IRC+10216 présentée ci-dessous au centre est une étoile carbonée découverte en 1969 par une équipe d'astrophysiciens dirigée par Eric Becklin au moyen du télescope infrarouge de 1.6 m du Caltech installé au Mont Wilson. Cette étoile située à 490 années-lumière présente une température effective de seulement 2330 K et une masse d'environ 0.8 M. En revanche, selon une étude publiée en 2012 par E De Beck et son équipe, son rayon vaut 700 R et sa luminosité atteint environ 11300 L mais suit un cycle de pulsations de 649 jours au cours duquel sa luminosité varie entre 6250 L et un pic de 15800 L !

Sur base d'analyses spectrographiques et du calcul des rapports isotopiques du magnésium, on estime qu'originellement cette étoile devait avoir une masse comprise entre 3-5 M.

A voir : Coupe 3D par ALMA dans la structure de R Sculptoris

Evolution of SAO 244567

A gauche, l'enveloppe spiralée tridimensionnelle de l'étoile géante R Sculptoris observée en 2012 grâce au radiotélescope ALMA. Cette étoile AGB a subi une période d'explosions thermiques il y a environ 1800 ans qui a duré environ 200 ans. On pense qu'une étoile compagne a modelé le vent stellaire de R Sculptoris pour lui donner cette forme spiralée. Au centre, la structure non homogène de l'enveloppe de poussière éjectée par l'étoile carbonée CW Leonis, alias IRC+10216. C'est cette structure en coquilles multiples qu'on retrouve dans certaines nébuleuses planétaires comme NGC 6543 "L'oeil de chat". A droite, la bulle de gaz et de poussière formant la nébuleuse planétaire de la Raie (Stingray nebula) Hen 3-1357 éjectée voici 10300 ans par l'étoile SAO 244567 située dans la constellation de l'Autel (Ara). C'est la première fois qu'on observe ce phénomène dans une étoile de masse solaire au stade AGB. Documents ALMA/ESO, ICMM/CSIC et NASA/ESA/Hubble.

CW Leonis expulsa une enveloppe riche en carbone il y a plus de 69000 ans, expulsant entre 1-4x10^-5 M par an tandis que l'enveloppe étendue contient au moins 1.4 M. Au total, CW Leonis a déjà perdu entre un tiers et la moitié de sa masse. Cette enveloppe de gaz et de poussière s'étend actuellement sur environ 84000 UA et progresse à la vitesse de 91 km/s. Les arcs plus denses qu'on observe dans les anneaux concentriques seraient provoqués par le champ magnétique qui augmenterait ainsi la perte de masse de l'étoile.

L'enveloppe fut analysée en infrarouge jusqu'aux bandes submillimétriques (entre 52-631 microns soit entre 5765-475 GHz) grâce au radiotélescope IRAM de 30 m de diamètre et au télescope spatial Herschel. Son spectre présente de fortes raies d'émissions des molécules du CO et CCH typiques de l'émission d'une enveloppe CSE spatialement confinée. Cette coquille contient également de l'azote, de l'oxygène et du fer ainsi que des molécules de carbone, de silicium et de soufre (C₂H₂, CS, SiS, SiO), de l'acide cyanhydrique (HCN), de l'ammoniac (NH₃) et de l'eau (H₂O), ce qui est assez commun pour ce type d'étoile à cette température. Au total, près de 50 molécules ont été détectées dans le flux de matière éjecté par CW Leonis.

SAO 244567

Le cas de SAO 244567 présenté ci-dessus à droite est également très instructif. Il s'agit d'une étoile de classe spectrale B3e (classe B avec des raies d'émissions) dont la masse est similaire à celle du Soleil située dans la constellation de l'Autel (Ara) à 2700 années-lumière. En 2014, Nicole Reindl de l'Université de Leicester et ses collègues ont proposé un modèle qui a été remis à jour en 2016 dans un article publié dans les MNRAS. Selon Reindl, il y a environ 10300 ans SAO 244567 était arrivée au stade AGB. Elle enfla démesurément, son rayon atteignant brièvement 152 R et présentait une température effective de 3477 K. Durant cette phase, elle perdit la moitié de sa masse dans l'espace, formant la nébuleuse planétaire Hen 3-1357 de la Raie (Stingray nebula) qui l'entoure aujourd'hui et qui brille à la magnitude apparente de 10.7.

