Les étoiles carbonées

Bienvenue sur ce site consacré aux étoiles carbonées

Les étoiles carbonées tirent leur nom de l'abondance relativement élevée de carbone dans leur atmosphère. Ce sont des étoiles passionnantes à observer et à étudier.

Vous trouverez ici un espace "découverte" permettant de comprendre ce qu'est une étoile carbonée ainsi qu'un espace plus scientifique montrant les courbes de lumières de ces étoiles et leurs observations dans différentes couleurs afin d'en déduire quelques propriétés astrophysiques.

L'espace "découverte" est organisé en dix sections : après avoir défini ce qu'est une étoile carbonée, on fera un bref historique des découvertes. On parlera ensuite de la manière dont ces étoiles sont classées. Pour comprendre comment les étoiles évoluent en étoiles carbonées, nous étudierons l'évolution stellaire, en particulier la branche des géantes asymptotiques, nous verrons comment le carbone se forme, puis nous insisterons sur le rôle de la fusion de l'hélium, sur les remontées convectives, sur le vent stellaire et enfin sur les pulsations thermiques.

L'espace "science" sera consacré aux observations au sol des étoiles carbonées dans différents filtres photométriques ainsi qu'aux observations par le satellite Gaia.

🔍 Qu'est-ce qu'une étoile carbonée ?

Beaucoup sont des étoiles évoluées proches de la fin de leur vie. Les étoiles carbonées "classiques" sont des géantes rouges lumineuses sur la branche des géantes asymptotiques. Ce sont des étoiles qui ont terminé la phase la plus longue de la vie. L'hydrogène va ensuite se transformer en hélium dans le noyau. Le cœur se contracte alors et chauffe jusqu'à ce que la température devienne suffisamment élevée pour enflammer la fusion de l'hélium. L'étoile brûle ensuite de l'hélium dans son cœur pendant environ 100 millions d'années, ce qui laisse du carbone en tant que produit de fusion.

Les intérieurs de ces étoiles sont convectifs et, à travers une série de ce que l'on appelle les événements de « remontée à la surface » (dredge-up ou "remontées convectives"), la « matière » carbonée à partir de la combustion d'hélium est mélangée dans les couches supérieures de l'étoile. Le résultat est une surabondance de carbone dans l'atmosphère par rapport à ce qui était autrefois des éléments plus abondants comme l'oxygène. Dans ces étoiles, le carbone libre capte principalement l'oxygène pour former du monoxyde de carbone (CO), qui épuise l'oxygène libre. Dans les conditions relativement froides d’une atmosphère de géante rouge, les atomes de carbone se condensent en molécules capables d’absorber et de diffuser la lumière à longueur d'onde courte (bleue) tout en laissant passer la lumière à grande longueur d'onde (rouge). Les étoiles carbonées classiques semblent ainsi généralement beaucoup plus rouges que les géantes rouges qui n’extraient pas de carbone.

En plus des étoiles carbonées classiques, il y a à la fois des étoiles carbonées naines et des étoiles supergéantes. On pense que certaines de ces étoiles, en particulier les naines, sont les produits du transfert de masse dans des systèmes binaires, où les étoiles carbonées classiques « polluent » les atmosphères de leurs compagnons nains.

La majorité des étoiles carbonées sont des étoiles variables, avec des périodes variant de quelques jours à des centaines de jours. Leurs couleurs apparentes dépendent de la phase de la variation; les rouges les plus profonds se trouvent généralement autour d'un minimum de lumière. Enfin, toutes les géantes rouges subissent une certaine perte de masse en raison de forts vents stellaires, dont la grande partie de la production se présente sous la forme de petits grains riches en carbone ressemblant au graphite. Les étoiles carbonées produisent donc une grande partie de la poussière interstellaire qui aide les générations suivantes d'étoiles et de planètes à se former.

En résumé :
- Les étoiles carbonées sont des laboratoires de la nucléosynthèse stellaire.
- Elles contribuent massivement à l’enrichissement du milieu interstellaire en carbone, azote, poussières et molécules organiques.
- Elles expliquent en partie l’abondance du carbone dans l’Univers, clé pour la chimie prébiotique.

🔍 Comment les étoiles carbonées sont-elles classées ?

