Une façon de vivre propre aux étoiles

Le crépuscule de la vie des étoiles (VI)

Si le Soleil peut briller durant plus de 10 milliards d’années, plus l'étoile est massive plus courte sera sa durée de vie. En fait chaque prise de poids produit un effet multiplicateur exponentiel. Ainsi en passant par exemple de 1 M à 15 M, la durée de vie d'une étoile se voit écourtée d'un facteur 3 !

Concrètement, une étoile de 7 M sur la Séquence principale ne brillera que quelques centaines de millions d’années, une étoile de 15 M ne vivra pas plus de 14 millions d'années tandis qu'une étoile de plus de 40 M telle Pistol ne dépassera pas 8 à 10 millions d'années, le temps de ses vingt ans. De ce fait, la durée des différentes fusions nucléaires sera également écourtée dans le même rapport.

Sur base du modèle stellaire proposé par Willy Fowler, on peut estimer qu'en brûlant son hydrogène depuis 4.5 milliards d’années, la fraction d'hydrogène dont le Soleil dispose encore a déjà chuté de moitié, passant de 70.64 à 36.32%. La distance à partir de laquelle le transfert d'énergie par convection dépasse le transfert par rayonnement se situe à 0.741 fois son rayon, à un niveau de température encore proche de 2 millions de degrés.

Ensuite, durant 100000 à 1 million d'années, l'étoile verra graduellement sa luminosité augmenter pour se stabiliser aux environs de 100 L. C'est la raison pour laquelle on observe quantité d'étoiles de cette luminosité proche de la branche des sous-géantes et des géantes rouges, dite RGB (Capella, Arcturus, Aldébaran, Mira, etc, comme indiqué dans ce diagramme H-R).

Bien que ces étoiles géantes soient 10 à 50 fois moins brillantes que celles en pleine phase RGB, cette étape témoigne que des étoiles présentant des masses initiales différentes convergent vers une masse nucléaire commune liée au déclenchement de la fusion de l'hélium.

Pour une étoile solaire, l'augmentation de sa taille et de sa luminosité au cours de la migration vers la branche asymptotique des géantes ou AGB est relativement rapide; elle s'effectue entre 20 et 100 millions d'années.

Sachant qu'à ce stade l'enveloppe du Soleil va grandir démesurément, examinons quelques instants ce qui se passera concrètement sur Terre à cette époque.

Les conditions de vie sur Terre d'ici 5 milliards d'années

De manière générale, quand on pense à la fin de la vie sur Terre, on s'imagine que tout ira bien ici bas jusqu'à ce que le Soleil grille éventuellement la Terre dans 5 milliards d'années. Mais c'est oublier qu'entre-temps la Terre sera devenue un enfer depuis bien longtemps. Explications.

A mesure que le Soleil va s'approcher de la phase géante rouge et que son enveloppe portée à plusieurs milliers de degrés s'étendra, la température augmentera sur Terre.

Ainsi, lorsque le Soleil sera 5% plus chaud qu’aujourd’hui, la végétation terrestre commencera à dépérir. Il sera grand temps pour l’homme de migrer sur Mars ou Europe, le satellite de Jupiter aujourd’hui couvert de glace mais qui se sera alors métamorphosé en planète liquide. L’homme pourrait temporairement y vivre dans des colonies flottant à la surface de l’eau ou ancrées au fond des océans bien que cette vie reclue, loin de la lumière et de la chaleur du Soleil ne soit pas une solution à long terme. Mais nos petits-enfants auront bien le temps de réfléchir à la question.

En 2013, l'astrobiologiste Jack O'Malley-James et ses collègues de l'Université de St Andrews en Ecosse ont réalisé une étude sur l'évolution de la vie sur Terre dans les prochains milliards d'années.

Selon les résultats de leurs simulations, dans 1 milliard d'années la température à la surface de la Terre commencera à fortement augmenter. La vapeur d'eau va s'accumuler dans l'atmosphère, entraînant progressivement la disparition du gaz carbonique (soluble dans l'eau). Or les plantes puisent leur énergie dans le dioxyde de carbone qu'elles transforment par photosynthèse. Lorsque la quantité de CO₂ dans l'air descendera sous 10 ppm (elle dépasse aujourd'hui 400 ppm), la végétation ne pourra plus survivre. La suppression du gaz carbonique sera donc une mauvaise nouvelle pour les plantes et finalement pour tout le règne du vivant mis à part les microbes.

Les premiers signes de la fin de la vie sur Terre apparaîtront bien avant 5 milliards d'années mais ils seront lents et progressifs.

