Que sont les étoiles géantes?

Les étoiles géantes sont d'énormes étoiles avec un rayon beaucoup plus grand et une luminosité d'une étoile de séquence principale avec une température de surface similaire.Les étoiles de séquence principale ont un noyau mixte, composé d'hydrogène et d'hélium.Les étoiles géantes ont un noyau en hélium ou même des éléments plus lourds tels que le carbone.En effet, les étoiles géantes ont commencé à épuiser des parties substantielles de leur carburant d'hydrogène.

La phase géante est inévitable pour toute étoile avec plus de 0,4 masses solaires.Les étoiles avec entre 0,4 et 0,5 masses solaires accumulent l'hélium dans leur noyau à mesure qu'elles vieillissent, et finalement un noyau d'hélium pur s'accumule, mais ils n'ont pas la pression et la température pour fusionner l'hélium.L'hydrogène sur la périphérie du noyau forme une coquille d'activité de fusion rapide, car la gravité massive du noyau compresse l'hydrogène dessus.La taille des étoiles se développe et devient beaucoup plus diffuse.Lorsque le soleil devient un géant rouge en cinq milliards d'années, sa surface atteindra l'endroit où l'orbite terrestre est aujourd'hui.

Les étoiles avec plus de 0,5 masses solaires peuvent fusionner les noyaux d'hélium en oxygène et en carbone à travers le processus triple alpha.Bien que le noyau doit atteindre une température de 10 ⁸ K avant l'allumage, lorsqu'il se produit, il produit une surabondance d'énergie, ce qui augmente la taille du noyau, diminuant la pression dans la coque de construction d'hydrogène.Cela ralentit les réactions de fusion et diminue contre intuitivement la taille et la température de l'étoile.Ainsi, une étoile plus massive se retrouve moins lumineuse qu'une étoile moins massive.Ces étoiles font partie de la branche dite horizontale, car sur un graphique de luminosité contre le type spectral, ils constituent une ligne horizontale.

Si moins de 8 masses solaires, mais supérieures à 0,5, l'étoile accumulera le carbone dans son sonnoyau et commencer à fusion de l'hélium sur une coquille à l'extérieur du noyau.Il devient une branche géante asymptotique ou une étoile AGB alors que la fusion d'hélium accélère et ballons son étoile hôte.Ceux-ci peuvent créer des étoiles supergiantes et hypergiantes.

Pour les étoiles supérieures à 8 masses solaires, les noyaux fusionnent jusqu'au fer.Lorsqu'une telle étoile renforce un noyau de fer supérieur à 1,44 masses solaires, l'effondrement du noyau commence.Les coquilles d'électrons mutuellement répulsives autour des noyaux de fer ne se repoussent pas sous la grande pression et la température, et commencent à fusionner dans un autre état de matière appelé neutronium, composé de neutrons bloqués étroitement dans un noyau atomique gigantesque la taille d'une ville.

Comme les réactions de fusion dans le cœur cessent, l'étoile ne produit pas une énergie suffisante pour contrer sa propre gravité, et elle s'effondre.Au fur et à mesure que les éléments lumineux tombent vers l'intérieur, ils rebondissent sur le noyau de neutronium presque incompressible.Le rebond est suffisant pour envoyer le manteau des étoiles explosant vers l'extérieur dans l'espace à des milliers de kilomètres par heure.Cet événement s'appelle une supernova, et c'est comment les éléments plus lourds que le fer sont créés.

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.