Concept

Branche des géantes rouges

vignette|droite|upright=1.4|Diagramme de Hertzsprung–Russell de l'amas globulaire M5. La branche des géantes rouges part de la fine branche horizontale des sous-géantes vers le haut à droite, avec certaines étoiles RGB plus lumineuses marquées en rouge. La branche des (étoiles) géantes rouges (en anglais : red-giant branch ou RGB), appelée parfois la première branche des géantes, est la partie de la branche des géantes avant que la combustion de l'hélium ne démarre, lors de l'évolution stellaire. C'est un stade qui suit la séquence principale pour les étoiles de masse faible ou intermédiaire. Les étoiles de la branche des géantes rouges ont un cœur inerte d'hélium entouré d'une coquille d'hydrogène brûlant selon le cycle CNO. Ce sont des étoiles de types K et M beaucoup plus grosses et beaucoup plus lumineuses que les étoiles de la séquence principale ayant la même température. vignette|gauche|upright=1.0|Les étoiles les plus brillantes des amas globulaires tels que NGC 288 sont des géantes rouges. Les géantes rouges ont été identifiées au début du lorsque l'utilisation du diagramme de Hertzsprung–Russell mit en évidence qu'il y avait deux types distincts d'étoiles froides ayant des tailles très différentes : les naines, appelées maintenant de façon formelle étoiles de la séquence principale ; et les géantes. Le terme branches des géantes rouges est entré en usage dans les années 1940 et 1950, bien qu'initialement uniquement comme un terme général pour faire référence à la région des géantes rouges du diagramme de Hertzsprung–Russell. Bien que la base d'une durée de vie passée dans la séquence principale thermonucléaire, suivie par une phase de contraction thermodynamique vers une naine blanche était comprise en 1940, les détails internes des différents types d'étoiles géantes n'étaient pas connus. En 1968, le nom de branche asymptotique des géantes (AGB) fut donné à une branche d'étoiles légèrement plus lumineuses que la majorité des géantes rouges et plus instables, souvent des étoiles variables de forte amplitude telles que Mira.

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Proximité ontologique
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Étoile variable de type Mira
300px|vignette|Mira, l'étoile prototype des variables de type Mira vignette|Mira Les (étoiles) variables de type Mira sont une classe d'étoiles variables, caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours, et des amplitudes de luminosité supérieures à une magnitude. Ce sont des étoiles géantes rouges se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire (la branche asymptotique des géantes rouges) qui finiront par expulser leur enveloppe externe en une nébuleuse planétaire et par devenir des naines blanches en quelques millions d'années.
Géante rouge
vignette|Comparaison de la taille de la géante rouge Aldébaran et de celle du Soleil. Une étoile géante rouge ou géante rouge est une étoile lumineuse de masse faible ou intermédiaire qui se transforme en étoile géante lors du stade tardif de son évolution stellaire. L'étoile devient ainsi plus grande, ce qui entraîne une diminution de sa température de surface et, conséquemment, entraîne un rougissement de celle-ci. Les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type S et la plupart des étoiles carbonées.
Mira (étoile)
Mira (ο Cet / ο Ceti / Omicron Ceti) est une étoile binaire de la constellation de la Baleine, constituée d'une géante rouge, Mira A ou simplement Mira, et une naine blanche, Mira B ou VZ Ceti. Mira A est aussi une étoile variable périodique et fut la première étoile variable découverte non issue d'une nova ou d'une supernova, à l'exception peut-être d'Algol. Hormis Eta Carinae, Mira est la plus brillante variable périodique dans le ciel qui ne soit pas visible à l'œil nu durant une partie de son cycle.
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