Pourquoi les étoiles deviennent-elles des géantes rouges?

Avertissement: je ne suis pas astronome de carrière. Je ne possède pas de télescope. Je n'ai aucun titre professionnel. Mais je trouve ces choses fascinantes et je consomme tous les documentaires d'astronomie que je peux.

J'ai donc regardé beaucoup de documentaires décrivant l'évolution stellaire. Je comprends qu'en dessous d'un certain seuil, la mort stellaire n'implique pas de supernovae. Je comprends qu'au-dessus de ce seuil, les supernovae peuvent créer des étoiles à neutrons, des magnétars ou (si la supernova est qualifiée d'hypernova) des trous noirs.

Cependant, pendant longtemps, j'étais curieux de savoir pourquoi les étoiles sous le seuil de la supernova - comme notre propre Soleil - deviennent des géants rouges.

Des documentaires, j'ai été informé que (pour les étoiles en dessous du seuil de supernova), lorsque la fusion du noyau de l'étoile ne peut pas continuer… la fusion cesse et l'étoile commence à s'effondrer par gravité.

Alors que la gravité écrase l'étoile, je comprends que l'étoile se réchauffe comme la gravité l'écrase. En conséquence, bien que le noyau stellaire reste «mort» (aucune fusion ne se produit), une «coquille» de gaz autour du noyau stellaire devient suffisamment chaude pour commencer la fusion de l'hélium. Puisque la fusion se produit comme une «coquille» autour du noyau stellaire, la poussée vers l'extérieur de la fusion est ce qui pousse les couches externes de l'étoile plus loin. Le résultat est que l'étoile devient un géant rouge.

Ma question est la suivante: pourquoi la fusion cesse-t-elle dans le cœur?! Il me semble que lorsque la gravité écrase l'étoile, la fusion stellaire se rallumerait dans le noyau lui-même - pas dans une sphère autour du noyau. Pourquoi le noyau stellaire reste-t-il «mort» alors que sa «coquille» commence la fusion ???

(C'est un peu simplifié mais j'espère que cela fera passer l'idée.)

Les réactions s'arrêtent dans le cœur car il manque de carburant. Au cours de la séquence principale, l'étoile est soutenue par la fusion de l'hydrogène en hélium. Finalement, l'hydrogène s'épuise au centre, donc la fusion de l'hydrogène n'y est plus possible.

Pourquoi ne commence-t-il pas tout de suite à fusionner l'hélium en carbone? C'est parce que le noyau n'est pas encore assez chaud ou dense. Différentes réactions dépendent largement de la présence de différents états de résonance dans les noyaux et, dans le cas de l'hélium, un tel état ne peut pas être atteint assez souvent jusqu'à ce que la température centrale soit d'environ kelvins.$10^8$

Pour obtenir cette chaleur, le noyau doit se contracter et chauffer. Cela finit par arriver (si l'étoile est suffisamment massive) mais cela ne se produit pas instantanément. N'oubliez pas que le gaz est encore chaud et à haute pression, qu'il exerce sur lui-même et sur son environnement.

Pendant ce temps, au bord du noyau, l'étoile (en partie à la suite de ladite contraction) est suffisamment chaude pour transformer l'hydrogène en hélium, alors elle le fait. C'est exactement la coquille nucléaire qui distingue la structure interne d'une géante rouge.

Alors pensez-y peut-être de cette façon. Imaginez une étoile à la fin de la séquence principale. Où est-il assez chaud pour fusionner l'hydrogène en hélium? Partout jusqu'au bord du cœur! Fusionne-t-il dans le noyau? Non, car il n'y a plus de carburant. Alors où fusionne-t-il? Au bord du noyau, que nous reconnaissons comme la coquille.

Le destin d'une étoile dépend essentiellement de sa masse. Toute la variété de ses activités dépend de sa masse. Si le noyau d'une étoile a une masse inférieure à la limite de Chandraseckhar ( ), il est destiné à mourir comme une naine blanche (ou, en fait, comme une naine noire à la fin). La composition de la naine blanche dépend également de la masse d'origine de l'étoile. Des masses différentes conduiront à des compositions différentes. Plus précisément, plus l'étoile est massive, plus les éléments composant l'objet final sont lourds. En effet, plus la masse signifie plus d' énergie potentielle gravitationnelle$M\sim1.4M_{sun}$

$dU = - \frac{GM(r)dm}{r}$

qui à son tour peut être converti en chaleur.