Dans 500 millions d'années

Dans 500 millions d'années le Soleil ne sera que quelques pourcents plus chauds qu'aujoud'hui et à peine 4% plus lumineux mais ce déséquilibre par rapport à la situation actuelle sera catastrophique. Les plantes vasculaires les plus fragiles commenceront à dépérir suite à la chute du taux de dioxyde de carbone dans l'atmosphère. Alors que les espèces végétales seront en train de disparaître, les animaux herbivores qui trouvent en elles leurs sources de nourriture et d'oxygène succomberont à leur tour. Toute la chaîne du vivant étant concernée, les carnivores qui s'en nourrissent verront à leur tour s'épuiser leurs sources de nourriture. La fin du règne des animaux s'étendra sur un milliard d'année.

Lorsque le Soleil sera 10% plus chaud, la température ambiante dépassera 50°C. En même temps que le niveau des océans augmentera, l'eau envahira les terres, inondant la plupart des villes côtières.

Sous l'impact répété du rayonnement solaire de plus en plus énergique, la magnétosphère qui nous protège des rayons nocifs du Soleil et des autres corps célestes va s'affaiblir, permettant aux rayonnements ionisants du Soleil d'attendre le sol et de brûler un peu plus la surface de la terre et tous les organismes vivants.

A voir : Aftermath: Red Giant

Un document de Cream Productions pour le National Geographic Channel

A gauche, l'aspect désertique et torride de la Terre dans quelque 500 millions d'années, lorsque la température de l'air en surface atteindra 100°C. La température des océans dépasse 76°C, la vie marine meurt et les océans sont en train de s'évaporer. La plupart des animaux sont morts de chaleur ou déshydratés. Reste quelques insectes et végétaux résistants et peut-être des humains calfeutrés sous terre. A droite, l'aspect de la Terre dans 3 milliards d'années, lorsque sa surface atteindra 825°C, après avoir pyrolisé pour ainsi dire toute trace organique (à 500°C) et provoquant la fonte des premiers métaux et des roches calcaires. Documents T.Lombry et Yourswallpaper.

Lorsque le Soleil sera 15% plus chaud, la température sur Terre atteindra 100°C, l'eau commencera à s'évaporer, les fleuves et les lacs vont s'assécher, libérant d’énormes quantités de vapeur dans l’atmosphère, créant un emballement de l'effet de serre. Ces phénomènes seront accompagnés d'orages et de méga tempêtes de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre. L'eau liquide et vitale pour toutes les formes de vie deviendra une denrée rare.

Lorsque l'air atteindra 100°C, les formes de vie évoluées ne pourront plus respirer; l'air chaud provoquera l'évaporation de toute forme l'humidité contenue dans les cellules des organismes, les muqueuses ainsi que la cornée des yeux et la langue vont s'assécher. Les animaux terrestres auront la bouche sèche et seront à court de salive. Ils finiront pas suffoquer et mourir déshydratés.

Les éventuels humains survivants devront se réfugier sous terre. En effet, à 300 mètres de profondeur, la température est de 8°C et sera tout à fait supportable pendant quelques millénaires.

Après l'extinction de la faune terrestre, lorsque la température des océans dépassera 76°C, la plupart des créatures marines disparaîtront, puis se sera le tour des plantes, précédant l'extinction des insectes les plus résistants et finalement des extrêmophiles.

Quelques roches commenceront à fondre comme le phosphore (44°C), le potassium (62°C) et le soufre (119°C).

Dans 1 milliard d'années

Dans une étude publiée dans la revue "Nature" en 2021, Kazumi Ozaki de l'Université de Toho, au Japon, et Christopher T. Reinhard de l'Institut de Technologie de Géorgie, aux Etats-Unis, ont utilisé un modèle biogéochimique et climatologique pour examiner l'évolution future des conditions atmosphériques sur Terre. Les résultats de leurs simulations prédisent que dans 1 milliard d'années l'atmosphère deviendra irrespirable, désoxygénée, méthanisée et la Terre perdra sa couche d'ozone. On reviendra dans une situation atmosphérique similaire à la Terre archéenne (~4 Ga). L'atmosphère sera chaude, humide et toxique, la surface enveloppée dans une brume organique où seule pourra probablement survivre une vie anaérobie (cf. l'atmosphère).

Dans 2.8 milliards d'années

Dans environ 2.8 milliards d'années, le rayon du Soleil sera 10% supérieur et il sera environ 25% plus lumineux qu'aujourd'hui. Cela n'a l'air de rien, mais dans ces conditions pratiquement toutes les formes de vie périront sous l'ardeur de son rayonnement. Seules les communautés microbiennes et donc unicellulaires les plus résistantes (cf. La faculté d'adaptation) pourront encore vivre sur Terre, dans les régions de haute altitude et les grottes glacés. Mais elles ne survivront pas longtemps car la température ne cessera d'augmenter.

