22.4 : La poursuite de l'évolution des étoiles

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Expliquez ce qui se passe dans le cœur d'une étoile lorsque tout l'hydrogène est épuisé
• Définissez les « nébuleuses planétaires » et discutez de leur origine
• Discutez de la création de nouveaux éléments chimiques aux derniers stades de l'évolution des étoiles

L' « histoire de vie » que nous avons racontée jusqu'à présent s'applique à presque toutes les étoiles : chacune commence comme une protoétoile en contraction, puis vit la majeure partie de sa vie comme une étoile stable de la séquence principale, pour finalement quitter la séquence principale vers la région de la géante rouge.

Comme nous l'avons vu, le rythme auquel chaque étoile franchit ces étapes dépend de sa masse, les étoiles les plus massives évoluant plus rapidement. Mais après ce moment, les histoires de vie d'étoiles de masses différentes divergent, avec un plus large éventail de comportements possibles en fonction de leur masse, de leur composition et de la présence de toute étoile compagne à proximité.

Comme nous avons écrit ce livre pour les étudiants qui suivent leur premier cours d'astronomie, nous allons raconter une version simplifiée de ce qui arrive aux étoiles lorsqu'elles approchent des dernières étapes de leur vie. Nous n'allons pas (peut-être à votre grand soulagement) examiner toutes les manières dont les étoiles vieillissantes peuvent se comporter et les choses étranges qui se produisent lorsqu'une étoile est mise en orbite par une deuxième étoile dans un système binaire. Au lieu de cela, nous nous concentrerons uniquement sur les étapes clés de l'évolution des étoiles individuelles et montrerons en quoi l'évolution des étoiles de masse élevée diffère de celle des étoiles de faible masse (comme notre Soleil).

Fusion à l'hélium

Commençons par examiner les étoiles dont la composition est similaire à celle du Soleil et dont la masse initiale est relativement faible, soit environ le double de la masse de notre Soleil. (Cette masse peut ne pas sembler trop faible, mais les étoiles dont la masse est inférieure à celle-ci se comportent toutes d'une manière assez similaire. Nous verrons ce qu'il advient des étoiles plus massives dans la section suivante.) Comme il y a beaucoup plus d'étoiles de faible masse que d'étoiles de masse élevée dans la Voie lactée, la grande majorité des étoiles, y compris notre Soleil, suivent le scénario que nous allons raconter. D'ailleurs, nous avons utilisé avec soin le terme masse initiale des étoiles car, comme nous le verrons, les étoiles peuvent perdre une bonne partie de leur masse au cours du processus de vieillissement et de mort.

N'oubliez pas que les géantes rouges commencent par un noyau d'hélium où aucune production d'énergie n'a lieu, entouré d'une coque où l'hydrogène est en train de fusionner. Le noyau, qui n'a aucune source d'énergie pour s'opposer à l'attraction intérieure de la gravité, se rétrécit et devient de plus en plus chaud. Au fil du temps, la température du cœur peut atteindre des valeurs beaucoup plus élevées qu'elle ne l'était au cours des jours de séquence principaux. Une fois qu'il a atteint une température de 100 millions de K (mais pas avant ce point), trois atomes d'hélium peuvent commencer à fusionner pour former un seul noyau de carbone. Ce processus est appelé processus triple-alpha, ainsi nommé parce que les physiciens appellent le noyau de l'atome d'hélium une particule alpha.

Lorsque le processus triple-alpha commence dans des étoiles de faible masse (environ 0,8 à 2,0 masses solaires), les calculs montrent que l'ensemble du noyau est enflammé lors d'une explosion de fusion rapide appelée flash d'hélium. (Les étoiles plus massives enflamment également de l'hélium, mais plus graduellement et pas avec un flash.) Dès que la température au centre de l'étoile devient suffisamment élevée pour démarrer le processus triple-alpha, l'énergie supplémentaire libérée est transmise rapidement à travers tout le noyau d'hélium, produisant un échauffement très rapide. Le chauffage accélère les réactions nucléaires, qui fournissent plus de chaleur et qui accélèrent encore plus les réactions nucléaires. Nous avons une production d'énergie à la dérive, qui ravive tout le noyau d'hélium en un éclair.

