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Les géantes rouges


Aperçu
Les géantes rouges correspondent à une phase tardive et brève de l'évolution stellaire. Ce sont des étoiles excessivement lumineuses. Elles brillent souvent mille fois plus que notre Soleil, du fait de leur taille. Lorsque leur masse est équivalente à celle de notre étoile, les diamètres de ces astres s'échelonnent ordinairement entre cinquante et cent millions de kilomètres. Placés au centre du Système solaire, ces monstres engloberaient les orbites de Mercure et de Vénus. Quant aux étoiles initialement plus massives - les supergéantes -, elles peuvent gonfler, dès qu'elles parviennent au stade de géantes rouges, jusqu'à atteindre des diamètres de l'ordre de 500 millions de kilomètres.

Quelques exemples : Mira Ceti (Baleine) affiche un diamètre comparable à celui de l'orbite de notre planète; Ras Algethi (Hercule), possède un rayon supérieur à celui de l'orbite de Mars; Bételgeuse (Orion) et Antarès (Scorpion), sont 1200 plus grosses que le Soleil et contiendraient tout juste à l'intérieur de l'orbite de Jupiter.

Cette immensité fait des géantes et supergéantes rouges des objets très dilués, presque évanescents. On compare souvent la densité de l'enveloppe de ces astres au vide produit en laboratoire. C'est dire les drôles d'objets auxquels on a alors affaire! Mais, parce qu'elles offrent en même temps une très grande surface par la quelle le rayonnement peut les quitter, les géantes rouges brillent donc intensément... et se refroidissent au même rythme. Ainsi doivent-elles leur couleur à une température superficielle et relativement basse, de l'ordre de 2000 à 3000 K, à comparer aux 5500 K de notre Soleil.

Pour atteindre le stade de géante rouge, deux conditions doivent être remplies :
  • L'étoile doit avoir terminé la tâche qui, au total, aura occupé les neuf dixièmes de son existence, c'est-à-dire la combustion de l'hydrogène qu'elle renferme dans son coeur.
  • L'étoile doit avoir théoriquement une masse au moins égale à environ 0,3 masses solaires. Au-dessous, la combustion de l'hélium qui est la source d'énergie principale des géantes rouges ne peut avoir lieu. (En pratique, l'univers n'est pas suffisamment vieux pour qu'on y rencontre des étoiles ayant atteint ce stade et dont la masse serait inférieure à 0,8 masses solaires. C'est donc généralement à des étoiles relativement massives que l'on a affaire).
[L'évolution des étoiles]


Rouages
Chemins croisés
La phase de géante rouge commence par une dilatation de l'enveloppe d'une étoile en parallèle avec la contraction de son coeur (La Structure des étoiles) :

Pourquoi une dilatation de l'enveloppe?
Lorsque l'hydrogène contenu dans les régions centrales d'une étoile a été complètement transformé en hélium, le coeur stellaire, désormais incapable de soutenir le poids des couches stellaires extérieures, s'effondre sur lui-même. Une contraction qui s'avère aussi libératrice de chaleur (de l'énergie mécanique est transformée en énergie thermique par la compression). L'hydrogène qui se situe à la périphérie du noyau peut alors enclencher de nouvelles réactions de fusion. On parle alors d'une combustion en couche de l'hydrogène. L'énergie ainsi produite doit pouvoir être évacuée hors de l'étoile, à travers l'enveloppe. Celle-ci s'échauffe donc et se dilate considérablement. L'étoile gonfle jusqu'à ce que sa autorise un refroidissement efficace. Vue de l'extérieur, l'étoile a donc désormais l'aspect d'une géante rouge.