Comme le montre la vidéo présentée ci-dessus, SAO 244567 s'est ensuite recontractée. Il y a environ 1000 ans, son rayon était encore de 40 R et sa température effective était remontée à 6800 K. Au milieu du XX^e siècle, sa température augmenta jusqu'à 20000 K puis le flash de l'hélium s'est déclenché. Entre 1971 et 2002, sa taille s'est réduite à 4 R pour atteindre 1 R en 1991 et même 0.354 R en 2002 ! En même temps, sa température augmenta violemment, passant de 21000 K à 60000 K. Aujourd'hui, la température de SAO 244567 est retombée à 50000 K et son rayon a doublé, atteignant 0.7 R.

Selon les analyses spectrographiques réalisées avec le coronographe COS du Télescope Spatial Hubble, l'étoile est en train de se refroidir et de s'étendre. Selon les modèles, elle se transformera en géante rouge d'ici 500 ans avant que son coeur mis à nu se transforme peu après en naine blanche.

C'est la première fois qu'on observe ce phénomène dans une étoile de masse solaire car jusqu'à présent on n'observait ces nébuleuses planétaires qu'autour d'étoiles géantes massives, d'étoiles naines ou d'étoiles neutrons et autres pulsars. L'évolution de SAO 244567 est d'autant plus intéressante qu'elle nous renseigne précisément sur la manière dont évoluera le Soleil dans quelque 6 milliards d'années. On y reviendra.

IRAS 085544-4431

Ce système binaire présenté ci-dessous à gauche a éjecté un anneau de gaz et de poussière. Grâce à de telles images, les astronomes ont la possibilité de comparer ces systèmes avec les disques entourant les protoétoiles en formation. Il s'avère que les enveloppes de poussière entourant les vieilles étoiles AGB contiennent suffisamment de matière pour former une seconde génération de planètes. Plus que jamais, la possibilité d'une vie dans la zone habitable entourant les étoiles géantes même très âgées est une hypothèse tout à fait réaliste sur laquelle nous reviendrons.

A gauche, l'anneau de poussière éjecté par l'étoile principale du système binaire IRAS 08544-4431 photographié grâce au VLT. A droite, la très belle nébuleuse planétaire NGC 6326 d'environ 32" de diamètre et de magnitude 12.2 éjectée par une étoile géante en train de se transformer en étoile naine blanche située dans la constellation de l'Autel (Ara) à 11000 a.l. Son rayonnement UV illumine l'hydrogène (rouge) et l'oxygène ionisés (bleu). Documents ESO/DSS2 et NASA/ESA/Hubble.

En moyenne, la poussière circumstellaire représente à peine 1 % de la masse totale d'une étoile AGB et présente la même composition chimique que le gaz de l'atmosphère au temps où il fut éjecté, notamment en ce qui concerne l'abondance relative du carbone et de l'oxygène. Grâce à leurs émissions radioélectriques, les radioastronomes peuvent identifier les différentes signatures spectrales des molécules et atomes aux longueurs d'ondes millimétriques (2-100 microns) et montrent clairement qu'il existe par exemple différents types d'étoiles AGB, celles dont le rapport C/O < 1 (classe spectrale M), C/O ~1 (S) et C/O > 1 (C ou carbonées). De plus ces signatures sont très utiles pour identifier la composition chimique des grains de poussière, leur signature permettant également de tracer la température du milieu et indirectement la morphologie individuelle des grains de poussière.

A ce jour, les radioastronomes ont découvert plus de 70 molécules et 15 espèces différentes de poussières dans les enveloppes circumstellaires des étoiles AGB, y compris de la vapeur d'eau dans les étoiles carbonées dont CW Leonis (cf. L.Decin et al., 2010, APOD 2001).

C'est durant la phase AGB (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...

Malgré une température effective ne dépassant plus 3500 à 3000 K, les étoiles géantes rouges sont tellement volumineuses qu'elles illuminent le ciel pour citer Bételgeuse, Aldébaran ou Antarès : ce sont toutes des étoiles de premières grandeurs.

Parmi les 250 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 25 millions d'étoiles similaires à Bételgeuse dans notre Galaxie !

