22.1 : Évolution de la séquence principale aux géantes rouges

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Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

Expliquer la séquence principale de l'âge zéro
Décrire ce qui arrive aux étoiles de la séquence principale de différentes masses lorsqu'elles épuisent leur réserve d'hydrogène

L'un des meilleurs moyens d'obtenir un « instantané » d'un groupe d'étoiles est de tracer leurs propriétés sur un diagramme H—R. Nous avons déjà utilisé le diagramme H—R pour suivre l'évolution des protoétoiles jusqu'à ce qu'elles atteignent la séquence principale. Nous allons maintenant voir ce qui va se passer ensuite.

Une fois qu'une étoile a atteint la phase principale de sa vie, elle tire son énergie presque entièrement de la conversion de l'hydrogène en hélium par le biais du processus de fusion nucléaire dans son cœur (voir The Sun : A Nuclear Powerhouse). L'hydrogène étant l'élément le plus abondant dans les étoiles, ce processus peut maintenir l'équilibre de l'étoile pendant longtemps. Ainsi, toutes les étoiles restent sur la séquence principale pendant la majeure partie de leur vie. Certains astronomes aiment appeler la phase de séquence principale « adolescence prolongée » ou « âge adulte » de l'étoile (poursuivant notre analogie avec les étapes de la vie humaine).

Le bord gauche de la bande de la séquence principale dans le diagramme H—R est appelé séquence principale d'âge zéro (voir la figure de\(18.4.1\) la section 18.4). Nous utilisons le terme âge zéro pour indiquer le moment où une étoile cesse de se contracter, se fixe dans la séquence principale et commence à fusionner l'hydrogène dans son cœur. La séquence principale de l'âge zéro est une ligne continue du diagramme H—R qui indique où se trouvent des étoiles de masses différentes mais de composition chimique similaire lorsqu'elles commencent à fusionner de l'hydrogène.

Comme seulement 0,7 % de l'hydrogène utilisé dans les réactions de fusion est converti en énergie, la fusion ne modifie pas sensiblement la masse totale de l'étoile pendant cette longue période. Il modifie toutefois la composition chimique de ses régions centrales où se produisent les réactions nucléaires : l'hydrogène s'épuise progressivement et l'hélium s'accumule. Ce changement de composition modifie la luminosité, la température, la taille et la structure intérieure de l'étoile. Lorsque la luminosité et la température d'une étoile commencent à changer, le point qui représente l'étoile sur le diagramme H—R s'éloigne de la séquence principale de l'âge zéro.

Les calculs montrent que la température et la densité dans la région interne augmentent lentement à mesure que l'hélium s'accumule au centre d'une étoile. À mesure que la température augmente, chaque proton acquiert en moyenne plus d'énergie de mouvement ; cela signifie qu'il est plus susceptible d'interagir avec d'autres protons et, par conséquent, le taux de fusion augmente également. Pour le cycle proton-proton décrit dans The Sun : A Nuclear Powerhouse, le taux de fusion augmente à peu près comme la température jusqu'à la quatrième puissance.

Si la vitesse de fusion augmente, la vitesse à laquelle l'énergie est générée augmente également et la luminosité de l'étoile augmente progressivement. Au début, cependant, ces changements sont minimes et les étoiles restent dans la bande de séquence principale sur le diagramme H—R pendant la majeure partie de leur durée de vie.

Exemple\(\PageIndex{1}\) : température des étoiles et taux de fusion

Si la température d'une étoile devait doubler, de quel facteur sa vitesse de fusion augmenterait-elle ?

Solution

Puisque le taux de fusion (comme la température) atteint la quatrième puissance, il augmenterait d'un facteur 2, ⁴, soit 16 fois.

Exercice\(\PageIndex{1}\)

Si le taux de fusion d'une étoile augmentait 256 fois, de quel facteur la température augmenterait-elle ?