La fusion nucléaire hydrogène commence, pour la réaction proton-proton (qui est le procédé dominant pour Sun-comme des étoiles) à environ . C'est la valeur qui permet aux particules de surmonter leur barrière coulombienne (c'est-à-dire de fusionner ). Après la fusion de l'hydrogène, lorsque la majeure partie du noyau est composée d'hélium, alors bien sûr, la fusion de l'hydrogène ne peut plus se produire. Le noyau commence à s'effondrer et se réchauffe. Pour une étoile semblable au soleil, il y a suffisamment de masse pour se comprimer jusqu'à un niveau qui chauffe suffisamment le noyau pour commencer la combustion de He. Mais c'est tout. Lorsque l'hélium est également converti en carbone, l'étoile n'a pas assez de masse pour se comprimer à nouveau à un niveau qui déclenche une autre réaction de fusion nucléaire. C'est pourquoi les principales réactions nucléaires s'arrêtent$10^7 K$. Pour la question de la combustion des coquilles, il est important de comprendre deux choses: la structure de la coquille d'une étoile n'est qu'une approximation, et il y a un gradient de température à l'intérieur des étoiles semblables au Soleil, cela signifie que (en plus de la corona) la température augmente lorsque vous passez de l'extérieur vers le cœur. Maintenant, si le noyau est comprimé et est devenu si chaud pour brûler de l'hélium, la coquille "à l'extérieur" du noyau (qui, dans un schéma semblable à un oignon, était dans le rayon du noyau brûlant de l'hydrogène précédent), est encore assez chaude pour brûler de l'hydrogène. La taille du noyau brûlant de l'hélium est plus petite que le noyau brûlant de l'hydrogène (c'est la compression par définition$(1)$$(2)$). La coquille contient encore suffisamment d'hydrogène, et le contemporain est suffisamment profond à l'intérieur de l'étoile (ce qui signifie une température élevée), pour permettre la fusion nucléaire de l'hydrogène. Si l'étoile était plus massive, plus de choses pourraient se produire, comme la fusion de noyaux d'éléments plus lourds et de plus en plus de coquilles en feu.

Jetez un oeil à ceux-ci: Réf 1 , Réf 2 .

Ref 3 pour certains numéros aussi.

Pour une compréhension plus fondamentale, il est utile de réaliser les difficultés de fusionner He-4 en C-12. C'est ce qu'on appelle le processus Triple-Alpha.

Lorsque deux noyaux He-4 (particules alpha) ont suffisamment d'énergie pour franchir la barrière de Coulomb et que leurs sections efficaces s'alignent, cela produit du Be-8. Le noyau Be-8 est si instable (car il est énergétiquement favorable pour que les nucléons en question soient disposés en deux particules alpha) qu'il a une demi-vie d'environ 10 ^ -17 secondes, ce qui est incroyablement bref. Par conséquent, pour produire du C-12, trois particules alpha doivent se réunir presque instantanément, deux produisent du Be-8 et dans ce seuil de demi-vie, un tiers interagit.

Prenez un moment pour penser à quel point les conditions du noyau doivent être extrêmes pour permettre à la probabilité que trois particules alpha se réunissent et interagissent avec succès presque instantanément et pour qu'elle se produise suffisamment de fois pour produire l'énergie nécessaire pour sortir le noyau de la dégénérescence . La fusion de l'hélium nécessite environ 100 millions de K pour démarrer, contrairement aux 15 millions de K du noyau solaire (subissant actuellement une chaîne proton-proton pour environ 99% des réactions). Cette température est fournie à la fois par la pression incroyable du noyau dégénéré et par l'énergie supplémentaire fournie par la coque.

La fusion de la coquille commence avant le processus du triple alpha parce que lorsque le noyau se contracte et devient dégénéré, il y a tellement d'énergie rayonnée par le noyau qu'il chauffe les couches environnantes immédiates au point où il peut commencer à fusionner H-to-He, en fait il fait tellement chaud que la fusion de la coquille se fait par le cycle CNO.

Les couches externes de l'étoile se dilatent rapidement car il y a une énorme quantité d'énergie rayonnée loin de cette coquille, qui fond à une température beaucoup plus chaude que le noyau est aujourd'hui.