Evolution des étoiles massives

Selon sa masse, l'étoile se transformera soit en géante rouge (0.3 à 7 M) ou géante jaune, soit en supergéante rouge ou bleue (> 7 M) et évoluera pendant quelques millions d'années tout en haut du diagramme H-R (à droite pour les étoiles rouges, à gauche pour les étoiles bleues).

Si l’étoile est massive, entre 7 et 40 M sur la Séquence principale, 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. Exceptionnellement, si l'étoile se déplace rapidement, elle peut laisser un sillage de gaz derrière elle, comme on le voit ci-dessous avec Mira, o Ceti, qui est en phase TP-AGB.

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 et sa température effective est d'environ 2000 K. Cliquer ici pour visualiser une animation expliquant l'émission de matière, sur le site de la NASA. Document Caltech/GALEX.

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 supergéante 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 H-R l'étoile va infléchir sa trajectoire pour rejoindre la Branche horizontale des supergéantes des classes de luminosité I ou II (comme par exemple Déneb, Canopus ou l'étoile Polaire "Polaris"), c'est-à-dire qu'elle se trouve tout en haut du diagramme tout en se déplaçant plus ou moins loin vers la gauche en fonction de sa température. 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.

A voir : Découverte d'une étoile géante jaune, HR 5171 (2014)

Bételgeuse et Mira ceti A gauche, l'aspect général de Bételgeuse et de son halo. Située à environ 642 années-lumière, Bételgeuse est l'étoile la plus brillante de la constellation d'Orion. C'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. Sur base d'un diamètre angulaire de 40 mas (0.04") et de sa distance, elle présente un diamètre 600 fois supérieur à celui du Soleil, sa surface dépassant l'orbite de Mars (~2.7 UA), pour une masse environ 20 fois plus importante que celle du Soleil ! Cette photo historique fut prise le 15 janvier 1996 par A.Dupree du CfA avec le Télescope Spatial Hubble à 255 nm et présentée en fausses couleurs. Au centre, la surface de Bételgeuse photographiée en 2005 par interférométrie infrarouge à 1.64 microns par l'équipe de Xavier Haubois de l'Observatoire de Paris et les astronomes de l'Observatoire du Mont Hopkins révélant des zones brillantes de la taille de la distance Terre-Soleil. La surface effective de Bételgeuse est de 3600 K tandis que ces taches sont 500 K plus chaudes. Il pourrait s'agir de zones de convections. A droite du centre, l'atmosphère de Bételgeuse photographiée en 2009 en proche infrarouge sous différents filtres avec le VLT de 8.2 m équipé d'une optique adaptative. La résolution est de 37 mas (0.037" d'arc). On distingue des plumes de gaz qui s'étendent à plus de 3 diamètres de l'étoile soit plus de 50 UA, l'équivalent de la distance du Soleil à Pluton, mais dont on retrouve encore des traces à 100 diamètres de l'étoile. A l'extrême 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. Une étrange plume de gaz et de plasma se développe depuis sa surface qui pourrait provenir d'une interaction gravitationnelle avec une petite étoile naine blanche. Documents NASA/ESA/STScI/CfA, MMT/UAz/Obs.Paris-Meudon, ESO et CfA.

Si la masse de la supergéante bleue (classe spectrale O) atteint ou dépasse 30 M elle peut même se déplacer horizontalement à travers tout le diagramme H-R jusqu'à l'extrême gauche et se transformer en Wolf-Rayet (classe spectrale WN, WC). Leur masse initiale est comprise entre 15-25 M selon leur métallicité mais on pense qu'elle peut dépasser 50 ou 100 M sans que l'on connaisse leurs limites. Ce sont les étoiles les plus massives de l'univers.

Nous verrons dans le dernier chapitre page suivante comment les étoiles géantes terminent leur vie.

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 ordres. On assiste alors à l'apparition des étoiles GRB (éruptives gamma), des novae et supernovae. Ces phénomènes modifient radicalement la structure physique des étoiles au point de les faire exploser. Mais il existe un certains nombre d'objets ayant dépassé cette limite sans qu'on observe d'instabilités (cf. l'étude sur les "bulles de photons" de Jonathan Arons, 1992). On y reviendra lorsque nous discuterons de la diversité des étoiles et notamment des étoiles neutrons et des trous noirs.

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.