Vous vous demandez peut-être pourquoi la prochaine étape majeure de la fusion nucléaire des étoiles implique trois noyaux d'hélium et pas seulement deux. Bien qu'il soit beaucoup plus facile de faire entrer en collision deux noyaux d'hélium, le produit de cette collision n'est pas stable et s'effondre très rapidement. Il faut que trois noyaux d'hélium se rejoignent simultanément pour former une structure nucléaire stable. Étant donné que chaque noyau d'hélium possède deux protons positifs et que ces protons se repoussent, vous pouvez commencer à voir le problème. Il faut une température de 100 millions de K pour assembler trois noyaux d'hélium (six protons) et les faire adhérer. Mais lorsque cela se produit, l'étoile produit un noyau de carbone.

Des étoiles dans ton petit doigt

Arrêtez de lire un instant et regardez votre petit doigt. Il regorge d'atomes de carbone, car le carbone est un élément chimique fondamental de la vie sur Terre. Chacun de ces atomes de carbone se trouvait autrefois à l'intérieur d'une étoile géante rouge et a été fusionné à partir de noyaux d'hélium selon le processus triple-alpha. Tout le carbone de la Terre, qu'il s'agisse de vous, du charbon de bois que vous utilisez pour le barbecue ou des diamants que vous pourriez échanger avec un être cher, a été « cuit » par les générations précédentes d'étoiles. Nous verrons dans le chapitre suivant comment les atomes de carbone (et d'autres éléments) se sont frayés un chemin depuis l'intérieur de certaines de ces étoiles pour faire partie de la Terre. Pour l'instant, nous voulons souligner que notre description de l'évolution des étoiles est, dans un sens très réel, l'histoire de nos propres « racines » cosmiques, c'est-à-dire l'histoire de l'origine de nos propres atomes parmi les étoiles. Nous sommes faits de « stars ».

Redevenir un géant

Après le flash d'hélium, l'étoile, ayant survécu à la « crise énergétique » qui a suivi la fin de la phase de séquence principale et l'épuisement de l'hydrogène en son centre, retrouve son équilibre. Au fur et à mesure que l'étoile se réadapte à la libération d'énergie résultant du processus triple-alpha dans son cœur, sa structure interne change une fois de plus : sa température de surface augmente et sa luminosité globale diminue. Le point qui représente l'étoile sur le diagramme H—R se déplace donc vers une nouvelle position à gauche et légèrement en dessous de sa position sous la forme d'une géante rouge (Figure\(\PageIndex{1}\)). L'étoile continue ensuite à faire fondre l'hélium dans son noyau pendant un certain temps, revenant au type d'équilibre entre pression et gravité qui caractérisait l'étape de séquence principale. Pendant ce temps, un noyau de carbone nouvellement formé au centre de l'étoile peut parfois être rejoint par un autre noyau d'hélium pour produire un noyau d'oxygène, un autre élément constitutif de la vie.

Figure de\(\PageIndex{1}\) l'évolution d'une étoile comme le Soleil sur un diagramme H—R. Chaque étape de la vie de l'étoile est étiquetée. (a) L'étoile passe de la séquence principale à une géante rouge, dont la température de surface diminue et sa luminosité augmente. (b) Un flash d'hélium se produit, entraînant un réajustement de la structure interne de l'étoile et (c) une brève période de stabilité au cours de laquelle l'hélium est fusionné avec du carbone et de l'oxygène dans le cœur (ce faisant, l'étoile devient plus chaude et moins lumineuse qu'elle ne l'était sous forme de géante rouge). (d) Une fois que l'hélium central est épuisé, l'étoile redevient géante et passe à une luminosité plus élevée et à une température plus basse. À ce moment-là, cependant, l'étoile a épuisé ses ressources intérieures et commencera bientôt à mourir. Lorsque la trajectoire évolutive devient une ligne pointillée, les changements sont si rapides qu'ils sont difficiles à modéliser.

