Que sont les étoiles géantes?
Les étoiles géantes sont des étoiles énormes avec un rayon et une luminosité beaucoup plus grands que les étoiles de la séquence principale ayant une température de surface similaire. Les étoiles de la séquence principale ont un noyau mixte composé d'hydrogène et d'hélium. Les étoiles géantes ont un noyau constitué d'hélium ou même d'éléments plus lourds tels que le carbone. Cela est dû au fait que les étoiles géantes ont commencé à épuiser des quantités substantielles de leur carburant à base d’hydrogène.
La phase géante est inévitable pour toute étoile ayant une masse solaire supérieure à 0,4. Les étoiles dont la masse solaire est comprise entre 0,4 et 0,5 accumulent de l'hélium dans leur noyau en vieillissant. Un noyau d'hélium pur finit par s'accumuler, mais elles n'ont ni la pression ni la température pour fondre l'hélium. L'hydrogène à la périphérie du noyau forme une enveloppe d'activité de fusion rapide, car la gravité massive du noyau comprime l'hydrogène. La taille de l'étoile augmente et elle devient beaucoup plus diffuse. Lorsque le Soleil deviendra une géante rouge dans cinq milliards d'années, sa surface atteindra la position actuelle de l'orbite terrestre.
Les étoiles dont la masse solaire est supérieure à 0,5 peuvent fusionner les noyaux d’hélium en oxygène et en carbone au moyen du processus triple alpha. Bien que le noyau doive atteindre une température de 10 8 K avant l’allumage, il produit une surabondance d’énergie, ce qui augmente la taille du noyau et diminue la pression dans la coque en hydrogène. Cela ralentit les réactions de fusion et diminue de manière contre-intuitive la taille et la température de l'étoile. Ainsi, une étoile plus massive finit par être moins lumineuse qu'une étoile moins massive. De telles étoiles font partie de la branche dite horizontale, car sur un graphe de luminosité en fonction du type spectral, elles forment une ligne horizontale.
Si moins de 8 masses solaires, mais plus de 0,5, l’étoile accumule du carbone dans son noyau et commence à fondre de l’hélium sur une coque située à l’extérieur du noyau. Il devient une "branche géante asymptotique" ou étoile AGB à mesure que la fusion à l'hélium s'accélère et gonfle son étoile hôte. Ceux-ci peuvent créer des étoiles supergéantes et hypergéantes.
Pour les étoiles de plus de 8 masses solaires, les noyaux fusionnent jusqu'au fer. Quand une telle étoile forme un noyau de fer de plus de 1,44 masse solaire, l’effondrement du noyau commence. Les couches d'électrons mutuellement répulsives autour des noyaux de fer ne parviennent pas à se repousser sous la pression et la température élevées et commencent à se fondre dans un autre état de la matière appelé neutronium, constitué de neutrons étroitement imbriqués dans un gigantesque noyau atomique de la taille d'une ville. .
À la fin des réactions de fusion dans le cœur, l’étoile ne produit pas suffisamment d’énergie pour contrer sa propre gravité et s’effondre. Lorsque les éléments légers tombent à l'intérieur, ils rebondissent sur le noyau de neutronium presque incompressible. Le rebond est suffisant pour envoyer le manteau de l'étoile exploser dans l'espace à des milliers de kilomètres par heure. Cet événement s'appelle une supernova, et c'est ainsi que sont créés des éléments plus lourds que le fer.
Le reste est ce qu'on appelle un reste d'étoile, ou une étoile à neutrons. Une cuillère à café de sa matière pèse deux millions de tonnes.