Réponse: La température augmenterait d'un facteur 256 ^0,25 (c'est-à-dire ^la racine 4 de 256), soit 4 fois.

Durée de vie de la séquence principale

Le nombre d'années pendant lesquelles une étoile reste dans le groupe de la séquence principale dépend de sa masse. On pourrait penser qu'une étoile plus massive, contenant plus de carburant, durerait plus longtemps, mais ce n'est pas si simple. La durée de vie d'une étoile à un stade donné de son évolution dépend de la quantité de combustible nucléaire dont elle dispose et de la rapidité avec laquelle elle utilise ce combustible. (De la même manière, la durée pendant laquelle les gens peuvent continuer à dépenser de l'argent dépend non seulement de la quantité d'argent dont ils disposent, mais aussi de la rapidité avec laquelle ils le dépensent. C'est pourquoi de nombreux gagnants de loterie qui continuent à dépenser à fond se retrouvent rapidement à nouveau pauvres.) Dans le cas des étoiles, les étoiles les plus massives consomment leur combustible beaucoup plus rapidement que les étoiles de faible masse.

La raison pour laquelle les étoiles massives sont si dépendieuses est que, comme nous l'avons vu plus haut, le taux de fusion dépend très fortement de la température centrale de l'étoile. Et qu'est-ce qui détermine la température des régions centrales d'une étoile ? Il s'agit de la masse de l'étoile : le poids des couches supérieures détermine le niveau de pression dans le noyau : une masse plus élevée nécessite une pression plus élevée pour l'équilibrer. Une pression plus élevée, à son tour, est produite par une température plus élevée. Plus la température est élevée dans les régions centrales, plus l'étoile traverse rapidement son réservoir d'hydrogène central. Bien que les étoiles massives contiennent plus de combustible, elles le brûlent si prodigieusement que leur durée de vie est bien plus courte que celle de leurs homologues de faible masse. Vous pouvez également comprendre maintenant pourquoi les étoiles de la séquence principale les plus massives sont également les plus lumineuses. Comme de nouvelles stars du rock avec leur premier album de platine, ils dépensent leurs ressources à un rythme effarant.

Les durées de vie des séquences principales d'étoiles de différentes masses sont répertoriées dans le tableau\(\PageIndex{1}\). Ce tableau montre que les étoiles les plus massives ne passent que quelques millions d'années sur la séquence principale. Une étoile d'une masse solaire y reste environ 10 milliards d'années, tandis qu'une étoile d'environ 0,4 masse solaire a une durée de vie de séquence principale d'environ 200 milliards d'années, soit plus que l'âge actuel de l'univers. (Gardez toutefois à l'esprit que chaque étoile passe la majeure partie de sa durée de vie totale sur la séquence principale. Les étoiles consacrent en moyenne 90 % de leur vie à fusionner pacifiquement de l'hydrogène pour former de l'hélium.)

Tableau\(\PageIndex{1}\) : Durée de vie des étoiles de la séquence principale
Type spectral	Température de surface (K)	Masse (Masse du soleil = 1)	Durée de vie sur la séquence principale (années)
O5	54 000	40	1 million
B0	29 200	16	10 millions
A0	9600	3.3	500 millions
F0	7350	1,7	2,7 milliards
G0	6050	1.1	9 milliards
K0	5240	0,8	14 milliards
M0	3750	0,4	200 milliards

Ces résultats ne présentent pas uniquement un intérêt académique. Les êtres humains se sont développés sur une planète autour d'une étoile de type G. Cela signifie que la durée de vie stable de la séquence principale du Soleil est si longue qu'elle a laissé suffisamment de temps à la vie sur Terre pour évoluer. Lorsque vous recherchez une vie intelligente comme la nôtre sur des planètes autour d'autres étoiles, ce serait une grosse perte de temps de rechercher des étoiles de type O ou B. Ces étoiles restent stables pendant une période si courte que le développement de créatures suffisamment compliquées pour suivre des cours d'astronomie est très peu probable.