Cependant, à une température de 100 millions de K, le noyau interne convertit rapidement son combustible à base d'hélium ou de carbone (et un peu d'oxygène). La nouvelle période de stabilité ne peut donc pas durer très longtemps : elle est bien plus courte que la phase de séquence principale. Bientôt, tout l'hélium suffisamment chaud pour la fusion sera épuisé, tout comme l'hydrogène chaud qui a été consommé plus tôt dans l'évolution de l'étoile. Une fois de plus, le noyau interne ne sera pas en mesure de générer de l'énergie par fusion. Une fois de plus, la gravité prendra le dessus et le noyau recommencera à se rétrécir. Nous pouvons considérer l'évolution des étoiles comme l'histoire d'une lutte constante contre l'effondrement gravitationnel. Une étoile peut éviter de s'effondrer tant qu'elle peut exploiter des sources d'énergie, mais une fois qu'un combustible particulier est épuisé, elle recommence à s'effondrer.

La situation de l'étoile est similaire à celle de la fin de la phase de séquence principale (lorsque l'hydrogène central s'est épuisé), mais l'étoile a maintenant une structure un peu plus complexe. Encore une fois, le noyau de l'étoile commence à s'effondrer sous son propre poids. La chaleur dégagée par le rétrécissement du noyau de carbone et d'oxygène s'écoule dans une enveloppe d'hélium située juste au-dessus du noyau. Cet hélium, qui n'était pas assez chaud pour être fusionné en carbone auparavant, est chauffé juste assez pour que la fusion commence et génère un nouveau flux d'énergie.

Plus loin dans l'étoile, il y a aussi une coque dans laquelle l'hydrogène frais a été suffisamment chauffé pour faire fondre l'hélium. L'étoile possède désormais une structure multicouche semblable à celle d'un oignon : un noyau carbone-oxygène, entouré d'une coque de fusion d'hélium, d'une couche d'hélium, d'une coque de fusion d'hydrogène et, enfin, des couches extérieures étendues de l'étoile (voir Figure\(\PageIndex{2}\)). Au fur et à mesure que l'énergie s'écoule vers l'extérieur des deux couches de fusion, les régions extérieures de l'étoile recommencent à s'étendre. Sa brève période de stabilité est terminée ; l'étoile revient brièvement dans le domaine de la géante rouge sur le diagramme H—R (voir Figure\(\PageIndex{1}\)). Mais il s'agit d'une brève et dernière explosion de gloire.

Figure\(\PageIndex{2}\) plusieurs couches à l'intérieur d'une étoile de faible masse avant la mort. Nous voyons ici les couches à l'intérieur d'une étoile dont la masse initiale est inférieure au double de la masse du Soleil. Il s'agit notamment, du centre vers l'extérieur, du noyau carbone-oxygène, d'une couche d'hélium suffisamment chaude pour fusionner, d'une couche d'hélium plus froid, d'une couche d'hydrogène suffisamment chaude pour fusionner, puis d'hydrogène plus froid au-delà.

Rappelons que la dernière fois que l'étoile s'est retrouvée dans cette situation difficile, la fusion à l'hélium est venue à sa rescousse. La température au centre de l'étoile est finalement devenue suffisamment élevée pour que le produit de l'étape précédente de fusion (hélium) devienne le combustible de l'étape suivante (fusion de l'hélium en carbone). Mais l'étape qui suit la fusion des noyaux d'hélium nécessite une température si élevée que les types d'étoiles de moindre masse (moins de 2 masses solaires) dont nous parlons ne peuvent tout simplement pas comprimer leur cœur pour l'atteindre. Aucun autre type de fusion n'est possible pour une telle étoile.

Dans une étoile de masse similaire à celle du Soleil, la formation d'un noyau carbone-oxygène marque ainsi la fin de la génération d'énergie nucléaire au centre de l'étoile. L'étoile doit maintenant faire face au fait que sa mort est proche. Nous verrons comment de telles étoiles finissent leur vie dans The Death of Stars, mais en attendant, le tableau\(\PageIndex{1}\) résume les étapes discutées jusqu'à présent dans la vie d'une étoile ayant la même masse que celle du Soleil. Une chose qui nous donne confiance dans nos calculs de l'évolution des étoiles est que lorsque nous établissons des diagrammes H—R d'amas plus anciens, nous voyons des étoiles à chacune des étapes dont nous avons discuté.