Vers 140°C, les brins d'ADN vont se briser, empêchant le développement de toutes les formes de vie à la surface de la Terre.

A mesure que la température va augmenter, certains métaux et minerais vont commencer à fondre comme l'étain (fusion à 232°C), le bismuth (271°C), le cadmium (321°C), le plomb (327°C) et le zinc (420°C). Ensuite le verre et les silicates se mettront à fondre.

L'aspect du Soleil vu de la Terre dans quelque 5 milliards d'années, lorsqu'il se sera transformé en géante rouge. Toute vie aura disparu et la surface de la Terre sera devenue un désert torride et stérile et certaines roches commenceront à fondre. Documents Dreamtime et Imgkid.

Selon les calculs, la Terre quittera la Zone Habitable dans 1.75 à 3.25 milliards d'années. L'effet de serre entretenant la couverture nuageuse qui elle-même retiendra la chaleur, finalement la Terre deviendra invivable, la température au sol dépassant largement les 400°C, la pression atteindra plusieurs dizaines d'atmosphères et l'air sera toujours irrespirable. En somme, la Terre connaîtra les conditions infernales qui règnent aujourd'hui sur Vénus.

Localement les métaux lourds formeront des lacs aux émanations toxiques. S'il reste encore des constructions artificielles à l'époque, les objets manufacturés en aluminium vont commencer à fondre vers 660°C, entraînant l'effondrement de nombreuses structures, y compris de nombreux moyens de transports dont il ne restera que les éléments en acier.

Les roches calcaires vont commencer à fondre vers 825°C, entraînant l'écroulement de nombreux bâtiments. Les montagnes et les falaises commenceront à s'écrouler, entraînant des glissements de terrains et la disparition de villes entières sous les roches liquéfiées.

L'aspect du Soleil vu de la Terre dans quelque 5 milliards d'années. Selon certains modèles, la surface du Soleil pourrait atteindre l'orbite de la Terre. A droite, si la Terre survit, elle sera carbonisée. Documents Cream Productions/National Geographic Channel et T.Lombry.

Lorsque la température atteindra 1500°C, la plupart des bâtiments en béton, les éléments en acier et les montagnes de granite commenceront à fondre et s'écrouleront. La Terre se transformera progressivement en une gigantesque ruine fumante traversée de rivières de laves et enveloppée de nuages épais jaune-bruns et nauséabonds. La pression au sol atteindra plusieurs centaines d'atmosphères. La nuit, la Terre ressemblera à un champ de lave.

Pendant des millions et des milliards d'années, la surface de la Terre sera balayée par des vents de sable aussi puissants et mortels que des ouragans.

Si la Lune est toujours en orbite autour de la Terre à cette époque, elle sera bien plus éloignée et subira le même sort : à 1500°C sa surface va commencer à rougoyer et des lacs de laves vont apparaître un peu partout à sa surface.

Dans 5 milliards d'années

Ainsi que nous l'avons expliqué, dans 5 milliards d'années, le Soleil va entrer dans la phase Post-Séquence principale et se diriger lentement vers la branche des géantes rouges du diagramme H-R.

Un milliard d'années plus tard, il sera 2.3 fois plus volumineux qu'aujourd'hui, 5 fois plus brillant et présentera une température superficielle d'environ 4500 K; il brillera d'un éclat orange et les couchers de soleil seront encore plus flamboyants qu'aujourd'hui. Pendant environ 5 millions d'années, il subira plusieurs flashes de l'hélium, lui permettant de déclencher la fusion de l'hélium et produire du carbone et les produits de sa décomposition. Ce phénomène violent provoquera l'éjection des couches superficielles du Soleil qui ressemblera de plus en plus à une étoile vaporeuse.

Dans une étude publiée en 2008, les astrophysiciens Klaus-Peter Schroder et Robert Smith de l'Université de Cornell, ont calculé que durant cette phase de fusion de l'hélium, le Soleil perdra 4.9 x 10²⁰ tonnes de matière chaque année, l'équivalent de 8% de la masse de la Terre.

A quoi ressemblera la surface du Soleil quand il sera une géante rouge ? Nous avons expliqué page précédente que les modèles astrophysiques présentent encore des lacunes et sont imprécis pour les étoiles situées en dehors de la Séquence principale car nous n'avons pas encore une très bonne compréhension de leurs processus. A défaut de modèles réalistes des étoiles géantes, nous pouvons imaginer à quoi ressemblera le Soleil dans 5 milliards d'années en observant la surface des géantes rouges les plus proches de la Terre. Par exemple R Doradus.