Que signifie la contraction du coeur?
Mais dans le coeur, la contraction se poursuit, conduisant à températures pouvant dépasser les cent millions de kelvins. Les noyaux des atomes d'hélium présents de le coeur peuvent à leur tour s'engager dans des réactions de fusion thermonucléaires. Des noyaux atomiques de plus en plus lourds (carbone, oxygène, silicium, etc.) seront ainsi synthétisés, jusqu'à la combustion complète de l'hélium (et éventuellement pour les étoiles très massives des autres éléments apparus en cours de processus). Vue de l'intérieure, une géante rouge est typiquement une étoile occupée à la combustion de l'hélium contenu dans son coeur.
[La nucléosynthèse stellaire]
Comment le stade de géante rouge se termine-t-il?
Les étoiles les plus massives quittent rapidement leur statut de géantes rouges pour exploser en supernovae. Celles dont la masse est inférieure, à l'instar du Soleil, finissent après quelques centaines de millions d'années, par se défaire de leur enveloppe. Celle-ci formera une nébuleuse planétaire. Leur noyau devient pour sa part une naine blanche.
[Les supernovae]

[Les naines blanches]

Le flash final d'hélium

En 1996, l'astronome amateur Yukio Sakuraï est tout occupé à photographier un coin de Voie Lactée, dans la constellation du Sagittaire. Soudain, alors que l'aube commence déjà à poindre, il repère sur un cliché, un peu au nord-ouest de l'amas ouvert-M 23, une étoile qui n'était pas là la veille, ni les nuits précédentes. En général, quand un astre semble ainsi surgir subitement des ténèbres, on peut sans trop de risques affirmer que l'on a affaire à une nova. Mais cette fois, les télescopes professionnels, aussitôt avertis, montrent autre chose. Dabord une petite auréole de lumière qui encercle l'Étoile de Sakuraï et, surtout, un spectre riche en carbone et très étrange. De mémoire d'astronome on n'avait observé cela qu'une seule fois auparavant. C'était en 1919, en 1919, dans la constellation de l'Aigle.

On sait aujourd'hui que dans un cas comme dans l'autre, c'est à la mort en direct d'une géante rouge que l'on a assisté. Le phénomène concerne en fait des étoiles d'une masse au moins deux à trois fois supérieure à celle du Soleil, mais inférieure à celle qui aboutit à l'explosion en supernova (soit au-delà de huit à dix masses solaires). Pour ces astres intermédiaires, la les atomes d'hélium produits par la combustion en couche de l'hydrogène évoquée plus haut finissent fusionner à leur tour pour fabriquer des atomes de carbone. Mais cette réaction, qui se produit ainsi en périphérie, se révèle explosive et produit de grandes quantités de noyaux de carbone. On assiste une déflagration spectaculaire qui disperse dans l'espace l'enveloppe de l'étoile et le carbone qui vient d'être fabriqué. Ce flash d'hélium explique aussi bien le sursaut de luminosité de l'étoile, que son spectre très spécial.

[Les novae]


Mise en ordre
Variations en rouge
Au fur et à mesure qu'elles vieillissent, les géantes rouges subissent une hémorragie croissante de la matière de leur enveloppe. Une supergéante bien mûre comme Bételgeuse (Orion) perd ainsi actuellement un milliard de milliards de tonnes par seconde de matière (soit l'équivalent de la masse de la Terre en moins de deux heures). C'est beaucoup. La perte de masse par l'expulsion progressive de l'enveloppe est en mettre en relation avec les instabilités dont sont le siège géantes rouges et les variations d'éclat qui s'ensuivent. La classification des variables géantes rouges repose sur la régularité ou non de leurs fluctuations d'éclat.

[Les étoiles variables]
Les variables à longue période
Les variables rouges à longue période sont des supergéantes. Leur éclat apparent varie régulièrement et dans des proportions considérables, en général plus de 2 ou 3 magnitudes, au cours de cycles compris pour la plupart entre deux mois et cinq ans. Un des faits notables concernant ces objets est cependant que leur dissipation d'énergie, si on la considère dans l'ensemble des longueurs d'onde ( la notion de magnitude bolométrique), n'est pas réellement variable. Ce qui évolue au cours des fluctuations, c'est le domaine du spectre dans lequel le maximum d'émission se produit, et cela en parallèle avec des indices d'une expansion de l'enveloppe.
Aujourd'hui, l'idée de pulsation de l'enveloppe des géantes rouges est contestée. On invoque plutôt des pulsations qui ne concerneraient que les régions les plus profondes de l'étoiles et rappelleraient celles des céphéides. Ces oscillations provoqueraient dans l'enveloppe stellaire des ondes de chocs. Et ce serait plutôt la propagation de ces dernières dans l'enveloppe qui feraient croire à des pulsations de grande envergure.

