Géante rouge

L'hydrogène «brûlé» par fusion thermonucléaire est convertit en hélium au coeur de l'étoile tout au long de son parcours sur la Séquence Principale. Cependant, pour de petites étoiles (approximativement de la même taille que le Soleil), les températures à l'intérieur du coeur ne sont pas suffisantes pour fusionner l'hélium qui s'y trouve en carbone ; il se forme donc, tout au centre de l'étoile, un noyau d'hélium inerte, i.e. qui ne réagit pas par fusion. La fusion de l'hydrogène se produit alors dans les couches immédiates à l'extérieur de ce noyau d'hélium. Il y a donc une région du coeur qui ne génère pas d'énergie thermonucléaire, et donc qui n'a aucun moyen de lutter contre la force gravitationnelle qui tend à comprimer le coeur. Ainsi, le coeur se contracte, et sa température augmente. Cette contraction est très lente, mais l'énergie qu'elle génère permet de lutter, partiellement du moins, contre la gravité.

Mais il vient inévitablement un moment où il n'y a plus d'hydrogène, et le coeur est formé entièrement d'hélium. L'énergie dégagée par les réactions nucléaires ne suffisant plus à contrebalancer la force gravitationnelle, il y a alors effondrement. Le gaz de l'étoile est comprimé vers le centre, la pression et la température augmentent à travers l'étoile. La fusion de l'hydrogène dans la couche adjacente au coeur d'hélium est accentuée par l'augmentation de température du coeur lorsqu'il se contracte. Cette énergie supplémentaire est alors évacuée vers l'extérieur, contribuant à la dilatation de l'enveloppe stellaire. Ainsi, pendant que le coeur, en manque d'hydrogène, se contracte, l'enveloppe de gaz, poussée par ces réations nucléaires, se dilate. Le coeur, pendant ce temps, atteint un niveau de compression tel que les atomes d'hélium deviennent dégénérés, un état particulier de la matière où la pression est indépendante de la température. L'étoile est maintenant devenue une géante rouge.

Pendant ce temps, la température du coeur augmente progressivement. Lorsqu'elle atteint les cent millions de degrés, il y a alors fusion de l'hélium, ce qui fait augmenter la température. Cette fusion de l'hélium se produit à une vitesse vertigineuse, à cause de l'état dégénéré de l'hélium, par opposition à l'hydrogène. Ce phénomène, appelé flash de l'hélium, provoque de nombreux changements dans la structure stellaire. Après environ un million d'années (temps très court dans la vie d'une étoile), le débit énergétique devient plus régulier. L'étoile entre maintenant dans une phase plus stable, et l'enveloppe de gaz s'est légèrement rétrécie. À mesure que la température augmente, des éléments de plus en plus lourds sont fusionnés.

Ainsi, pour une étoile dont la masse est proche de celle du Soleil, l'hélium est fusionné en carbone, mais l'étoile est incapable de générer les températures nécessaires pour fusionner le carbone. Le même phénomène se produit alors: contraction du coeur, dilatation de l'enveloppe stellaire. La géante devient encore plus grosse que la première fois. Éventuellement, à mesure que l'enveloppe stellaire devient de moins en moins liée au coeur, le gaz de l'étoile est éjecté, formant ainsi une nébuleuse planétaire. Le coeur, pendant ce temps, est mis à nu.