La séquence principale est le stade pendant lequel une étoile
tire son énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium. Les
réserves de carburant ne sont cependant pas illimitées et, à mesure que le temps passe, la concentration
en hydrogène au centre de l'étoile baisse alors que celle en hélium augmente.
Une conséquence importante de ce changement est la légère augmentation de la luminosité
de l'étoile tout au long de sa vie sur la séquence principale. En effet, puisque la fusion de
l'hydrogène transforme quatre protons en un seul noyau d'hélium, le nombre de particules au
centre de l'étoile baisse. Or, moins de particules signifie une pression plus faible. Pour résister
au poids des couches externes, le noyau doit donc trouver un moyen de rétablir une pression
suffisante.
La solution qui s'offre à lui est de légèrement se contracter, ce qui fait augmenter
la pression interne et l'étoile peut retrouver sa stabilité. Mais du fait de la contraction,
les couches d'hydrogène proches du noyau qui n'étaient pas suffisamment chaudes pour entretenir
des réactions nucléaires le deviennent finalement. Et peu à peu la quantité d'hydrogène en fusion
croit, ce qui se traduit par une lente augmentation de la luminosité de l'étoile.
Après une longue phase sur la séquence principale, un moment arrive finalement où la concentration en protons est si faible au centre de l'étoile qu'il n'y a plus assez de particules pour entretenir les réactions nucléaires : la combustion de l'hydrogène s'arrête. L'étoile connaît alors une situation de crise. Sans énergie disponible, les forces de pressions internes chutent, la gravité se retrouve sans obstacle, l'équilibre de l'étoile est rompu et l'intérieur de l'étoile commence à se contracter.
L'apparition d'une enveloppe géante
Cette contraction donne heureusement naissance à deux nouvelles sources d'énergie. Premièrement, le noyau est alors en mesure de transformer une partie de son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Deuxièmement, une coquille d'hydrogène en fusion va apparaître. En effet, la région qui entourait le noyau est encore très riche en hydrogène car il ne s'y produisait pas de réactions. Du fait de la contraction de l'étoile, cette région voit sa température augmenter et atteindre rapidement le seuil nécessaire à la fusion. Apparaît ainsi, autour du noyau éteint, une fine coquille dans laquelle les réactions de fusion de l'hydrogène peuvent continuer.
L'étoile se retrouve ainsi pourvue de deux sources d'énergie très puissantes. A cause de ce nouvel apport
d'énergie - et pour des raisons qui ne sont toujours pas très bien comprises - les couches de gaz entourant
le noyau sont expulsées vers l'extérieur. L'enveloppe de l'étoile commence à se dilater et l'astre devient
bientôt une étoile géante. En gagnant en volume, l'enveloppe perd en densité et en température.
Cela se traduit par un changement de couleur de son rayonnement vers le rouge. L'étoile quitte la séquence
principale pour entrer dans un autre groupe du diagramme de Hertzsprung-Russell,
celui des géantes rouges. Un jour, d'ici environ cinq milliards d'années, le Soleil
connaîtra lui-même ce destin. Il se transformera en une géante rouge qui englobera successivement les orbites
de Mercure, de Vénus et de la Terre. Cet événement marquera probablement la fin de la vie sur notre planète.
La fusion de l'hélium
Alors que l'enveloppe continue à se dilater, le noyau, constitué majoritairement d'hélium, continue à se contracter. Sa masse augmente grâce à l'hélium provenant de la coquille d'hydrogène en fusion. Arrive un moment où la température et la densité sont suffisantes pour que les noyaux d'hélium soient eux aussi en mesure de participer à des réactions nucléaires. A 100 millions de kelvins, les conditions sont réunies pour que les réactions de fusion de l'hélium se déclenchent et fournissent une nouvelle source d'énergie à l'étoile.
L'étoile Beta Ceti observée par l'observatoire dans les rayons X Chandra en 2001. Le noyau de cette étoile a atteint les 100 millions de degrés et la fusion de l'hélium s'est déclenchée. Elle a maintenant dépassé le stade de géante rouge et est entourée d'une couronne extrêmement chaude émettant des rayons X. Crédit :
NASA/CXCLa réaction de transformation de l'hélium est connue sous le nom de processus triple alpha. Elle commence avec la rencontre de deux noyaux d'hélium qui fusionnent pour produire un noyau de bérillium-8. Ce composé est très instable. La réaction ne peut continuer que si un troisième noyau d'hélium entre en collision avec lui de façon pratiquement instantanée, ce qui n'est possible que dans les conditions extrêmes qui règnent au centre d'une géante rouge. Le résultat de la collision entre le béryllium et l'hélium est un noyau stable de carbone-12. D'autres réactions peuvent ensuite se produire. Le carbone-12 peut par exemple rencontrer de l'hélium pour donner de l'oxygène-16. C'est ainsi qu'apparaissent quelques autres éléments comme le néon-20 ou le magnésium-24.
Mais l'hélium, tout comme l'hydrogène, est présent en quantité limitée. Sa combustion doit donc finalement s'arrêter, faute de carburant. Les événements qui se déroulent alors seront décrits plus tard. Notons pour l'instant que la durée de la phase géante rouge est inférieure à celle de la vie sur la séquence principale. Pour une étoile comme le Soleil, la combustion de l'hydrogène dure environ 10 milliards d'années, alors que celle de l'hélium ne permet que deux milliards d'années supplémentaires.