Les étoiles géantes : les limites des modèles astrophysiques

Nous avons vu à propos de la dégénérescence électronique qu'on observe dans les étoiles géantes (et les naines, voir plus loin), qu'on ne peut pas leur appliquer la relation Masse-Luminosité car l'énergie qu'elles émettent ne dépend presque plus des réactions de nucléosynthèse. Nous devons donc trouver d'autres méthodes pour comprendre leur évolution.

Simulateurs de l'évolution stellaire:

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

A gauche, en pointillé, l'évolution schématique du Soleil dans le diagramme H-R dès le moment où il quitte la Séquence principale. A droite, évolution d'une étoile de 15 masses solaires. Les époques sont exprimés en années depuis sa naissance. Etant donné sa masse (sa luminosité) élevée, son évolution est 800 fois plus rapide que celle du Soleil !

Le diagramme H-R 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 H-R. 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 les diagrammes présentés ci-dessus.

Pour les étoiles de plus de 10 M sur la Séquence principale, 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 H-R. 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 du diagramme H-R et devient très lumineuse.

A gauche, la surface de l'étoile géante rouge Antarès photographiée pour la première fois grâce au VLTI en 2017 (4 télescopes comprenant les VLT ou une combinaison des VLT et des télescopes auxiliaires offrant l'équivalent d'un télescope virtuel de 200 m de diamètre). Antarès est une étoile supergéante rouge de type spectral M1.5 Iab située à environ 550 années-lumière dans la constellation du Scorpion. Elle fait partie de l'association OB  du Scorpion-Centaure. Sa température effective est d'environ 3200 K. C'est une étoile variable lente irrégulière (cf. cet article) dont la magnitude apparente varie entre 0.6 et 1.6. Sa masse est d'environ 12 masses solaires pour un rayon 883 fois supérieur à celui du Soleil. Antarès compte parmi les étoiles les plus volumineuses et les plus massives et finira par exploser en supernova. Elle forme un système binaire avec une petite étoile blanche (B2.5V) de 7 masses solaires et de 18500 K de magnitude apparente 5.5 située à 2.89" (1990). Les analyses ont montré que le gaz est plus turbulent et de plus faible densité à grande distance du centre de l’étoile qu’on l'estimait. Les astronomes pensent qu'il existe des mouvements de matière similaires à la convection au sein des atmosphères étendues des supergéantes rouges. Au centre, une illustration artistique d'Antarès et de sa probable spectaculaire activité convective en surface. A droite, photo d'Antarès (à gauche de Mv ~1) enveloppée dans la nébuleuse de réflexion IC 4606 (en jaune) située non loin de l'amas globulaire M4 (en dessous, Mv. 5.9) et de l'étoile bleue Al Niyat (Mv. 3.05). Le champ couvre environ 3°. Voici une vue générale de la même région du ciel. Documents ESO et Ivan Eder.

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 (la branche asymptotique des géantes ou AGB sur laquelle nous reviendrons), en négligeant momentanément la perte de masse par vent stellaire. En un milliard d'années, l'étoile devient jusqu'à 10000 fois plus brillante mais se refroidit d'à peine 3-400 K comme on peut le voir sur les simulations précédentes.

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 où les étoiles massives peuvent subir des pulsations, 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 H-R 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 H-R).

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 H-R) tels ceux présentés à droite 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 7.7 et 20 M. Aucune de ces valeurs n'est fausse, chacune est déduite d'un modèle particulier dont généralement le lecteur 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 revues spécialisées telle que l'Astrophysical Journal ou Astronomy & Astrophysics, notamment les travaux de Meynet, Yi et leurs collègues.

Les étoiles les plus massives : les hypergéantes

A l’heure actuelle les astronomes ont découvert quelques étoiles dépassant 100 M. En voici trois hypermassives :

1. R136a1 

R136a1 est une étoile Wolf-Rayet qui brille à la magnitude apparente 12.8 dans l'amas ouvert R136 situé dans la nébuleuse de la Tarentule, alias 30 Doradus (A.D.: 5h 38m 42.43s, Dec.: -69° 06' 02.2"), et donc dans le Grand Nuage de Magellan, à 1650000 années-lumière. Elle fut découverte en juillet 2010 grâce au télescope VLT par une équipe d'astronomes dirigée par Paul Crowther de l'Université de Sheffield.

Selon Crowther, il s'agit d'une étoile hypergéante bleue âgée de 1.5 million d'années et présentant une température effective supérieure à 40000 K.