Je pense que vous êtes comme moi et que vous avez besoin de plus de réponse d'un profane. Si vous voulez une bonne explication facile à comprendre de ce qui se passe, regardez "Formation et évolution du système solaire" dans Wikipedia puis cliquez sur 5.3 (Le Soleil et les environnements planétaires). Le soleil va en fait se dilater deux fois: une fois que le cœur devient si chaud à cause de la fusion accélérée de l'hydrogène (lorsque le cœur du soleil devient plus chaud, l'hydrogène brûle plus rapidement) que l'hydrogène dans la coquille autour du cœur commence à fondre (cette fusion de l'hydrogène dans la coquille est ce qui pousse les couches externes à environ 1AU). Puis après environ 2 milliards d'années. Le cœur atteint une densité / température critique (en raison de l'augmentation de la quantité d'hélium) que l'hélium commence à fusionner en carbone. À ce stade, il y a un "flash" d'hélium et le soleil retombe à environ 11 fois sa taille d'origine. L'hélium dans le noyau se transforme en carbone pendant environ 100 millions d'années jusqu'à ce que le même genre de chose se produise (sauf que cette fois l'hydrogène et l'hélium dans la coquille autour du noyau commencent à fusionner, provoquant une nouvelle expansion des couches externes. C'est après que l'hélium commence à être utilisé) (ou "polluée" avec suffisamment de carbone pour arrêter le processus de fusion) et il n'y a pas assez de masse pour démarrer la fusion du carbone qu'une nébuleuse planétaire est éjectée et l'étoile commence à "mourir".

Je vous suggère de lire cet article sur http://www.space.com/ .

Citant d'elle:

La plupart des étoiles de l'univers sont des étoiles de séquence principale - celles qui convertissent l'hydrogène en hélium via la fusion nucléaire. Une étoile de séquence principale peut avoir une masse comprise entre un tiers et huit fois celle du soleil et éventuellement brûler à travers l'hydrogène dans son cœur. Au cours de sa vie, la pression extérieure de fusion s'est équilibrée par rapport à la pression intérieure de gravité. Une fois la fusion arrêtée, la gravité prend la tête et comprime l'étoile plus petite et plus serrée.

Les températures augmentent avec la contraction, atteignant finalement des niveaux où l'hélium peut fusionner en carbone. Selon la masse de l'étoile, la combustion d'hélium peut être progressive ou commencer par un éclair explosif. L'énergie produite par la fusion de l'hélium fait que l'étoile se dilate vers l'extérieur jusqu'à plusieurs fois sa taille d'origine.

EDIT: Wikipedia fournit un aperçu supplémentaire:

Lorsque l'étoile épuise le combustible hydrogène dans son cœur, les réactions nucléaires ne peuvent plus continuer et le cœur commence donc à se contracter en raison de sa propre gravité. Cela amène de l'hydrogène supplémentaire dans une zone où la température et la pression sont adéquates pour faire reprendre la fusion dans une coquille autour du cœur. Les températures plus élevées entraînent une augmentation des taux de réaction, suffisamment pour augmenter la luminosité de l'étoile d'un facteur de 1 000 à 10 000. Les couches externes de l'étoile se dilatent alors considérablement, commençant ainsi la phase géante rouge de la vie de l'étoile.

Ma question est la suivante: pourquoi la fusion cesse-t-elle dans le cœur?! Il me semble que lorsque la gravité écrase l'étoile, la fusion stellaire se rallumerait dans le noyau lui-même - pas dans une sphère autour du noyau. Pourquoi le noyau stellaire reste-t-il «mort» alors que sa «coquille» commence la fusion ???

Notre soleil est à mi-chemin de sa «séquence principale» ou de l'étape de fusion de l'hydrogène. La fusion dans le cœur d'une étoile fait partie de son équilibre dynamique .

• Le champ gravitationnel de l'étoile (produit par sa masse) tend à comprimer sa masse vers le noyau. Plus la matière est comprimée, plus elle devient chaude.

• La libération d'énergie produite par la fusion d'éléments au cœur a tendance à disperser la matière loin du cœur. La dispersion de la matière du cœur a tendance à réduire sa température.

La taille d'une étoile est due alors, au moins en partie, à l'équilibre dynamique formé auquel les forces de compression gravitationnelles sont égales aux forces expansives produites par fusion. C'est ce qu'on appelle l'équilibre hydrostatique d' une étoile .

La quantité d'énergie qui est libérée par masse diminue à mesure que les éléments plus lourds sont fusionnés. La plus grande quantité d'énergie est libérée pour la fusion de l'hydrogène, moins est libérée par la fusion de l'hélium, etc. Finalement, un point est atteint (fusion du fer) auquel la quantité d'énergie nécessaire pour fusionner les éléments est supérieure à l'énergie libérée par la réaction de fusion. On pense que le noyau de fer de ces étoiles «ne fond pas» parce que si le noyau était chauffé à une température permettant la fusion du fer, une énergie insuffisante serait libérée de la réaction pour maintenir la température.

À ce stade, l'étoile devient de plus en plus incapable de maintenir son équilibre hydrostatique, alors même que sa masse se condense. Ce qui se passe ensuite dépend de la taille de l'étoile et de la capacité de son champ gravitationnel à dépasser la pression de dégénérescence électronique de sa masse.