Tableau\(\PageIndex{1}\) : L'évolution d'une étoile avec la masse du soleil

Étape	Durée de cette étape (années)	Température de surface (K)	Luminosité (\(L_{\text{Sun}}\))	Diamètre (Soleil = 1)
Séquence principale	11 milliards	6000	\ (L_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >1	1
Devient géant rouge	1,3 milliard	3100 au minimum	\ (L_ {\ text {Sun}} \)) » style="vertical-align:middle ; ">2300 au maximum	165
Fusion à l'hélium	100 millions	4800	\ (L_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >50	10
Encore un géant	20 millions	3100	\ (L_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >5200	180

Perte de masse due aux étoiles géantes rouges et formation de nébuleuses planétaires

Lorsque les étoiles gonflent pour devenir des géantes rouges, elles ont de très grands rayons et donc une faible vitesse d'échappement. ¹ La pression de rayonnement, les pulsations stellaires et les événements violents tels que le flash d'hélium peuvent tous éloigner les atomes de l'atmosphère extérieure de l'étoile et lui faire perdre une fraction importante de sa masse dans l'espace. Les astronomes estiment que lorsqu'une étoile comme le Soleil atteindra le point de l'éclair d'hélium, par exemple, elle aura perdu jusqu'à 25 % de sa masse. Et il peut perdre encore plus de masse lorsqu'il remonte la branche géante rouge pour la deuxième fois. Par conséquent, les étoiles vieillissantes sont entourées d'une ou de plusieurs couches de gaz en expansion, chacune contenant jusqu'à 10 à 20 % de la masse du Soleil (soit 0,1 à 0,2\(M_{\text{Sun}}\)).

Lorsque la production d'énergie nucléaire dans le cœur carbone-oxygène cesse, le cœur de l'étoile recommence à se rétrécir et à se réchauffer à mesure qu'il se comprime de plus en plus. (N'oubliez pas que cette compression ne sera pas stoppée par un autre type de fusion dans ces étoiles de faible masse.) L'étoile entière suit son cours, se rétrécit et devient très chaude, atteignant des températures de surface pouvant atteindre 100 000 K. Ces étoiles chaudes sont de très fortes sources de vents stellaires et de rayons ultraviolets, qui se propagent vers l'extérieur dans les couches de matière éjectées lorsque l'étoile était une géante rouge. Les vents et les rayons ultraviolets chauffent les coquilles, les ionisent et les illuminent (tout comme le rayonnement ultraviolet émis par de jeunes étoiles chaudes produit des régions H II ; voir Entre les étoiles : gaz et poussière dans l'espace).

Le résultat est la création de certains des plus beaux objets du cosmos (voir la galerie sur la figure\(\PageIndex{3}\) et la vignette du chapitre). Ces objets ont reçu un nom extrêmement trompeur lorsqu'ils ont été découverts pour la première fois au XVIIIe siècle : nébuleuses planétaires. Le nom vient du fait que quelques nébuleuses planétaires, vues à l'aide d'un petit télescope, ont une forme ronde qui ressemble superficiellement aux planètes. En fait, ils n'ont rien à voir avec les planètes, mais une fois que les noms sont régulièrement utilisés en astronomie, il est extrêmement difficile de les changer. Il existe des dizaines de milliers de nébuleuses planétaires dans notre propre galaxie, bien que nombre d'entre elles soient cachées parce que leur lumière est absorbée par la poussière interstellaire.

