Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Étoiles de faible masse : Géants rouges et nains blancs

Le chemin \u00e9volutif suivi par les \u00e9toiles de type Soleil apr\u00e8s l'\u00e9puisement de l'hydrog\u00e8ne du noyau, se terminant en naines blanches compactes

Lorsqu'une \u00e9toile de type Soleil ou une autre \u00e9toile de faible masse (environ \u22648 M\u2295) termine sa vie sur la s\u00e9quence principale, elle ne meurt pas en supernova. Au lieu de cela, elle suit une voie plus douce mais toujours dramatique : elle se dilate en g\u00e9ante rouge, allume l'h\u00e9lium dans son noyau et finit par rejeter ses couches externes, laissant derri\u00e8re elle une naine blanche compacte. Ce processus d\u00e9termine le destin de la plupart des \u00e9toiles de l'univers, y compris notre Soleil. Nous examinerons ci-dessous chaque \u00e9tape de l'\u00e9volution d'une \u00e9toile de faible masse apr\u00e8s la s\u00e9quence principale, r\u00e9v\u00e9lant comment ces changements restructurent la structure interne, la radiation et le destin final de l'\u00e9toile.

1. Aper\u00e7u de l'\u00e9volution des \u00e9toiles de faible masse

1.1 Limites de masse et dur\u00e9es de vie

Les \u00e9toiles consid\u00e9r\u00e9es comme "de faible masse" ont g\u00e9n\u00e9ralement une masse comprise entre environ 0,5 et 8 masses solaires, bien que les limites exactes d\u00e9pendent des d\u00e9tails de l'allumage de l'h\u00e9lium et de la masse finale du noyau. Dans cette gamme de masse :

  • La supernova par effondrement du noyau est tr\u00e8s peu probable ; ces \u00e9toiles ne sont pas assez massives pour former un noyau de fer qui s'effondrerait ensuite.
  • Les restes de naines blanches sont le r\u00e9sultat final.
  • Longue vie sur la s\u00e9quence principale : Les \u00e9toiles de masse inf\u00e9rieure, proches de 0,5 M\u2295, peuvent passer des dizaines de milliards d'ann\u00e9es sur la s\u00e9quence principale, tandis qu'une \u00e9toile de 1 M\u2295, comme le Soleil, y reste environ 10 milliards d'ann\u00e9es [1].

1.2 \u00c9volution apr\u00e8s la s\u00e9quence principale en bref

Apr\u00e8s l'\u00e9puisement de l'hydrog\u00e8ne du noyau, l'\u00e9toile traverse plusieurs \u00e9tapes importantes :

  1. Combustion de l'hydrog\u00e8ne dans l'enveloppe : Le noyau d'h\u00e9lium se contracte, tandis que la couche de combustion de l'hydrog\u00e8ne pousse les couches externes vers la g\u00e9ante rouge.
  2. Allumage de l'h\u00e9lium : Lorsque la temp\u00e9rature du noyau atteint environ ~108 K, la synth\u00e8se de l'h\u00e9lium commence, parfois de mani\u00e8re explosive - le soi-disant "flash d'h\u00e9lium".
  3. Branche asymptotique des g\u00e9antes (AGB) : Phases ult\u00e9rieures de combustion, y compris la combustion de l'h\u00e9lium et de l'hydrog\u00e8ne dans les couches au-dessus du noyau carbone-oxyg\u00e8ne.
  4. Rejet de la n\u00e9buleuse plan\u00e9taire : Les couches externes de l'\u00e9toile sont doucement rejet\u00e9es, formant une belle n\u00e9buleuse et laissant le noyau comme naine blanche [2].

2. Phase de la g\u00e9ante rouge

2.1 Sortie de la s\u00e9quence principale

Lorsque l'\u00e9toile de type Soleil \u00e9puise son hydrog\u00e8ne du noyau, la synth\u00e8se passe \u00e0 l'enveloppe environnante. Comme il n'y a pas de synth\u00e8se dans le noyau d'h\u00e9lium inerte, celui-ci se contracte sous l'effet de la gravit\u00e9, ce qui fait monter la temp\u00e9rature. Pendant ce temps, la de l'\u00e9toile se dilate consid\u00e9rablement, ce qui fait que l'\u00e9toile devient :

  • Plus grande et plus lumineuse : les rayons peuvent augmenter de dizaines à des centaines de fois.
  • Surface fraîche : la température de la couche étendue diminue, donnant à l'étoile une teinte rouge.

Ainsi, l'étoile devient un géante rouge sur la branche des géantes rouges (RGB) du diagramme H–R [3].

2.2 Combustion de l'hydrogène dans l'enveloppe

À ce stade :

  1. Contraction du noyau d'hélium : Le noyau de cendres d'hélium se contracte, et la température monte jusqu'à ~108 K.
  2. Combustion de l'enveloppe : L'hydrogène brûle intensément dans une fine couche proche du noyau, provoquant souvent une forte émission de rayonnement.
  3. Expansion de la couche externe : L'énergie supplémentaire provenant de la combustion de la couche repousse les couches externes, et l'étoile monte sur la branche des géantes rouges.