Il y a différentes façons de les classer. Dans les atlas anciens, on peut les voir marquées comme N ou R, des désignations qui remontent au travail spectroscopique d'Annie Jump Cannon à l'observatoire de Harvard. Des étoiles ont montré des bandes de carbone inhabituellement fortes (C2) dans le groupe R et des étoiles ont montré de fortes bandes de cyanogène (CN) dans le groupe N. En 1928, C. Donald Shane, travaillant à partir de l'observatoire Lick, a divisé les étoiles carbonées en classes spectrales R0-R9 et N0-N7, avec N7 le plus rouge et R0 le plus bleu.

Le système R et N est toujours utilisé, mais maintenant il est plus courant de voir les étoiles carbonées classées par leur température de surface. En 1941, Philippe C. Keenan et William Wilson Morgan introduisent un tel système. Les divisions allaient de C0 à C9, avec C0 le plus chaud (environ 4500K) et C9 le plus froid (3000K). Yasumasa Yamashita (Observatoire astronomique de Tokyo) a encore affiné ce schéma en 1975 en ajoutant une désignation pour la bande de carbone à la classe de température, par exemple C 7,3. Le nombre supplémentaire désigne la « force » de la bande de carbone, 1 étant le plus faible, 5 le plus fort. Il existe également une combinaison de ces systèmes (C-R, C-N, C-J, C-H, C-Hd).

Par exemple, VX And, qui est une des plus rouges, est classé N7 et C4,5 (voir l'image ci-dessus, dans la rubrique Historique des découvertes).

Retour à l'accueil

L'évolution stellaire

La masse des étoiles

L’évolution d’une étoile dépend essentiellement de sa masse initiale.
On peut distinguer trois grandes familles :
- les étoiles de faible masse (comme le Soleil) : M < 8 Masses solaires (Msol)
- les étoiles massives : M > 8 Msol
- les naines brunes : M < 0,08 Msol, qui n’allument jamais l’hydrogène

Formation

Une étoile naît dans une nébuleuse moléculaire (un nuage de gaz et de poussières). Sous l’effet de la gravité, une protoétoile apparait. Quand la température au centre atteint environ 10 millions de degrés, il y a allumage de la fusion de l’hydrogène en hélium : l'étoile est sur la séquence principale.

Phase stable

Sur la séquence principale, l’étoile est en équilibre entre :
- la gravité qui tend à la faire s’effondrer,
- la pression de radiation due aux réactions nucléaires qui la gonfle.
C'est la phase la plus longue de la vie d’une étoile (environ 90 % de sa vie).
Par exemple, le Soleil y est depuis 4,6 milliards d’années.

Fin de l'hydrogène

Quand le cœur commence à manquer d’hydrogène, il se contracte, ce qui provoque une augmentation de la température. La fusion de l’hydrogène continue dans une couche autour du cœur. L’enveloppe se dilate, l'étoile devient une géante rouge.

Selon la masse...

* Pour les étoiles de masse solaire (M < 8 Msol)
- La fusion de l’hélium produit du carbone et de l'oxygène (phase brève).
- Les couches externes sont expulsées : une nébuleuse planétaire se forme.
- Le cœur de carbone/oxygène se refroidit lentement : l'étoile devient une naine blanche.

* Pour les étoiles massives (M > 8 Msol)
- Il y a une succession de fusions : He -> C → O → Ne → Mg → Si → Fe.
- Comme le fer ne peut pas libérer d’énergie par fusion, le cœur s’effondre brutalement : c'est l'explosion en supernova. Si le cœur restant a une masse inférieure à environ 3 Msol, l'étoile devient une étoile à neutrons. Dans le cas contraire, on obtient un trou noir.

Cas particulier : les naines brunes

Leur masse est trop faible pour atteindre la fusion de l’hydrogène. Elles restent donc comme des objets froids et sombres, se refroidissant lentement.

En résumé :

- La masse initiale est le paramètre maître qui détermine le destin de l’étoile.
- Le Soleil finira comme une naine blanche au centre d’une nébuleuse planétaire.
- Les étoiles massives enrichissent le milieu interstellaire en éléments lourds via les supernovae.
- L’évolution stellaire est le moteur de la nucléosynthèse pour la fabrication des éléments chimiques.

Retour à l'accueil

La branche des géantes asymptotiques

Définition

Encore appelée AGB, pour Asymptotic Giant Branch, il s'agit d'une phase tardive de l’évolution des étoiles de faible et moyenne masse (environ 0,8 à 8 Msol). C’est une "seconde vie" après la première branche des géantes rouges (RGB) et la branche horizontale.

