En astrophysique , le sommet de la branche des geantes rouges , generalement designe dans la litterature par son equivalent anglophone Tip of the Red Giant Branch et abrege TRGB , est une methode d'evaluation des distances extragalactiques utilisant la luminosite infrarouge ( bande I ) maximum des geantes rouges de population II . Il tire son nom du diagramme de Hertzsprung-Russell , representant la luminosite des etoiles en fonction de leur indice de couleur , c'est-a-dire de leur temperature de surface, diagramme dans lequel les geantes rouges forment une branche laterale partant de la sequence principale en direction du bord superieur droit du diagramme.

Principe [ modifier | modifier le code ]

Fusion de l'hydrogene dans la sequence principale [ modifier | modifier le code ]

Au cours de la vie d'une etoile , l' hydrogene est converti en helium par fusion nucleaire a travers la chaine proton-proton des 4  ×?10 ⁶   K puis, au-dela de 1,7  ×?10 ⁷   K , essentiellement par le cycle carbone-azote-oxygene , qui commence des 1,5  ×?10 ⁷   K . L'helium s'accumule ainsi au cœur de l'etoile et la zone de fusion de l'hydrogene migre progressivement vers l'exterieur de l'etoile, provoquant sa dilatation et l'augmentation exponentielle de sa surface ? d'ou augmentation de sa luminosite totale ? tandis que sa temperature superficielle diminue et que sa surface vire a l'orange puis au rouge : l'etoile devient une geante rouge .

Les etoiles ayant une masse superieure a 0,5  M _? finissent par atteindre en leur cœur une pression et une temperature suffisantes pour declencher la fusion de l'helium en carbone 12 a travers la reaction triple-alpha et la formation transitoire de beryllium 8 , nucleide hautement instable qui se desintegre en deux particules alpha avec une periode radioactive de 6,7 ×10 ^-17   s . Pour cette raison, la formation de ¹² C ne devient efficace qu'au-dela d'un seuil critique permettant la fusion subsequente d'un noyau de ⁴ He et d'un noyau de ⁸ Be avant que celui-ci n'ait le temps de se desintegrer.

Flash de l'helium [ modifier | modifier le code ]

La cinetique de la chaine proton-proton est a peu pres proportionnelle a la pression et a la 4 ^e puissance de la temperature, tandis que la cinetique de la reaction triple-alpha l'est au carre de la pression et a la 40 ^e  puissance de la temperature. Ce terme en T ⁴⁰ induit une sensibilite extreme a la temperature conduisant a l'emballement de la reaction triple-alpha par retroaction positive dans les etoiles ou le cœur est maintenu en equilibre hydrostatique sous l'effet de la pression de degenerescence electronique, independante de la temperature car resultant du principe d'exclusion de Pauli , et non sous l'effet de la pression de radiation , c'est-a-dire dans les etoiles de moins de 1,75 a 2,25  M _?  : lorsque la reaction triple-alpha commence dans de telles etoiles, aux environs de 10 ⁸   K , elle se deroule quasiment a volume constant jusqu'a ce que la pression de radiation l'emporte sur la pression de degenerescence et provoque la dilatation du cœur, ce qui entraine son refroidissement et l'arret de la reaction triple-alpha ^{[ 2 ]}  ; dans les etoiles plus grosses, la fusion de l'helium se deroule dans une couche en equilibre hydrostatique sans que la pression de degenerescence ne soit dominante, de sorte qu'un emballement de la reaction est aussitot ralenti par l'expansion, et donc le refroidissement, des gaz de l'etoile.

L'emballement de la reaction triple-alpha au cœur des etoiles de taille moyenne est appele flash de l'helium . C'est un phenomene extremement violent et bref, qui libere en quelques secondes une puissance environ 10 ¹¹  fois superieure a la puissance nominale de l'etoile ? c'est-a-dire autant qu'une galaxie tout entiere. L'etoile s'en trouve progressivement affectee, le temps que l'energie liberee en son cœur traverse le plasma de l'etoile et rechauffe la surface de la geante rouge ; la luminosite de l'etoile demeure relativement constante alors que sa temperature augmente, ce qui deplace vers la gauche le point representant cet astre sur le diagramme de Hertzsprung-Russell  : on dit que l'etoile se trouve sur la branche horizontale du diagramme HR .

Application [ modifier | modifier le code ]

La luminosite infrarouge des etoiles au moment ou elles basculent de la branche des geantes rouges vers la branche horizontale est relativement independante de leur masse et de leur metallicite , ce qui en fait un outil particulierement utile dans la mesure des distances extragalactiques. En effet, cela signifie que la magnitude absolue de ces etoiles dans l'infrarouge est connue avec une bonne approximation, ce qui permet d'en deduire le module de distance par difference entre leur magnitude apparente observee et leur magnitude absolue theorique. La mesure de la magnitude infrarouge apparente des etoiles du sommet de la branche des geantes rouges s'appliquant aux etoiles de population II , qu'on trouve dans toutes les formations stellaires, c'est un outil particulierement pratique applicable aussi bien aux amas globulaires qu'aux galaxies de toutes sortes ^{[ 3 ]} .

En 2019, cette methode donne pour la constante de Hubble H ₀ une valeur intermediaire entre celles deduites du fond diffus cosmologique et celles donnees par les supernovas de type Ia , mais avec une precision insuffisante. La mise en service du telescope spatial James-Webb devrait reduire suffisamment les incertitudes pour que les nouvelles mesures permettent de confirmer ou d'infirmer la tension sur H ₀ ^{[ 4 ]} .

Notes et references [ modifier | modifier le code ]

Voir aussi [ modifier | modifier le code ]

Articles connexes [ modifier | modifier le code ]

• Mesure des distances en astronomie  :
  • Cepheide
  • Variable de type RR Lyrae
  • Loi de Tully-Fisher
  • Relation de Faber-Jackson
  • Binaire a eclipses
  • Red clump

Liens externes [ modifier | modifier le code ]

• (en) UCLA Division of Astronomy and Astrophysics ≪  Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator  ≫.
• (fr) La vie d’une etoile de faible masse ? Exemple typique : le Soleil .
• (fr) Processus de transport et de nucleosynthese dans les etoiles evoluees , these presentee par Ana Palacios a l' Universite Toulouse III Paul Sabatier le 14 decembre 2001 .

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