R Doradus

R Doradus est une étoile géante rouge d'environ 350 R - sa surface dépasse l'orbite de la Terre - située à environ 180 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Dorade. Sa grande taille et sa proximité de la Terre en font une cible idéale pour des observations détaillées. En outre, sa masse étant similaire à celle du Soleil, R Doradus ressemble probablement assez bien à l'aspect qu'aura le Soleil lorsqu'il sera devenu une géante rouge.

Jusqu'à présent, les mouvements de convection n'avaient été observés en détails que sur le Soleil. Grâce à l'installation radiointerférométrique d'ALMA, Wouter Vlemmings de l'Université de technologie Chalmers de Suède et ses collègues ont obtenu en 2023 les premières images en haute résolution de la surface de R Doradus sur une période d'un mois (cf. W.Vlemmings et al., 2024).

A gauche, une photo du champ stellaire de l'étoile géante rouge R Doradus. A droite, les premières images détaillées des bulles de convections à la surface de R Doradus obtenues par ALMA. Documents ESO et W.Vlemmings et al. (2024).

Les images enregistrées par ALMA présentées ci-dessus montrent des cellules convectives hypergéantes, des bulles de gaz chaudes 75 fois plus grandes que le Soleil, apparaissant à la surface et s'enfonçant à l'intérieur de l'étoile. Selon Vlemmings, "C'est la première fois que la surface bouillonnante d'une étoile réelle peut être vue de cette manière. Nous ne nous attendions pas à ce que les données soient d'une qualité telle que nous puissions voir autant de détails de la convection à la surface de l'étoile." Ces observations ont également permis de mesurer pour la première fois la vitesse de déplacement du gaz.

Les cellules convectives de R Doradus semblent se déplacer selon un cycle d'un mois, ce qui est plus rapide que prévu si on se base sur le modèle convectif du Soleil. Selon Vlemmings, "Nous ne savons pas encore ce qui explique cette différence. Il semble que la convection change au fur et à mesure que l'étoile vieillit, d'une manière que nous ne comprenons pas encore."

Sachant qu'on peut à présent réaliser le même type d'observation sur d'autres étoiles géantes lointaines, cela aidera les astrophysiciens à mieux comprendre le comportement des étoiles et à améliorer les modèles astrophysiques. Cela permettra de prédire avec plus de précision le comportement Soleil quand il deviendra une géante et sera plus froid mais encore bouillonnant, comme l'est aujourd'hui R Doradus.

Dans 7.5 milliards d'années

Pendant la phase géante rouge, à une époque que le modèle de Schroder et Smith fixe dans 7.59 milliards d'années, l'enveloppe du Soleil s'étendra jusqu'à l'orbite de Vénus, faisant monter la température sur Terre à 1200°C. Le Soleil sera devenu 2000 fois plus chaud, il aura perdu 33% de sa masse et sa taille pourrait atteindre 180 à 260 fois sa taille actuelle ! A cette époque le Soleil brillera 3000 à 10000 fois plus fort qu'aujourd’hui à la magnitude -36 et sous-tendra un angle de 69° à la surface de la Terre !

Finalement la Terre sera peut-être engloutie dans l'atmosphère solaire et telle une roche en fusion, finira par se désintégrer dans son noyau dans un long mouvement spiralé.

D'autres modèles, plus optimistes mais minoritaires prédisent qu'à ce stade le Soleil aura perdu quelque 28% de sa masse, ce qui fait que Vénus ne connaîtrait pas les affres de l’enfer. La Terre, 38% plus éloignée du Soleil qu'aujourd’hui serait mécaniquement sauvegardée.

Mais selon le modèle de Schroder et Smith, en tenant compte de la diminution du moment cinétique de la Terre en raison des forces de marée engendrées par le Soleil et de sa perte de masse, la Terre ne serait épargnée que si son orbite se situait actuellement à au moins 1.15 UA du Soleil. Le destin de la Terre est décidément bien funeste.

Le système solaire aujourd'hui et dans ~7.5 milliards d'années (les dimensions sont approximatives). Mercure, Vénus et peut-être la Terre seront engloutis dans le Soleil qui sera devenu une géante rouge. Document T.Lombry.