Contexte évolutif

1. Sur la séquence principale, il y a fusion de l’hydrogène en hélium dans le cœur.
2. Sur la branche des géantes rouges (RGB), quand l’hydrogène est épuisé au centre, l’étoile gonfle et brûle l’hydrogène dans une coquille autour d’un cœur d’hélium dégénéré.
3. Survient ensuite l'allumage de l’hélium (flash de He) qui produit du carbone et de l'oxygène au centre : l'étoile arrive sur la branche horizontale.
4. A la fin de la fusion centrale de l’hélium, il reste un cœur inerte de carbone-oxygène.

Arrive alors la branche asymptotique des géantes (AGB)

Autour du cœur de carbone-oxygène inerte, se trouvent :
- une coquille d’hélium qui fusionne en carbone-oxygène,
- une coquille d’hydrogène qui fusionne en hélium.
L’étoile devient énorme et très lumineuse (jusqu’à plusieurs milliers de fois la luminosité du Soleil), avec une enveloppe très étendue et froide (les températures de surface vont de 2500 K à 3500 K).
Les étoiles AGB sont donc des super-géantes rouges au sens large, mais de faible masse.

Fin de vie

Après avoir perdu leur enveloppe, elles laissent une nébuleuse planétaire. Le cœur dégénéré devient une naine blanche de carbone-oxygène.

Caractéristiques

- Les étoiles pulsent. Beaucoup deviennent des variables de type Mira ou semi-régulières.
- Il y a des vents stellaires intenses produisant des pertes de masse, jusqu’à 0.0001 Msol/an.
- Il y a production de poussière et enrichissement du milieu interstellaire (C, N, s-process).
- Des épisodes de flashs thermiques peuvent se produire (instabilités dans la coquille d’hélium).
- Selon la composition, elles peuvent devenir des étoiles carbonées s'il y a plus de carbone que d'oxygène.

En résumé

La branche asymptotique est en quelque sorte une répétition de la phase géante rouge, mais plus extrême, avec double coquille de fusion et pertes de masse importantes.

Retour à l'accueil

Comment le carbone se forme-t-il ?

La réaction triple alpha

La réaction triple alpha est le processus nucléaire par lequel trois noyaux d’hélium-4 (appelés particules alpha) fusionnent pour former du carbone-12 dans le cœur des étoiles évoluées.
C’est une étape cruciale de la nucléosynthèse stellaire, responsable de la formation du carbone, un élément essentiel à la vie.

Étapes principales

1. Fusion de deux particules alpha :
Deux noyaux d’hélium-4 (4He) s’unissent pour former du béryllium-8 (8Be).
Ce noyau est très instable (il se désintègre en environ 10⁻¹⁶ s), donc il faut des conditions de température et densité élevées pour qu’il persiste assez longtemps.
4He + 4He → 8Be

2. Capture d’un troisième alpha :
Avant que 8Be ne se désintègre, un troisième 4He peut s’ajouter pour former un noyau de carbone-12.
8Be + 4He → 12C + γ
(un photon γ est émis pour emporter l’excès d’énergie)

3. État de Hoyle :
Cette réaction est rendue possible par un état résonnant particulier du 12C, appelé état de Hoyle (prévu en 1954 par Fred Hoyle, confirmé expérimentalement peu après).
Sans cet état résonnant, la probabilité de produire du carbone serait extrêmement faible, et la vie basée sur le carbone ne serait probablement pas possible.

Conditions nécessaires

- Température : environ 100 à 200 millions de degrés
- Densité : élevée, typiquement dans les cœurs des géantes rouges après la phase de fusion de l’hydrogène.

Importance

- C’est le seul moyen naturel de produire du carbone dans l’Univers.
- C’est une étape clé dans l’évolution stellaire : elle marque le début de la fusion de l’hélium après que l’hydrogène est épuisé au centre.
- Elle ouvre la voie à la formation d’éléments plus lourds (oxygène, néon, etc.) par fusion ultérieure.

Retour à l'accueil

La fusion de l'hélium

Rôle de l'hélium

Chez les étoiles carbonées, qui sont des étoiles de la branche géante asymptotique (AGB), la fusion de l’hélium joue un rôle central avant et pendant leur évolution vers l’état de géante riche en carbone

Phase de combustion de l’hélium

Quand une étoile intermédiaire (environ 1–8 Msol) a épuisé son hydrogène dans le cœur, celui-ci se contracte et chauffe. À 100 millions de degrés, l’hélium s’enflamme par la réaction triple-alpha. Cette réaction produit du carbone 12 et une petite fraction d’oxygène via 12C + α → 16O.

