Une étoile géante est une étoile de classe de luminosité II ou III. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes forment deux branches au-dessus de la séquence principale.

Classes de luminosité dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Les géantes correspondent à la classe III et les géantes lumineuses à la II.

Elles se situent entre les supergéantes et les étoiles de la séquence principale en termes de rayon (10-100 rayons solaires) et de luminosité (10-1000 luminosités solaires) pour une température effective donnée.

Notre Soleil ? Un nabot comparé aux étoiles géantes de la Galaxie. Certaines sont des dizaines de fois plus massives que lui. Un embonpoint mystérieux, qui jette un doute sur les théories de la naissance des étoiles. Résumons-les. D'abord, un nuage de gaz et de poussières gigantesque se contracte sous l'action de son poids (<-). La faute a cette fameuse force, la gravitation. Des lors apparaît une proto-étoile, qui chauffe par suite de chocs entre particules, jusqu'à déclencher en son cour des réactions de fusion nucléaire. Au final, l'astre "s'allume" et rayonne une énergie considérable. Or, suivant ce scénario, les rayons de l'étoile devraient créer une "tempête", balayer le gaz qui l'enveloppe, et l'empêcher de grossir plus. "D'après les connaissances actuelles, la formation d'étoiles de masse supérieure à huit fois celle du Soleil ne devrait pas être possible", résume Annie Zavagno, au laboratoire d'astrophysique de Marseille. Les astronomes se grattent donc le scalp devant des étoiles qui affichent leurs 150 masses solaires ! Le record a même été pulvérisé par "R136a", révélée en juillet 2010 dans la nébuleuse de la Tarentule : 265 fois la masse du Soleil, 10 millions de fois plus brillant. Mais "ces étoiles naissent grosses puis perdent du poids", précise Paul Crowther, chef de l'équipe qui a découvert la dondon. R136a devait atteindre 320 masses solaires à sa naissance ! À moins que de plus petites étoiles n'aient fusionné pour la produire. Pour lever le mystère, les Sherlock Holmes du cosmos dégainent leurs "loupes". Comme le télescope spatial européen Herschel, lancé en mai 2010, qui a déjà découvert une étoile en formation, dans un nuage pesant 2000 Soleils. Pour l'heure, elle n'excède pas 8 à 10 fois le Soleil mais, avec un tel réservoir, elle ne peut que grossir. Au point de devenir, peut-être, l'un des plus gros mastodontes de la Voie lactée. C'est la première fois que les astronomes peuvent se pencher sur le berceau d'une future étoile géante... et ils ne s'en priveront pas !

En astronomie, une supergéante est un type d'étoile très volumineuse, d'environ 10 à 70 masses solaires.

Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les supergéantes occupent le haut du diagramme. Dans la classification MKK, les supergéantes peuvent être de classe Ia (supergéantes très lumineuses) ou Ib (supergéantes moins lumineuses). Typiquement, la magnitude bolométrique absolue d'une supergéante est comprise entre -5 et -12.

La masse des supergéantes varie entre 10 et 70 masses solaires et leur luminosité de 30.000 à plusieurs centaines de milliers de fois la luminosité solaire. Elles varient fortement en taille, entre 30 à 500, voire plus de 1.000 rayons solaires. La loi de Stefan-Boltzmann implique que la surface plus froide des supergéantes rouges rayonne moins d'énergie par unité de surface que les supergéantes bleues ; pour une luminosité donnée, les supergéantes rouges sont donc plus grandes que les supergéantes bleues.
Les supergéantes existent dans tous les types spectraux, depuis les jeunes supergéantes bleues de classe O aux supergéantes rouges de classe M, fortement évoluées.
La modélisation des supergéantes est un domaine de recherche toujours d'actualité ; elle est compliquée par divers facteurs comme la prise en compte de la perte de masse par l'étoile au cours du temps. Plutôt que de modéliser des étoiles individuelles, la tendance actuelle est à la modélisation d'amas d'étoiles et à la comparaison des modèles résultants avec la distribution observée de supergéantes dans les galaxies comme, par exemple, dans les nuages de Magellan.

Une supergéante (à droite) comparée à d'autres types d'étoiles (->).

ÉVOLUTION

En conséquence de leur masse élevée, les supergéantes n'ont qu'une durée de vie très courte, de l'ordre de 10 à 50 millions d'années, et ne sont observées que dans les structures cosmiques jeunes, comme les amas ouverts, les bras des galaxies spirales et les galaxies irrégulières. Elles ne sont pas observées dans les noyaux des galaxies spirales, les galaxies elliptiques ou les amas globulaires, structures supposées composées d'étoiles anciennes.
Selon le consensus actuel, les supergéantes effectuent des aller-retour plus ou moins horizontaux le long du diagramme de Hertzsprung-Russell. Pendant un certain temps, on a cru que, vers la fin de leur vie, ces étoiles devenaient des supergéantes rouges, juste avant d'exploser en supernova. Néanmoins, l'étoile à l'origine de la supernova SN 1987A était une supergéante bleue ; il semblerait qu'elle fut une supergéante rouge avant de perdre ses couches externes à cause de son vent stellaire.
On pense que l'univers primitif contenait un grand nombre d'étoiles considérablement plus brillantes et plus massives que celles que l'on observe actuellement. Ces étoiles faisaient partie de la classe théorique des étoiles de population III. Dans l'état actuel de nos connaissances, leur existence est nécessaire pour expliquer l'observation d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium dans les quasars.

EXEMPLES

Représentation d'une Supergéante bleue (->)...

Bételgeuse et Antarès sont des exemples de supergéantes rouges ; Rigel est une supergéante bleue-blanche typique.
Actuellement, les étoiles connues les plus grandes (en termes de taille physique, pas de masse ou de luminosité) sont les supergéantes VY Canis Majoris, VV Cephei, V354 Cephei, KW Sagitarii, KY Cygni et μ Cephei.
Situé à 310 années-lumière, Canopus est la supergéante la plus proche du système solaire.