L'étoile peut passer des centaines de millions d'années sur la branche des géantes rouges, formant progressivement un noyau d'hélium dégénéré.

2.3 Flash d'hélium (étoiles ~2 M⊙ ou plus petites)

Dans les étoiles dont la masse est ≤2 M⊙, le noyau d'hélium devient dégénéré électroniquement – ce qui signifie que la pression quantique des électrons s'oppose à une compression supplémentaire. Lorsque la température atteint une limite critique (~108 K), la synthèse de l'hélium s'enflamme de manière explosive dans le noyau – c'est le flash d'hélium, libérant une bouffée d'énergie. Ce flash élimine la dégénérescence et réorganise la structure de l'étoile sans rejet catastrophique de la couche externe. Les étoiles de masse plus élevée allument l'hélium plus doucement, sans flash [4].

3. Branche horizontale et combustion de l'hélium

3.1 Synthèse de l'hélium dans le noyau

Après une détonation d'hélium ou un allumage doux, un noyau de combustion de l'hélium stable se forme, où se produit la synthèse de 4He → 12C, 16O, principalement via le processus triple-alpha. L'étoile s'adapte à ce nouvel état stable sur la branche horizontale (dans les diagrammes H–R des groupes d'étoiles) ou dans le red clump pour les masses légèrement plus faibles [5].

3.2 Durée de la combustion de l'hélium

Le noyau d'hélium est plus petit et atteint une température plus élevée que pendant la phase de combustion de l'hydrogène, mais la synthèse de l'hélium est moins efficace. Par conséquent, cette phase dure généralement environ 10 à 15 % de la durée de vie de la séquence principale de l'étoile. Au fil du temps, un noyau inerte de carbone-oxygène (C–O) se forme, empêchant finalement la synthèse d'éléments plus lourds dans les étoiles de faible masse.

3.3 Allumage de la couche de combustion de l'hélium

Lorsque la réserve centrale d'hélium s'épuise, la couche de combustion de l'hélium s'enflamme autour du noyau carbone-oxygène déjà formé, poussant l'étoile vers la branche asymptotique des géantes (AGB), connue pour ses surfaces brillantes et fraîches, ses fortes pulsations et sa perte de masse.

4. Branche asymptotique des géantes et éjection de la couche externe

4.1 Évolution AGB

Au stade AGB, la structure de l'étoile se caractérise par :

  • Noyau C–O : Noyau inerte et dégénéré.
  • Avec des couches de combustion d'hélium et d'hydrogène : Couches de combustion qui provoquent un comportement pulsatoire.
  • Avec une énorme couche externe : Les couches externes de l'étoile gonflent jusqu'à des rayons gigantesques, avec une gravité de surface relativement faible.

Les pulsations thermiques dans la couche d'hélium peuvent provoquer des processus d'expansion dynamiques, entraînant une perte de masse significative via des vents stellaires. Cette éruption enrichit souvent le milieu interstellaire en carbone, azote et éléments du processus s formés lors des flashs de la couche [6].

4.2 Formation des nébuleuses planétaires

Finalement, l'étoile ne peut plus retenir ses couches externes. Le super vent final ou l'éjection de masse pulsée révèle le noyau chaud. La couche externe éjectée brille en rayons UV émis par le noyau chaud de l'étoile, créant une nébuleuse planétaire – souvent une enveloppe complexe de gaz ionisés. L'étoile centrale devient essentiellement un proto-nain blanc, brillant intensément en UV pendant des dizaines de milliers d'années, tandis que la nébuleuse continue de s'étendre.

5. Résidu de nain blanc

5.1 Composition et structure

Lorsque la couche externe éjectée se dissout, le noyau dégénéré restant apparaît comme un nain blanc (BN). En général :

  • Nain blanc carbone–oxygène : La masse finale du noyau de l'étoile est ≤1,1 M⊙.
  • Nain blanc hélium : Si l'étoile a perdu sa couche externe tôt ou était en interaction binaire.
  • Nain blanc oxygène–néon : Dans des étoiles un peu plus massives, proches de la limite supérieure de masse nécessaire à la formation d'un BN.

La pression de dégénérescence électronique soutient le BN contre l'effondrement, déterminant des rayons typiques d'environ la même taille que la Terre, avec des densités à partir de 106 jusqu'à 109 g cm−3.

5.2 Refroidissement et durées de vie des BN

La naine blanche rayonne l'énergie thermique restante sur des milliards d'années, refroidissant et s'estompant progressivement :

  • Lumière initiale est moyenne, principalement rayonnante dans la bande optique ou UV.
  • Sur des dizaines de milliards d'années, il s'estompe jusqu'à devenir une « naine noire » (hypothétique, car l'univers n'est pas assez vieux pour que les BN soient complètement refroidies).