De l'étoile de la séquence principale au géant rouge

Finalement, tout l'hydrogène du cœur d'une étoile, où il est suffisamment chaud pour les réactions de fusion, est épuisé. Le noyau ne contient alors que de l'hélium, « contaminé » par le faible pourcentage d'éléments plus lourds que l'étoile a dû utiliser au départ. L'hélium contenu dans le cœur peut être considéré comme la « cendre » accumulée lors de la « combustion » nucléaire de l'hydrogène au cours de la phase de séquence principale.

L'énergie ne peut plus être générée par la fusion de l'hydrogène dans le cœur de l'étoile, car tout l'hydrogène a disparu et, comme nous le verrons, la fusion de l'hélium nécessite des températures beaucoup plus élevées. Comme la température centrale n'est pas encore assez élevée pour faire fondre l'hélium, il n'existe aucune source d'énergie nucléaire pour fournir de la chaleur à la région centrale de l'étoile. La longue période de stabilité prend fin, la gravité reprend le dessus et le noyau commence à se contracter. Une fois de plus, l'énergie de l'étoile est partiellement fournie par l'énergie gravitationnelle, de la manière décrite par Kelvin et Helmholtz (voir Sources de soleil : énergie thermique et gravitationnelle). À mesure que le cœur de l'étoile se rétrécit, l'énergie de la matière qui tombe vers l'intérieur est convertie en chaleur.

La chaleur ainsi générée, comme toute chaleur, s'écoule vers l'extérieur vers un endroit où il fait un peu plus frais. Au cours du processus, la chaleur augmente la température d'une couche d'hydrogène qui a passé tout le temps de la séquence principale juste à l'extérieur du cœur. Comme une doublure qui attend dans les coulisses d'un spectacle à succès de Broadway une chance de gloire et de gloire, cet hydrogène était presque (mais pas tout à fait) assez chaud pour se fondre et participer à l'action principale qui soutient la star. Maintenant, la chaleur supplémentaire produite par le rétrécissement du noyau place cet hydrogène « au-delà de ses limites », et une couche de noyaux d'hydrogène située juste à l'extérieur du cœur devient suffisamment chaude pour que la fusion de l'hydrogène puisse commencer.

La nouvelle énergie produite par la fusion de cet hydrogène s'écoule maintenant vers l'extérieur de cette coque et commence à chauffer les couches de l'étoile les plus éloignées, provoquant leur expansion. Pendant ce temps, le noyau d'hélium continue de se contracter, produisant plus de chaleur tout autour de lui. Cela entraîne une plus grande fusion dans la coque d'hydrogène frais à l'extérieur du cœur (Figure\(\PageIndex{1}\)). La fusion supplémentaire produit encore plus d'énergie, qui s'écoule également dans la couche supérieure de l'étoile.

alt — Figure les couches d'\(\PageIndex{1}\)étoiles pendant et après la séquence principale. (a) Au cours de la séquence principale, une étoile possède un noyau où se produit la fusion et une enveloppe beaucoup plus grande qui est trop froide pour la fusion. (b) Lorsque l'hydrogène contenu dans le noyau est épuisé (composé d'hélium et non d'hydrogène), le noyau est comprimé par gravité et se réchauffe. La chaleur supplémentaire déclenche la fusion de l'hydrogène dans une couche située juste à l'extérieur du cœur. Notez que ces parties du Soleil ne sont pas dessinées à l'échelle.