\(\PageIndex{3}\)Galerie de figures des nébuleuses planétaires. Cette série de magnifiques images représentant des nébuleuses planétaires intrigantes met en évidence les capacités du télescope spatial Hubble. (a) La nébuleuse planétaire la plus connue est peut-être la nébuleuse circulaire (M57), située à environ 2000 années-lumière dans la constellation de la Lyre. L'anneau a un diamètre d'environ 1 année-lumière et l'étoile centrale a une température d'environ 120 000 °C. Une étude attentive de cette image a montré aux scientifiques qu'au lieu d'observer une coque sphérique autour de cette étoile mourante, nous regardons peut-être vers le bas le barillet d'un tube ou d'un cône. La région bleue montre l'émission d'hélium très chaud, situé très près de l'étoile ; la région rouge isole l'émission d'azote ionisé, qui est rayonné par le gaz le plus froid le plus éloigné de l'étoile ; et la région verte représente l'émission d'oxygène, qui est produite à des températures intermédiaires et est à une distance intermédiaire de l'étoile. (b) Cette nébuleuse planétaire, M2-9, est un exemple de nébuleuse à papillons. L'étoile centrale (qui fait partie d'un système binaire) a éjecté de la masse de préférence dans deux directions opposées. Sur d'autres images, un disque, perpendiculaire aux deux longs courants de gaz, est visible autour des deux étoiles au centre. L'explosion d'étoiles qui a entraîné l'expulsion de la matière s'est produite il y a environ 1200 ans. L'oxygène neutre est indiqué en rouge, l'azote une fois ionisé en vert et l'oxygène deux fois ionisé en bleu. La nébuleuse planétaire se trouve à environ 2100 années-lumière dans la constellation d'Ophiuchus. (c) Sur cette image de la nébuleuse planétaire NGC 6751, les régions bleues indiquent le gaz le plus chaud, qui forme un anneau autour de l'étoile centrale. Les régions orange et rouge indiquent l'emplacement du gaz de refroidissement. L'origine de ces banderoles froides n'est pas connue, mais leur forme indique qu'elles sont affectées par le rayonnement et les vents stellaires provenant de l'étoile chaude située au centre. La température de l'étoile est d'environ 140 000 °C. Le diamètre de la nébuleuse est environ 600 fois plus grand que le diamètre de notre système solaire. La nébuleuse se trouve à environ 6500 années-lumière dans la constellation de l'Aquila. (d) Cette image de la nébuleuse planétaire NGC 7027 montre plusieurs étapes de perte de masse. Les petites coquilles concentriques bleues qui entourent la région centrale identifient la masse qui s'est lentement détachée de la surface de l'étoile lorsqu'elle est devenue une géante rouge. Un peu plus tard, les couches extérieures restantes ont été éjectées, mais pas de manière sphérique symétrique. Les nuages denses formés par cette éjection tardive produisent les régions intérieures lumineuses. L'étoile centrale chaude peut être vue faiblement près du centre de la nébulosité. NGC 7027 se trouve à environ 3 000 années-lumière en direction de la constellation du Cygne.

Comme le\(\PageIndex{3}\) montre la figure, une nébuleuse planétaire apparaît parfois comme un simple anneau. D'autres ont de légères coquilles entourant l'anneau brillant, ce qui indique qu'il y a eu plusieurs épisodes de perte de masse lorsque l'étoile était une géante rouge (voir l'image (d) sur la figure\(\PageIndex{3}\)). Dans certains cas, nous voyons deux lobes de matière s'écouler dans des directions opposées. De nombreux astronomes pensent qu'un nombre considérable de nébuleuses planétaires ont essentiellement la même structure, mais que la forme que nous voyons dépend de l'angle de vision (Figure\(\PageIndex{4}\)). Selon cette idée, l'étoile mourante est entourée d'un disque de gaz très dense en forme de beignet. (Les théoriciens n'ont pas encore d'explication précise pour expliquer pourquoi l'étoile mourante devrait produire cet anneau, mais beaucoup pensent que les étoiles binaires, qui sont courantes, sont impliquées.)

\(\PageIndex{4}\)Modèle de figure pour expliquer les différentes formes des nébuleuses planétaires. La gamme de formes différentes que nous observons parmi les nébuleuses planétaires peut, dans de nombreux cas, provenir de la même forme géométrique, mais vue depuis différentes directions d'observation. La forme de base est une étoile centrale chaude entourée d'un tore épais (ou disque en forme de beignet) de gaz. Le vent de l'étoile ne peut pas s'écouler très facilement dans l'espace en direction du tore, mais peut s'échapper plus librement dans les deux directions qui lui sont perpendiculaires. Si nous observons la nébuleuse dans la direction du flux (nébuleuse Helix), elle apparaîtra presque circulaire (comme si on regardait directement vers le bas dans un cornet de glace vide). Si nous regardons le long de l'équateur du tore, nous voyons à la fois des écoulements sortants et une forme très allongée (Hubble 5). Les recherches actuelles sur les nébuleuses planétaires se concentrent sur les raisons de la présence d'un tore autour de l'étoile. De nombreux astronomes suggèrent que la cause fondamentale pourrait être que de nombreuses étoiles centrales sont en fait des étoiles binaires proches, plutôt que des étoiles uniques.