En l'absence de fusion nucléaire, le rayonnement des BN diminue car la chaleur stockée est libérée. En observant les séquences de BN dans les amas d'étoiles, les astronomes calibrent l'âge des amas, car les BN refroidis sont plus froids dans les amas plus anciens [7,8].

5.3 Interactions binaires et nova / supernova de type Ia

Dans les systèmes binaires proches, la naine blanche peut accréter de la matière de l'étoile compagne. Cela peut provoquer :

  • Nova classique : Ruée thermonucléaire à la surface du BN.
  • Supernova de type Ia : Si la masse du BN approche la limite de Chandrasekhar (~1,4 M⊙), une détonation du carbone peut détruire complètement le BN, créant des éléments plus lourds et libérant une énorme énergie.

Ainsi, la phase BN peut avoir des conséquences dramatiques supplémentaires dans les systèmes multiples, mais isolément elle ne fait que refroidir indéfiniment.

6. Preuves observées

6.1 Diagrammes couleur-amplitude des amas d'étoiles

Les données des amas ouverts et globulaires montrent des branches distinctes « branche des géantes rouges », « branche horizontale » et « séquence de refroidissement des naines blanches », reflétant la trajectoire évolutive des étoiles de faible masse. En mesurant l'âge de torsion de la séquence principale et la distribution de rayonnement des BN, les astronomes confirment les durées de vie théoriques de ces phases.

6.2 Enquêtes sur les nébuleuses planétaires

Les enquêtes d'imagerie (par exemple, avec le télescope Hubble ou des télescopes terrestres) révèlent des milliers de nébuleuses planétaires, chacune avec une étoile centrale chaude se transformant rapidement en naine blanche. Leur diversité morphologique – allant des formes annulaires aux bipolaires – montre comment l'asymétrie du vent, la rotation ou les champs magnétiques peuvent façonner les structures gazeuses expulsées [9].

6.3 Distribution des masses des naines blanches

De grandes enquêtes spectroscopiques montrent que la plupart des BN se concentrent autour de 0,6 M⊙, ce qui correspond aux prévisions théoriques pour les étoiles de masse moyenne. La rareté des BN près de la limite de Chandrasekhar correspond également aux limites de masse des étoiles qui les forment. Les lignes spectrales détaillées des BN (par exemple, des types DA ou DB) fournissent des informations sur la composition du noyau et l'âge de refroidissement.

7. Conclusions et recherches futures

Les étoiles de faible masse, comme le Soleil, suivent une trajectoire bien comprise après l'épuisement de l'hydrogène :

  1. Branche des géantes rouges : Le noyau se contracte, la couche externe se dilate, l'étoile rougit et s'éclaircit.
  2. Brûlure de l'hélium (branche horizontale / amas rouge) : Le noyau enflamme l'hélium, et l'étoile atteint un nouvel équilibre.
  3. Branche asymptotique des géantes : Cycle double d'activité de combustion en couches autour d'un noyau C–O dégénéré, se terminant par une forte perte de masse et le rejet de la nébuleuse planétaire.
  4. Naine blanche : Le noyau dégénéré reste comme un résidu compact de l'étoile, qui se refroidit et s'éteint lentement au fil des âges.

Le travail continu affine les modèles de perte de masse des AGB, les caractéristiques des éclairs d'hélium dans les étoiles à faible métallicité et la structure complexe des nébuleuses planétaires. Les observations issues d'enquêtes multi-longueurs d'onde, de l'astérosismologie et des données de parallaxe améliorées (par exemple, de Gaia) aident à confirmer les durées de vie théoriques et les processus internes. Par ailleurs, l'étude des systèmes binaires proches révèle les causes des novas et des supernovas de type Ia, soulignant que toutes les BN ne refroidissent pas silencieusement – certaines subissent des explosions.

Essentiellement, les géantes rouges et les naines blanches décrivent les derniers chapitres de la plupart des étoiles, témoignant que l'épuisement de l'hydrogène n'est pas la fin de l'étoile, mais un tournant assez dramatique vers la combustion de l'hélium et, finalement, le refroidissement progressif du noyau dégénéré. Comme notre Soleil s'approche de cette voie sur plusieurs milliards d'années, cela rappelle que ces processus façonnent non seulement des étoiles individuelles, mais aussi des systèmes planétaires entiers et l'évolution chimique plus large des galaxies.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Structure interne des étoiles. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). « Évolution stellaire sur la séquence principale et au-delà. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). « Enveloppes circumstellaires et perte de masse des géantes rouges. » Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). « Éclair d'hélium dans les étoiles géantes rouges. » Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). « Mélange d'hélium dans l'évolution des géantes rouges. » The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). « Évolution de la branche asymptotique des géantes. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). « Naines blanches : recherches au nouveau millénaire. » Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). « Un regard à l'intérieur de l'étoile : astrophysique des naines blanches. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). « Formes des nébuleuses planétaires et leur formation. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Retour au blog