La plupart des étoiles génèrent en fait plus d'énergie chaque seconde lorsqu'elles fusionnent de l'hydrogène dans la coque entourant le noyau d'hélium que lorsque la fusion de l'hydrogène était confinée à la partie centrale de l'étoile ; leur luminosité augmente donc. Avec toute cette nouvelle énergie qui se déverse vers l'extérieur, les couches extérieures de l'étoile commencent à s'étendre, et l'étoile finit par croître et grandir jusqu'à atteindre des proportions énormes (\(\PageIndex{2}\)).

alt — Figure les tailles\(\PageIndex{2}\) relatives des étoiles. Cette image compare la taille du Soleil à celle de Delta Boötis, une étoile géante, et de Xi Cygni, une supergéante. Notez que Xi Cygni est si grande par rapport aux deux autres étoiles que seule une petite partie de celle-ci est visible en haut du cadre.

Lorsque vous retirez le couvercle d'une casserole d'eau bouillante, la vapeur peut se dilater et se refroidir. De la même manière, l'expansion des couches extérieures d'une étoile entraîne une baisse de la température de la surface. Au fur et à mesure qu'elle se refroidit, la couleur générale de l'étoile devient plus rouge. (Nous avons vu dans Radiation et Spectra qu'une couleur rouge correspond à une température plus froide.)

Ainsi, l'étoile devient à la fois plus lumineuse et plus froide. Sur le diagramme H—R, l'étoile quitte donc la bande de la séquence principale et se déplace vers le haut (plus claire) et vers la droite (température de surface plus fraîche). Au fil du temps, les étoiles massives deviennent des supergéantes rouges et les étoiles de masse inférieure, comme le Soleil, deviennent des géantes rouges. (Nous avons parlé de ces étoiles géantes pour la première fois dans The Stars : A Celestial Census ; nous voyons ici comment ces étoiles « gonflées » sont nées.) On pourrait aussi dire que ces étoiles ont une « personnalité divisée » : leur cœur se contracte alors que leurs couches extérieures s'étendent. (Notez que les étoiles géantes rouges ne semblent pas vraiment d'un rouge foncé ; leurs couleurs ressemblent plutôt à l'orange ou au rouge-orange.)

Dans quelle mesure ces géantes et supergéantes rouges sont-elles différentes d'une étoile de la séquence principale ? Le tableau\(\PageIndex{2}\) compare le Soleil à la supergéante rouge Bételgeuse, visible au-dessus de la ceinture d'Orion sous la forme d'une étoile rouge vif qui marque l'aisselle du chasseur. Par rapport au Soleil, cette supergéante possède un rayon beaucoup plus grand, une densité moyenne beaucoup plus faible, une surface plus froide et un noyau beaucoup plus chaud.

Tableau\(\PageIndex{2}\) : Comparaison d'une supergéante avec le Soleil
Propriété	Soleil	Bételgeuse
Masse (2 × 10 ³³ g)	1	16
Rayon (km)	700 000	500 000 000
Température de surface (K)	5 800	3 600
Température centrale (K)	15 000 000	160 000 000
Luminosité (4 × 10 ²⁶ W)	1	46 000
Densité moyenne (g/cm ³)	1.4	1,3 × 10 ^—7
Âge (millions d'années)	4 500	10

Les géantes rouges peuvent devenir si grandes que si nous remplacions le Soleil par l'une d'entre elles, son atmosphère extérieure s'étendrait jusqu'à l'orbite de Mars ou même au-delà (Figure\(\PageIndex{3}\)). Il s'agit de la prochaine étape de la vie d'une étoile qui passe (pour poursuivre notre analogie avec les vies humaines) de sa longue période de « jeunesse » et d' « âge adulte » à sa « vieillesse ». (Après tout, de nombreux êtres humains voient également leurs couches extérieures s'étendre un peu à mesure qu'ils vieillissent.) En examinant les âges relatifs du Soleil et de Bételgeuse, nous pouvons également constater que l'idée selon laquelle « les plus grosses étoiles meurent plus vite » est bien vraie ici. Bételgeuse n'a que 10 millions d'années, ce qui est relativement jeune par rapport aux 4,5 milliards d'années de notre Soleil, mais elle est déjà sur le point de mourir en tant que supergéante rouge.

alt — Figure\(\PageIndex{3}\) : Bételgeuse. Bételgeuse se trouve dans la constellation d'Orion, le chasseur ; sur l'image de droite, elle est marquée d'un « X » jaune en haut à gauche. Sur l'image de gauche, on la voit en ultraviolet avec le télescope spatial Hubble, la première image directe jamais réalisée de la surface d'une autre étoile. Comme le montre l'échelle en bas, Bételgeuse possède une atmosphère si étendue que, si elle se trouvait au centre de notre système solaire, elle s'étendrait au-delà de l'orbite de Jupiter.

