Kepler et Corot révèlent l'intérieur des géantes rouges

Depuis les travaux d'Eddington, Chandrasekhar, Hoyle, Fowler, Martin Schwarzschild et Chushiro Hayashi, on pense bien connaître la structure des étoiles et leur évolution stellaire basée sur un ensemble de réactions thermonucléaires. Mais ce sont surtout leurs atmosphèresatmosphères que l'on connaissait bien jusqu'à présent, puisqu'on peut les observer directement pour y déceler des éléments chimiques, y mesurer des pressions, des températures ou des champs magnétiques. Toutefois, l'application conjointe des lois de l'hydrodynamique, de la thermodynamiquethermodynamique et du transfert radiatif pour des massesmasses fluides autogravitantes avait conduit à des modèles de l'intérieur de ces étoiles reproduisant assez bien la diversité des propriétés des étoiles observées, malgré l'impossibilité de sonder directement leur intérieur.

Les choses sont en train de changer grâce à une discipline héritière de l'héliosismologiehéliosismologie : l'astérosismologie.

Sismologie stellaire

Rappelons que dans le cas du Soleil, celui-ci évacue par convectionconvection dans ses couches supérieures la gigantesque quantité d'énergieénergie produite en son centre. Dans ces couches, se produit donc un bouillonnement similaire à celui d'une casserole d'eau chauffée par le fond. Cela génère des ondes sonoresondes sonores qui parcourent en permanence le SoleilSoleil qui joue alors le rôle de caisse de résonancerésonance, comme pour un instrument de musique. De même que l'écoute d'une note de musique permet de déterminer la nature de l'instrument qui l'a produite, les notes émises par le Soleil (on parle de modes propres, fréquencesfréquences propres ou de résonance) vont permettre de déduire les paramètres physiquesphysiques à l'intérieur du Soleil, comme la température, la densité, etc.

Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESO

Il y a d'autres types d'ondes qui se propagent dans le Soleil, en particulier ceux qu'on appelle des modes de gravitégravité (à ne pas confondre avec les ondes gravitationnellesondes gravitationnelles de la relativité généralerelativité générale). Ces modes g sont des ondes de basse fréquence dont la force de rappel est la poussée d'Archimèdepoussée d'Archimède et qui sont confinés en profondeur dans la zone radiative comme dans une cavité résonnante (bien qu'une petite partie de leur énergie parvient à quitter cette zone sous forme d'ondes évanescentes). Par contre, les modes acoustiques, ou modes p, sont ceux où la force de rappel principale est la pression.

Les caractéristiques de ces ondes, la façon dont elles peuvent interagir, dépendent des détails de la structure interne du Soleil. Lorsqu'une partie de ces ondes atteint la surface de ce dernier, elles provoquent d'infimes oscillations de sa courbe de luminositéluminosité. De même que sur Terre les ondes sismiquesondes sismiques permettent de remonter à la structure et à la composition interne de notre planète, ces infimes variations de luminosité permettent donc d'avoir accès indirectement à l'intérieur de notre étoile. Depuis quelque temps, avec Kepler et Corot, qui ne servent pas qu'à partir à la chasse aux exoplanètes, les astrophysiciensastrophysiciens jouent au même jeu dans le cas des autres étoiles afin de vérifier que les modèles analytiques et numériquesnumériques de la structure et de l'évolution de celles-ci sont justes.

Une comparaison des tailles et des températures de surface des géantes rouges étudiées par Kepler. On voit à gauche le Soleil. © Daniel Huber, University of Sydney

Le chant des géantes rouges

Ils ont en particulier observé des géantes rougesgéantes rouges et ils viennent de publier les résultats de leurs observations concernant l'astérosismologie appliquée à ces étoiles dans un article de Nature.  

On sait que notre Soleil lui-même finira par devenir une géante rouge dans quelques milliards d'années et qu'il enflera pour englober au moins l'orbiteorbite de la planète VénusVénus avant de finir en naine blanche, comme le montre cette vidéo. Actuellement, il continue à brûler son hydrogènehydrogène pour former de l'héliumhélium.

Lorsque son cœur sera principalement constitué d'hélium, il commencera à brûler les couches d'hydrogène entourant ce dernier. Comme sa température interne va changer à ce moment-là, il devra adopter une nouvelle figure d'équilibre et se dilatera. Dans le cas d'étoile un peu plus massive que le Soleil, la température va continuer à augmenter jusqu'à ce que la fusionfusion de l'hélium en atomeatome de carbonecarbone s'enclenche (voir le schéma ci-dessous). Cette fusion peut être rapide (flashflash de l'hélium) ou plus graduelle si l'étoile dépasse les deux masses solaires environ.

Il se trouve que selon l'âge d'une géante rouge, ou simplement selon qu'elle brûle son cœur d'hélium ou les couches d'hydrogène l'entourant, le spectrespectre des ondes se propageant jusqu'à la surface de l'étoile n'est pas le même. Si l'on est capable de mesurer l'équivalent d'oscillations d'un centième de la luminosité d'une des ampoules de la tour Eiffel, on peut déterminer ce spectre et c'est l'étonnante performance que les astrophysiciens ont réalisée avec les instruments de CorotCorot et Kepler. Ils peuvent donc maintenant sonder l'intérieur des géantes rouges.

Vous pouvez d'ailleurs écouter un concert de géantes rouges. Dans ce fichier audio, vous entendrez des oscillations basées sur les fréquences réelles qui ont été mesurées par Kepler mais ramenées dans la bande sonore audible de l'oreille humaine. Le concert commence avec les ondes sismiques d'une petite géante rouge puis l'on passe progressivement à trois géantes de tailles croissantes. Les fréquences deviennent plus basses mais les amplitudes sont plus grandes.