Cœur et coquilles de fusion

- Dans la phase AGB, le cœur de l’étoile est inerte.
- Autour, deux coquilles brûlent alternativement :
- une coquille d’hélium (fusion triple-alpha -> carbone + oxygène),
- une coquille d’hydrogène (fusion proton-proton ou CNO → hélium).

Formation d’une étoile carbonée

Lors des pulsations thermiques (épisodes instables de fusion de l’hélium dans la coquille), les couches convectives remontent le carbone formé dans la zone de fusion de l’hélium vers la surface. Si la surface atteint un rapport C/O > 1, l’étoile devient une étoile carbonée : son atmosphère est dominée par des molécules de carbone (C₂, CN, C₃, etc.), ce qui modifie profondément son spectre et sa couleur (plus rouge).

En résumé

La fusion de l’hélium (triple-alpha) dans la coquille est l’origine du carbone qui enrichit l’enveloppe de ces étoiles. Sans cette fusion et le mélange convectif, une étoile ne pourrait pas devenir une étoile carbonée.

Retour à l'accueil

Les remontées convectives

Leur rôle

Les remontées convectives (encore appelées dredge-up) sont des phases de l’évolution des étoiles intermédiaires (environ 1–8 Msol), notamment pendant la branche des géantes rouges (RGB) et surtout la branche asymptotique des géantes (AGB). Ce sont des épisodes où la convection transporte des éléments formés au cœur vers la surface de l’étoile, modifiant sa composition chimique observable.

Voici un résumé des trois dredge-up :

Premier dredge-up

Il survient après la fin de la séquence principale, lorsque l’étoile devient une géante rouge.
L’enveloppe convective s’approfondit et pénètre dans des zones où la fusion H→He a déjà eu lieu.
Conséquences :
- Surface enrichie en 4He, 13C, 14N.
- Diminution du rapport isotopique 12C/13C.
- Observé dans beaucoup de géantes rouges.

Deuxième dredge-up

Pour les étoiles plus massives (M > 4–5 Msol), après la fusion de l’hélium dans le cœur et avant la phase AGB, l’enveloppe convective plonge plus profondément après la contraction du cœur de carbone-oxygène.
Conséquences :
- Surface enrichie en 4He et produits du cycle CNO (14N, 13C).
- Cela affecte surtout les étoiles massives qui évolueront ensuite en supergéantes rouges.

Troisième dredge-up

Pendant la phase AGB thermiquement pulsante (TP-AGB), après chaque épisode de fusion instable de l’hélium dans une coquille (thermal pulse), les pulsations thermiques entraînent une expansion puis une convection qui ramène à la surface les produits de la fusion He (couche intershell).
Conséquences :
- Surface enrichie en carbone (12C) → l’étoile peut devenir une étoile carbonée si C/O > 1.
- Production d’éléments lourds par processus s (strontium, baryum, zirconium, etc.), également transportés à la surface.
- Responsable des enrichissements chimiques du milieu interstellaire.

En résumé

- 1er dredge-up → changements isotopiques légers (appelés H-burning products).
- 2e dredge-up → plus profond : He + produits CNO.
- 3e dredge-up → crucial pour les étoiles AGB, amène carbone et éléments s-process, donne naissance aux étoiles carbonées.

Retour à l'accueil

Le vent stellaire

Définition

Chez les géantes rouges (y compris les étoiles asymptotiques AGB et les carbonées), le vent stellaire est un flux continu de matière (gaz et poussières) éjecté depuis l’enveloppe externe de l’étoile vers l’espace.

Mécanisme du vent stellaire chez les géantes rouges

1. Étoile dilatée et peu liée gravitationnellement :
- Les géantes rouges ont un rayon énorme (jusqu’à des centaines de fois celui du Soleil).
- La gravité à la surface est donc très faible, il est plus facile pour la matière de s’échapper.
2. Pulsations stellaires :
L’étoile AGB est instable, son atmosphère "pulse", ce qui pousse la matière loin de la surface.
3. Formation de poussières :
Dans l’atmosphère refroidie, des grains de poussière se forment (carbone, silicates, oxydes…).
4. Pression de radiation :
- La lumière de l’étoile pousse sur ces grains de poussière : ils sont accélérés.
- Cela entraîne le gaz environnant : il y a perte de masse par vent stellaire.