Alors que l'étoile continue de perdre de la masse, tout gaz moins dense qui quitte l'étoile ne peut pas pénétrer dans le tore, mais le gaz peut s'écouler vers l'extérieur dans des directions perpendiculaires au disque. Si nous regardons perpendiculairement à la direction de sortie, nous voyons le disque et les deux flux sortants. Si nous regardons « dans le tonneau » et dans les écoulements, nous voyons un anneau. À des angles intermédiaires, nous pouvons voir des structures merveilleusement complexes. Comparez les points de vue de la figure\(\PageIndex{4}\) avec les images de la figure\(\PageIndex{3}\).

Les coquilles des nébuleuses planétaires se dilatent généralement à des vitesses de 20 à 30 km/s, et une nébuleuse planétaire typique a un diamètre d'environ 1 année-lumière. Si nous supposons que la coque de gaz s'est étendue à une vitesse constante, nous pouvons calculer que les coquilles de toutes les nébuleuses planétaires visibles ont été éjectées au cours des 50 000 dernières années au plus. Après ce laps de temps, les coquilles se sont tellement dilatées qu'elles sont trop fines et trop ténues pour être visibles. C'est un laps de temps assez court que chaque nébuleuse planétaire peut être observée (par rapport à la durée de vie totale de l'étoile). Compte tenu du nombre de nébuleuses de ce type que nous voyons néanmoins, nous devons en conclure qu'une grande partie de toutes les étoiles évolue au cours de la phase de nébuleuse planétaire. Puisque nous avons constaté que les étoiles de faible masse sont beaucoup plus communes que les étoiles de masse élevée, cela confirme notre vision des nébuleuses planétaires comme une sorte de « dernier souffle » de l'évolution des étoiles de faible masse.

Recyclage cosmique

La perte de masse due à la mort des étoiles est une étape clé du gigantesque programme de recyclage cosmique dont nous avons parlé dans Between the Stars : Gas and Dust in Space. N'oubliez pas que les étoiles se forment à partir de vastes nuages de gaz et de poussière. À la fin de leur vie, les étoiles renvoient une partie de leur gaz vers les réservoirs galactiques de matière première. À terme, une partie de la matière expulsée des étoiles vieillissantes participera à la formation de nouveaux systèmes stellaires.

Cependant, les atomes renvoyés dans la Galaxie par une étoile vieillissante ne sont pas nécessairement les mêmes que ceux qu'elle a reçus initialement. Après tout, l'étoile a fusionné de l'hydrogène et de l'hélium pour former de nouveaux éléments au cours de sa vie. Et pendant la phase de géante rouge, les matériaux provenant des régions centrales de l'étoile sont dragués et mélangés à ses couches extérieures, ce qui peut provoquer de nouvelles réactions nucléaires et la création de nouveaux éléments encore. Par conséquent, les vents qui soufflent vers l'extérieur depuis ces étoiles incluent des atomes qui ont été « nouvellement frappés » à l'intérieur du cœur des étoiles. (Comme nous le verrons, ce mécanisme est encore plus efficace pour les étoiles de masse élevée, mais il fonctionne pour les étoiles dont la masse est similaire à celle du Soleil.) Ainsi, la matière première de la Galaxie est non seulement réapprovisionnée, mais reçoit également des infusions de nouveaux éléments. On pourrait dire que ce plan de recyclage cosmique permet à l'univers de devenir de plus en plus « intéressant » à tout moment.

le soleil géant rouge et le destin de la terre

Comment l'évolution du Soleil influera-t-elle sur les conditions de la Terre à l'avenir ? Bien que la taille et la luminosité du Soleil soient apparues relativement stables au cours de l'histoire de l'humanité, cette courte période ne signifie rien par rapport aux échelles de temps dont nous avons discuté. Examinons les perspectives à long terme de notre planète.

Le Soleil a pris sa place sur la séquence principale de l'âge zéro il y a environ 4,5 milliards d'années. À cette époque, il n'émettait qu'environ 70 % de l'énergie qu'il rayonne aujourd'hui. On aurait pu s'attendre à ce que la Terre ait été beaucoup plus froide qu'elle ne l'est aujourd'hui, les océans étant gelés. Mais si tel était le cas, il serait difficile d'expliquer pourquoi de simples formes de vie existaient alors que la Terre avait moins d'un milliard d'années. Les scientifiques pensent maintenant que cela pourrait s'expliquer par le fait que beaucoup plus de dioxyde de carbone était présent dans l'atmosphère de la Terre quand elle était jeune et qu'un effet de serre beaucoup plus fort a maintenu la Terre au chaud. (Dans le cadre de l'effet de serre, des gaz tels que le dioxyde de carbone ou la vapeur d'eau laissent entrer la lumière du soleil mais ne permettent pas au rayonnement infrarouge du sol de s'échapper vers l'espace, de sorte que la température à proximité de la surface de la Terre augmente.)