Modèles pour l'évolution vers la scène géante

Comme nous l'avons vu précédemment, les astronomes peuvent construire des modèles informatiques d'étoiles de différentes masses et compositions afin de voir comment les étoiles changent tout au long de leur vie. \(\PageIndex{4}\), qui est basé sur des calculs théoriques de l'astronome Icko Iben de l'Université de l'Illinois, montre un diagramme H—R avec plusieurs pistes d'évolution de la séquence principale au stade géant. Des traces sont tracées pour des étoiles de masses différentes (de 0,5 à 15 fois la masse de notre Soleil) et dont la composition chimique est similaire à celle du Soleil. La ligne rouge correspond à la séquence principale initiale ou à l'âge zéro. Les chiffres le long des traces indiquent le temps, en années, nécessaire à chaque étoile pour atteindre ces points de son évolution après avoir quitté la séquence principale. Encore une fois, vous pouvez constater que plus une étoile est massive, plus elle passe rapidement par chaque étape de sa vie.

alt — Figure\(\PageIndex{4}\) : Traces évolutives d'étoiles de différentes masses. Les lignes noires continues montrent l'évolution prévue entre la séquence principale et le stade de géante rouge ou de supergéante sur le diagramme H—R. Chaque piste est étiquetée avec la masse de l'étoile qu'elle décrit. Les chiffres indiquent le nombre d'années qu'il faut à chaque étoile pour devenir géante après avoir quitté la séquence principale. La ligne rouge représente la séquence principale de l'âge zéro.

Notez que l'étoile la plus massive de ce diagramme a une masse similaire à celle de Bételgeuse, de sorte que son évolution montre approximativement l'histoire de Bételgeuse. La trajectoire d'une étoile à masse solaire unique montre que le Soleil est toujours dans la phase principale de son évolution, puisqu'elle n'a que 4,5 milliards d'années environ. Il faudra attendre des milliards d'années avant que le Soleil n'entame sa propre « ascension » pour s'éloigner de la séquence principale, à savoir l'expansion de ses couches extérieures qui en fera une géante rouge.

Concepts clés et résumé

Lorsque les étoiles commencent à fusionner de l'hydrogène en hélium, elles se situent dans la séquence principale de l'âge zéro. Le temps qu'une étoile passe dans la phase de séquence principale dépend de sa masse. Les étoiles plus massives terminent chaque étape de leur évolution plus rapidement que les étoiles de masse inférieure. La fusion de l'hydrogène pour former de l'hélium modifie la composition intérieure d'une étoile, ce qui entraîne des modifications de sa température, de sa luminosité et de son rayon. Finalement, à mesure que les étoiles vieillissent, elles s'éloignent de la séquence principale pour devenir des géantes rouges ou des supergéantes. Le cœur d'une géante rouge se contracte, mais les couches extérieures se dilatent à la suite de la fusion de l'hydrogène dans une enveloppe extérieure au cœur. L'étoile devient plus grande, plus rouge et plus lumineuse à mesure qu'elle se dilate et se refroidit.

Lexique

séquence principale à âge zéro: une ligne indiquant la séquence principale du diagramme H—R d'un système d'étoiles qui ont terminé leur contraction à partir de la matière interstellaire et tirent maintenant toute leur énergie de réactions nucléaires, mais dont la composition chimique n'a pas encore été modifiée de façon substantielle par des réactions nucléaires