Caractéristiques

Vitesse du vent : environ 5 à 30 km/s (beaucoup plus lent que les vents des étoiles massives de type O ou Wolf-Rayet).
Taux de perte de masse :
- Pour une géante rouge : environ 10⁻⁷ à 10⁻⁵ Msol/an.
- Pour une étoile AGB en fin de vie : jusqu’à 10⁻⁴ Msol/an (ce qui est énorme, le Soleil perd actuellement seulement environ 10⁻¹⁴ Msol/an).

Conséquences

-Évolution stellaire :
- Le vent stellaire dépouille l’étoile de son enveloppe.
- Quand l’étoile a trop perdu, il reste juste le cœur de carbone-oxygène. Cela donne naissance à une naine blanche.
-Enrichissement du milieu interstellaire :
- Les vents transportent du carbone, azote, oxygène, éléments du s-process, poussières.
- Ces matériaux vont servir à former de nouvelles étoiles et planètes.
-Formation des nébuleuses planétaires :
- L’éjection finale de l’enveloppe forme une nébuleuse planétaire, illuminée par la naine blanche centrale.

En résumé

Le vent stellaire des géantes rouges est une perte de masse lente mais intense, déclenchée par les pulsations et poussée par la radiation sur la poussière, et il joue un rôle essentiel pour la mort des étoiles intermédiaires et la chimie galactique.

Retour à l'accueil

Les pulsations thermiques

Structure d'une étoile AGB

- Cœur inerte en carbone-oxygène (issu de la fusion de l’hélium).
- Deux coquilles actives :
- Coquille H : fusion H → He.
- Coquille He : fusion triple-alpha (He → C + O).
- Une enveloppe externe très dilatée, convective, qui peut mélanger les produits de fusion.

Pulsations thermiques (thermal pulses, TP-AGB)

La coquille d’hélium est instable. Pendant un temps, elle s’éteint car la coquille d’hydrogène domine la production d’énergie. Puis, l’hélium s’accumule jusqu’à ce que la coquille d’He s’enflamme brutalement, ce qui donne une pulsation thermique. Cette pulsation libère une grande quantité d’énergie en peu de temps (comme une mini-explosion interne). L’étoile gonfle alors, devient instable et déclenche une convection profonde.

Troisième remontée (third dredge-up, TDU)

Après une pulsation thermique, la convection descend plus profondément dans les couches internes. Elle "remonte" du carbone et parfois du s-process (éléments lourds comme Ba, Sr, Zr, La) formés par capture de neutrons. Ce mélange enrichit l’atmosphère de l’étoile en carbone. Quand le rapport C/O > 1, l’étoile devient une étoile carbonée.

Importance astrophysique

Ces étoiles sont des usines à carbone : elles enrichissent le milieu interstellaire via leurs vents stellaires. Elles produisent une grande partie du carbone et des éléments lourds (s-process) de la Galaxie. Elles finissent par éjecter leur enveloppe et deviennent une nébuleuse planétaire, laissant une naine blanche de carbone-oxygène.

En résumé

Sans pulsations thermiques + troisième dredge-up, le carbone formé dans la coquille resterait piégé à l’intérieur.
Grâce à elles, le carbone arrive à la surface, l'atmosphère est dominée par le carbone, l'étoile devient une étoile carbonée.

Retour à l'accueil

Les étoiles carbonées

Bienvenue sur ce site consacré aux étoiles carbonées

🔍 Qu'est-ce qu'une étoile carbonée ?

Historique des découvertes

🔍 Comment les étoiles carbonées sont-elles classées ?

L'évolution stellaire

La masse des étoiles

Formation

Phase stable

Fin de l'hydrogène

Selon la masse...

Cas particulier : les naines brunes

En résumé :

La branche des géantes asymptotiques

Définition

Contexte évolutif

Arrive alors la branche asymptotique des géantes (AGB)

Fin de vie

Caractéristiques

En résumé

Comment le carbone se forme-t-il ?

La réaction triple alpha

Étapes principales

Conditions nécessaires

Importance

La fusion de l'hélium

Rôle de l'hélium

Phase de combustion de l’hélium

Cœur et coquilles de fusion

Formation d’une étoile carbonée

En résumé

Les remontées convectives

Leur rôle

Premier dredge-up

Deuxième dredge-up

Troisième dredge-up

En résumé

Le vent stellaire

Définition

Mécanisme du vent stellaire chez les géantes rouges

Caractéristiques

Conséquences

En résumé

Les pulsations thermiques

Structure d'une étoile AGB

Pulsations thermiques (thermal pulses, TP-AGB)

Troisième remontée (third dredge-up, TDU)

Importance astrophysique

En résumé

Contactez-nous