Le dioxyde de carbone dans l'atmosphère de la Terre a diminué régulièrement à mesure que la luminosité du Soleil augmentait. À mesure que le soleil augmente la température de la Terre, les roches se dégradent plus rapidement et réagissent avec le dioxyde de carbone, le retirant de l'atmosphère. Le réchauffement du soleil et l'affaiblissement de l'effet de serre ont maintenu la Terre à une température presque constante pendant la majeure partie de sa vie. Cette coïncidence remarquable, qui s'est traduite par des conditions climatiques relativement stables, a joué un rôle clé dans le développement de formes de vie complexes sur notre planète.

En raison des changements causés par l'accumulation d'hélium dans son noyau, la luminosité du Soleil continuera d'augmenter à mesure qu'il vieillit, et de plus en plus de radiations atteindront la Terre. Pendant un certain temps, la quantité de dioxyde de carbone continuera de diminuer. (Notez que cet effet neutralise l'augmentation du dioxyde de carbone due aux activités humaines, mais à un rythme beaucoup trop lent pour annuler les changements climatiques susceptibles de se produire au cours des 100 prochaines années.)

À terme, le réchauffement de la Terre fera fondre les calottes polaires et augmentera l'évaporation des océans. La vapeur d'eau est également un gaz à effet de serre efficace qui compensera largement la diminution du dioxyde de carbone. Tôt ou tard (les modèles atmosphériques ne sont pas encore assez bons pour dire exactement quand, mais les estimations varient entre 500 millions et 2 milliards d'années), l'augmentation de la vapeur d'eau provoquera un effet de serre incontrôlable.

Dans environ 1 milliard d'années, la Terre perdra sa vapeur d'eau. Dans la haute atmosphère, la lumière du soleil décompose la vapeur d'eau en hydrogène, et les atomes d'hydrogène qui se déplacent rapidement s'échappent dans l'espace extra-atmosphérique. Comme Humpty Dumpty, les molécules d'eau ne peuvent pas être reconstituées. La Terre va commencer à ressembler à la Vénus d'aujourd'hui et les températures deviendront bien trop élevées pour la vie telle que nous la connaissons.

Tout cela se produira avant même que le Soleil ne devienne une géante rouge. C'est alors que la mauvaise nouvelle commence vraiment. Au fur et à mesure de son expansion, le Soleil engloutira Mercure et Vénus, et la friction avec l'atmosphère extérieure de notre étoile fera en sorte que ces planètes spiralent vers l'intérieur jusqu'à ce qu'elles soient complètement vaporisées. Il n'est pas tout à fait clair si la Terre échappera à un sort similaire. Comme décrit dans ce chapitre, le Soleil perdra une partie de sa masse lorsqu'il deviendra une géante rouge. L'attraction gravitationnelle du Soleil diminue lorsqu'il perd de la masse. Il en résulterait une augmentation du diamètre de l'orbite de la Terre (souvenez-vous de la troisième loi de Kepler). Cependant, des calculs récents montrent également que les forces dues aux marées soulevées sur le Soleil par la Terre agiront dans la direction opposée, provoquant un rétrécissement de l'orbite de la Terre. Ainsi, de nombreux astrophysiciens concluent que la Terre sera vaporisée en même temps que Mercure et Vénus. Que cette terrible prédiction soit vraie ou non, il ne fait aucun doute que toute vie sur Terre sera certainement incinérée. Mais ne perdez pas le sommeil à cause de cela : nous parlons d'événements qui se produiront dans des milliards d'années.

Quelles sont donc les perspectives de préservation de la vie sur Terre telle que nous la connaissons ? La première stratégie à laquelle vous pourriez penser serait de déplacer l'humanité vers une planète plus éloignée et plus fraîche. Cependant, les calculs indiquent qu'il existe de longues périodes (plusieurs centaines de millions d'années) pendant lesquelles aucune planète n'est habitable. Par exemple, la Terre devient bien trop chaude pour la vie bien avant que Mars ne se réchauffe suffisamment.