Les variables rouges à longue période sont réparties en fonction de leur classe spectrale (la lettre e utilisée pour les types Me et Se rappelle que l'on a affaire à des spectres en émission).
  • Le type Me rassemble autour de 90% des variables à longue période. Le prototype de ces étoiles est Mira Ceti (l'étoile Omicron de la Baleine)
  • Le type Se, correspondant à des périodes souvent plus longues que celles du type précédent, est représenté par Khi Cygni (Cygne).
  • Le type C rassemble, pour sa part des étoiles sensiblement plus froides et donc rouges que la grande majorité des géantes rouges. Cette température basse permet l'apparition dans le spectre de bandes caractéristiques du carbone. Exemple R Leporis (Lièvre).

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Les semi-régulières
Les courbes de lumière de ces variables, auxquelles appartiennent Antarès (Scorpion) et Bételgeuse (Orion), sans être vraiment régulières - parfois des périodes de grand calme s'instaurent entre deux variations très amples et brusques - semblent cependant obéir à des cycles plus ou moins marqués compris en général entre un mois et trois ans. Près de mille objets de ce type sont répertoriés dans le Voie Lactée. On les classe en quatre familles.
  • Sous-type SRa - Exemple : T Centauri (Centaure).
  • Sous-type SRb - Exemple : R Lyrae (Lyre) (à ne pas confondre avec RR Lyrae!).
  • Sous-type Src - Exemple : Mu Cephei (Cephée).
  • Sous-type Srd - Exemple : UU Herculis (Hercule). Il s'agit ici d'étoiles plutôt jaunes que rouges en vérité, et ressemblant aux RV Tauri.
Et toutes les autres...
Mentionnons encore les variables irrégulières, dont un exemple est donné par Aldébaran (Taureau), et qui présentent de faibles variations d'éclat sans périodicité claire.
[Les variables pulsantes]

20 géantes rouges variables

V max = magnitude au moment du maximum d'éclat, Ampl. = amplitude des variations (différence des magnitudes entre le minimum et le maximum), T (j.) = période en jours décimaux.
Type Sous-type Étoile Constellation
max.
Ampl. T (j.)
Longue 
période
Me Mira Ceti 
R Hydrae 
R Leonis 
S Carinae
Baleine
Hydre
Lion
Carène
2,0 
3,0 
4,4 
4,5
8,2 
8,0 
6,9 
5,4
331,6 
388,0 
312,6 
149,5
Se Khi Cygni 
R Geminorum 
R Andromedae
Cygne
Gémeaux
Andromède
3,2 
6,0 
6,0
10,9 
8,0 
8,9
406,8
369,6 
409,0
C R Leporis 
U Cygni
Lièvre
Cygne
5,5 
6,7

4,7
432,5 
464,6
Semi- 
régulières
SRa T Centauri Centaure 5,5 3,5 90,6
SRb R Lyrae 
g Herculis
Lyre
Hercule
3,9 
5,7
1,1 
1,5
46 
70
SRc Bételgeuse 
Antarès 
Ras Algethi 
Mu Cephei
Orion
Scorpion
Hercule
Céphée
0,42 
0,88 
3,06 
3,65
0,9 
0,9 
1,0 
1,5
2070 
1733 
130 
730
SRd UU Herculis Hercule 8,5 2,1 71,90
Irrégulières
-
Aldébaran 
Lambda Velorum 
Bêta Gruis
Taureau
Voiles
Grue
0,78 
2,14 
2,7
0,15 
0,12 
0,1


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