Les géantes rouges & naines
blanches
Après avoir passé la majeure par-
tie de leur vie dans la séquence
principale, toutes les étoiles vont
éventuellement devenir une
géante rouge, cependant, le pro-
cessus diffère les unes des autres.
Une géante rouge est appelée ainsi
en raison de la température de sur-
face de l’étoile qui diminue, le
résultat découlant du refroidisse-
ment est que l’étoile « rougit ».
On assiste à un changement pro-
gressif dans la structure interne
des étoiles. Ce changement se dé-
roule en plusieurs étapes. Il y a
trois types de formation, dépen-
dant de la taille des étoiles : moins
de deux masses solaires, entre une
et huit fois la masse solaire et les
étoiles les plus massives.
Dans les étoiles peu massives, le
processus commence lorsque
l’hydrogène du cœur est épuisé.
Le cœur se contracte, en raison du
déséquilibre des forces entre le
champ gravitationnel généré par le
cœur et l’expansion des couches
supérieures de l’étoile en raison
de la température élevée. Cette
contraction du cœur entraîne
l’élévation de la température de
celui-ci, ce qui, à son tour, déclen-
che la fusion de l’hydrogène des
couches extérieures. En raison du
nouvel apport d’énergie, l’atmo-
sphère externe de l’étoile
s’échauffe et se dilate, ce qui pro-
voque la fusion du cœur d’hélium
qui se poursuit dans l’enveloppe
externe de l’étoile entraînant une
baisse de la luminosité de l’étoile.
Le champ gravitationnel du cœur
agissant sur celui-ci, il s’effondre
sur lui-même; l’atmosphère ex-
terne de l’étoile se dilate et se
refroidit; l’étoile est alors devenue
une géante rouge. Lorsque tout
l’hélium du cœur a fusionné,
l’étoile « revient en arrière »2 dans
une bande légèrement plus chaude
que la branche des géantes plus
standard, l’hélium et l’hydrogène,
des couches supérieures, fusion-
nent au sein de couches concen-
triques. Ensuite, quand l’étoile
atteint à nouveau la phase des
géantes rouges, elle pulse alors
que les phases de combustion de
l’hydrogène et de l’oxygène piè-
gent l’énergie et émettent des
rayonnements, ce qui induit
d’immenses ondes de choc qui
traversent l’étoile. Les ondes de
choc éjectent les couches externes
de l’étoile et le cœur, mis à nu est
maintenant une naine blanche.
Pour les étoiles de type intermé-
diaire, la combustion de l’hélium
s’amorce plus lentement. L’étoile
continue de fusionner l’hélium,
son évolution la reconduit dans la
branche des géantes, plus chaudes.
Par la suite, l’enveloppe externe
de l’étoile devient instable en rai-
son de l’énergie fournie par la fu-
sion de l’hydrogène des couches
extérieures, ce qui induit une élé-
vation de la température et, subsé-
quemment, l’expansion de celles-
ci. L’expansion des couches ex-
ternes mène à la formation de la
nébuleuse planétaire laissant der-
rière elle le cœur de l’étoile; la
naine blanche.
La température de la naine blan-
che peut s’élever, en moyenne,
jusqu’à 100 000 °C en raison de
l’énorme densité qu’elle peut at-
teindre. Une sphère de la taille de
la Terre contient environ la masse
du Soleil. Pour les étoiles de petite
taille et de taille intermédiaire,
c’est lorsqu’elles commencent à
fusionner du carbone qu’elles en-
treprennent le processus menant à
leur « mort ».
Pour les étoiles contenues dans un
système binaire, il se peut, dans
l’éventualité qu’une des deux étoi-
les ait atteint le stade de naine
blanche, qu’il y ait « production »
d’une supernova de type 1a. Ce
type de supernova se produit lors-
qu’une naine blanche gravite au-
tour d’une autre étoile, si celles-ci
ont des orbites plutôt concentri-
ques. Lorsque l’étoile atteint le
stade de géante rouge, il se peut
que son rayon se rende suffisam-
ment près de la naine blanche et
qu’elle aspire la matière de sa
compagne grâce à son champ gra-
vitationnel très intense. Il faut sa-
voir que champ gravitationnel
n’est pas synonyme de grosseur,
tout dépend de la matière conte-
nue dans l’objet et de la densité de
ce corps céleste. Alors que la
naine blanche aspire la matière de
sa compagne, dans ce qu’on ap-
pelle un disque d’accrétion, celle-
ci s’échauffe et fusionne à nou-
veau des noyaux atomiques. Dans
la majorité des cas, lorsque la
naine blanche atteint la masse
maximale de 1,4 masse solaire,
connue sous le nom de limite de
Chandrasekhar, elle explose dans
ce que l’on appelle une supernova
de type 1a, ne laissant aucun objet
céleste derrière elle.
Audrey-Ann Miron
4