En début de cycle, elle présentait une masse maximale de 300 M mais a déjà perdu 55 M dans les premiers stades de son évolution. Sa masse actuelle serait donc de 245 M maximum avec une limite inférieure de 150 M si elle fait partie d'un système binaire, ce qui n'a jamais été observé. L'étoile perdrait 0.00005 M chaque année à travers le vent stellaire.

Sur base de sa masse, sa luminosité et sa température, elle est 35 fois plus volumineuse que le Soleil avec un diamètre de 48.7 millions de kilomètres (contre 1392000 km pour le Soleil) soit les 4/5^e de l'orbite de Mercure et brille comme 7.4 millions de soleils, soit 80 % de la luminosité d'Eddington !

Notons que dans les quelques parsecs (10 a.l.) autour de R136a1, la masse stellaire totale est estimée à 50000 M ce qui implique qu'un total d'environ 100000 étoiles se seraient formées ou sont en cours de formation. On en déduit que parmi celles-ci, une dizaines d'étoiles ont une masse supérieure à 100 M.

2. Eta Carinae

L'étoile η Carinae est située dans le complexe HII géant NGC 3372 de la constellation de la Carène, dans l'hémisphère Sud. Il s'agit d'une étoile hypergéante bleue dont la température effective atteint 80000 K. Elle présentait une masse d'environ 150 M en début de cycle et actuellement supérieure à 100 M. Elle brille comme 4 millions de soleils.

Cette étoile détient le record de taille : elle est 1755 fois plus grande que le Soleil avec un diamètre de 2.44 milliards de kilomètres ! Si on la plaçait à la place du Soleil, sa surface dépasserait l'orbite de Saturne (située à 1.42 milliard de km du Soleil) ! Si on représentait cette étoile par la plus grosse des pastèques, le Soleil serait encore cent fois plus petit qu'une tête d'épingle...

Cette étoile à l'agonie émet de violents vents stellaires à 2000 km/s et éjecte de grandes quantités de matière qui font ressembler son environnement à une nébuleuse planétaire bipolaire.

Les étoiles supermassives A gauche, Eta Carina, une étoile variable hypergéante qui présente aujourd'hui une masse d'au moins 100 masses solaires. 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 masses solaires 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/ESA/STScI/CXC et Don F.Figer/UCLA/NASA.

Notons qu'en 2007 les astronomes de l'Université de Montréal ont identifié dans la même nébuleuse de la Carène une seconde étoile hypermassive d'une masse de 114 M. Baptisée A1, il s'agit d'une binaire à éclipse dont le compagnon pèse 84 M. Ce système se trouve au centre de l'amas ouvert HD 97950, le plus dense de la Voie Lactée, situé lui-même au coeur de la région HII NGC 3603 dans la nébuleuse de la Carène.

3. Pistol

Pistol, l'étoile du Pisolet, a été découverte dans la constellation du Sagittaire en 1997. Il s'agit d'une hypergéante bleue dont la masse serait d’environ 100 M et qui brille comme 10 millions de soleils ! On estime qu'elle consomme en 6 secondes autant d'énergie que le Soleil en un an !

Dans ces conditions extrêmes, les lois de la physique sont sans équivoques : ces trois étoiles vont exploser un jour ou l'autre.

4. VY Canis Majoris

Enfin, précisons que les étoiles les plus massives ne sont pas toujours les plus volumineuses. Si η Carinae détient le record de taille avec 1755 fois le diamètre du Soleil (voir plus haut), l'outsider est l'étoile hypergéante rouge VY Canis Majoris (VY CMa) de classe spectrale M3/M4II. Elle présente une masse d'environ 30 à 40 M mais sa taille est 1420 fois supérieure à celle du Soleil : son diamètre atteint 1.97 milliard de kilomètres ! Si on plaçait VY CMa à la place du Soleil, sa surface dépasserait l'orbite de Jupiter !

Rappelons que la supergéante rouge Bételgeuse présente une masse ne dépassant pas 20 M et une taille 600 fois supérieure à celle du Soleil tandis qu'Antarès présente une masse de 15.5 M et une taille 883 fois supérieure à celle du Soleil. A côté d'elles, notre Soleil ressemble à une étoile naine. Telle est l'étonnante diversité des étoiles.

Dernier chapitre

Le crépuscule de la vie des étoiles

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