Les toiles

Les supergantes rouges

Les supergantes rouges sont des toiles relativement massives qui sont en train de terminer leur phase de squence principale. En d'autres termes, elles ont consomm l'ensemble de leur hydrogne dans leur cœur. Puisque la pression vers l'intrieur lie la force gravitationnelle n'est plus contrebalance par la pression de radiation cre dans le coeur par les ractions nuclaires, le cœur s'effondre lentement. Cet effondrement dgage une importante quantit d'nergie gravitationnelle qui provoque l'expansion de l'enveloppe de l'toile. Ainsi, son rayon s'accrot considrablement (pouvant mme atteindre des centaines de fois le rayon du Soleil), et sa temprature de surface dcrot (puisqu' luminosit constante, elle est distribue sur une plus grande surface). D'o le terme de supergante (en raison du rayon) rouge (en raison de la faible temprature).

L'toile supergante rouge µ Cephei (Mu Cephei) de la constellation Cepheus

L'toile supergante rouge µ Cephei (Mu Cephei) de la constellation Cepheus


Les supergantes rouges sont produites par des toiles dont la masse initiale est de l'ordre de 20 masses solaires. Elles sont les grandes sœurs des gantes rouges. Certaines toiles (en fonction de cette masse initiale, et de l'intensit des vents stellaires durant la phase de squence principale) finissent leur vie comme telles, et explosent en supernova. D'autres (les plus massives d'entre elles) entrent dans le stade Wolf-Rayet. Leur cœur s'est contract jusqu' ce que la temprature et la pression soient suffisantes pour que la combustion de l'hlium dmarre. Ce type de combustion dgage beaucoup plus d'nergie que celui de l'hydrogne, et donc la pression de radiation augmente normment. Le phnomne de vent stellaire s'intensifie, et la quantit de perte de masse dcuple.

Comparaison de la taille de la supergante rouge µ Cephei avec d'autre toiles et le systme solaire

Comparaison de la taille de la supergante rouge µ Cephei avec d'autre toiles et le systme solaire.


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