Une meilleure alternative serait d'éloigner progressivement la Terre entière du Soleil. L'idée est d'utiliser la gravité de la même manière que la NASA l'a utilisée pour envoyer des vaisseaux spatiaux sur des planètes lointaines. Lorsqu'un vaisseau spatial vole à proximité d'une planète, le mouvement de la planète peut être utilisé pour accélérer l'engin spatial, le ralentir ou le rediriger. Les calculs montrent que si nous devions rediriger un astéroïde de manière à ce qu'il suive exactement la bonne orbite entre la Terre et Jupiter, il pourrait transférer l'énergie orbitale de Jupiter vers la Terre et déplacer lentement la Terre vers l'extérieur, nous éloignant ainsi du Soleil en expansion à chaque survol. Comme nous avons des centaines de millions d'années pour changer l'orbite de la Terre, l'effet de chaque survol n'a pas besoin d'être important. (Bien entendu, les personnes qui dirigent l'astéroïde feraient mieux de trouver la bonne orbite et de ne pas le faire heurter la Terre.)

Il peut sembler insensé de penser à des projets visant à déplacer une planète entière sur une autre orbite. Mais n'oubliez pas que nous parlons d'un futur lointain. Si, par miracle, les êtres humains sont capables de s'entendre pendant tout ce temps sans se ruiner, notre technologie risque d'être bien plus sophistiquée qu'elle ne l'est aujourd'hui. Il se peut également que si les humains survivent pendant des centaines de millions d'années, nous puissions nous propager sur des planètes ou des habitats situés autour d'autres étoiles. En effet, d'ici là, la Terre pourrait devenir un monde muséal dans lequel des jeunes d'autres planètes retourneront pour découvrir l'origine de notre espèce. Il est également possible que l'évolution nous ait alors modifiés d'une manière qui nous permettrait de survivre dans des environnements très différents. Ne serait-il pas passionnant de voir comment se déroule l'histoire de la race humaine après tous ces milliards d'années ?

Concepts clés et résumé

Une fois que les étoiles sont devenues des géantes rouges, leur cœur finit par devenir suffisamment chaud pour produire de l'énergie en fusionnant de l'hélium pour former du carbone (et parfois un peu d'oxygène). La fusion de trois noyaux d'hélium produit du carbone par le biais du processus triple-alpha. Le début rapide de la fusion de l'hélium au cœur d'une étoile de faible masse est appelé flash d'hélium. Ensuite, l'étoile devient stable et réduit brièvement sa luminosité et sa taille. Dans les étoiles dont la masse est environ deux fois supérieure à celle du Soleil ou moins, la fusion s'arrête une fois que l'hélium du noyau a été épuisé. La fusion de l'hydrogène et de l'hélium dans les coquilles entourant le noyau en contraction fait de l'étoile une géante rouge vif, mais seulement temporairement. Lorsque l'étoile est une géante rouge, elle peut perdre ses couches extérieures et exposer ainsi des couches intérieures chaudes. Les nébuleuses planétaires (qui n'ont rien à voir avec les planètes) sont des couches de gaz éjectées par de telles étoiles, mises en lumière par le rayonnement ultraviolet de l'étoile centrale mourante.

Notes

¹ Rappelez-vous que la force de gravité dépend non seulement de la masse qui tire, mais également de notre distance par rapport au centre de gravité. Au fur et à mesure qu'une étoile géante rouge grossit, un point à la surface de l'étoile est maintenant plus éloigné du centre et a donc moins de gravité. C'est pourquoi la vitesse nécessaire pour échapper à l'étoile diminue.

Lexique

flash à l'hélium

inflammation quasi explosive de l'hélium lors du processus triple-alpha dans le noyau dense d'une étoile géante rouge

nébuleuse planétaire

une couche de gaz éjectée par une étoile de faible masse extrêmement chaude qui approche de la fin de sa vie et s'étend loin de celle-ci (les nébuleuses brillent à cause de l'énergie ultraviolette de l'étoile centrale)

procédé triple-alpha

une réaction nucléaire par laquelle trois noyaux d'hélium sont accumulés (fusionnés) en un seul noyau de carbone