Le modèle de Schroder et Smith prédit également que si le Soleil deviendra bien une géante rouge, il n'atteindrait pas la taille d'une telle étoile car il aura perdu trop de masse dans la phase RGB. Par conséquent, le Soleil sera vite à court de carburant pour générer le supervent stellaire typique des étoiles AGB décrites précédemment. Il ne devrait donc pas éjecter assez de gaz pour former une nébuleuse planétaire ou bipolaire classique (à l'image de M57, IC 418 ou Mycn18). En revanche, au cours d'une dernière pulsation thermique il pourrait produire une coquille circumstellaire similaire, bien que de taille inférieure, à la nébuleuse planétaire IC 2149 du Cocher dont la masse d'hydrogène est de quelques centièmes de masse solaire (contre 0.1 à 0.4 M pour une nébuleuse planétaire classique).

Simulation de l'engloutissement d'une planète par son étoile

Durant la phase d'étoile géante, le Soleil va engloutir quelques planètes. La dynamique et les résultats possibles de ce phénomène sont mal compris, mais on pense qu'il s'agit d'un destin relativement courant pour les systèmes planétaires.

Dans un article publié sur le serveur "arXiv" en 2022 (non validé) par le doctorant Ricardo Yarza travaillant sous la direction d'Enrico Ramirez-Ruiz, professeur d'astronomie et d'astrophysique à l'Université de Californie à Santa Cruz, les chercheurs ont réalisé des simulations hydrodynamiques de ce phénomène qui montre les forces agissant sur une planète lorsqu'elle est engloutie par une étoile en expansion. Les résultats montrent que les interactions d'un corps sous-stellaire (une planète ou une naine brune) avec le gaz chaud dans l'enveloppe externe d'une étoile semblable au Soleil peuvent conduire à des résultats variés en fonction de la taille de l'objet englouti et du stade évolutif de l'étoile.

Selon Yarza, "Les étoiles évoluées peuvent être des centaines voire des milliers de fois plus grandes que leurs planètes, et cette disparité d'échelles rend difficile la réalisation de simulations qui modélisent avec précision les processus physiques se produisant à chaque échelle. Au lieu de cela, nous avons simulé une petite section de l'étoile centrée sur la planète pour comprendre le flux autour de la planète et mesurer les forces de traînée agissant sur elle."

Les résultats dont des extraits sont présentés ci-dessous à droite peuvent aider à interpréter les observations de planètes et de naines brunes en orbite étroite autour de restes stellaires tels que les naines blanches et les sous-naines. Des études antérieures ont suggéré que ces systèmes pourraient être le résultat final d'un processus d'engloutissement planétaire qui implique le rétrécissement de l'orbite du corps englouti et l'éjection des couches externes de l'étoile.

Selon Yarza, "Alors que la planète se déplace à l'intérieur de l'étoile, les forces de traînée transfèrent l'énergie de la planète à l'étoile, et l'enveloppe stellaire peut se dissiper dans l'espace si l'énergie transférée dépasse son énergie de liaison."

Yarza souligne qu'une conclusion particulièrement intéressante de ces simulations est que les planètes simulées ont injecté de l'énergie dans leur étoile à des taux différents de ceux attendus sur la base de calculs sans faire de simulations. Les différences atteignent un facteur de 10 et dictent les effets de l'engloutissement sur la structure de l'étoile.

Selon les calculs de Yarza, aucun corps sous-stellaire inférieur à environ 100 fois la masse de Jupiter ne peut éjecter l'enveloppe d'une étoile semblable au Soleil avant qu'elle ne se soit étendue à environ 10 fois le rayon du Soleil. Toutefois, aux stades ultérieurs de l'évolution et de l'expansion de l'étoile, son enveloppe pourrait être éjectée par un petit objet ayant dix fois la masse de Jupiter, ce qui réduirait son orbite de plusieurs ordres de grandeur dans le processus.

Les simulations suggèrent également que l'engloutissement des planètes peut augmenter la luminosité d'une étoile semblable au Soleil jusqu'à 10000 fois pendant une courte période comprise entre environ mille et quelques milliers d'années selon la masse de l'objet englouti et le stade évolutif de l'étoile.

Simulation de l'engloutissement d'une planète par son étoile. A gauche, ce schéma montre une planète à l'intérieur d'une étoile géante, avec sa trajectoire de désintégration en spirale. Au centre, extrait de la simulation montrant les variations de densité et de vitesse du flux près de la planète. A droite, différentes étapes de la simulation montre l'évolution temporelle de la densité par tranches de t=0 à t=35 Ra/Vorb. Cliquez sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 12 MB). ερ=rayon gravitationnel et RSB/Ra=rapport entre les rayons géométrique et gravitationnel du cioros sous-stellaire (SB). Lorsque RSB/Ra est élevé (ligne du haut), un vide se forme derrière le corps sous-stellaire (SB), augmentant la traînée dynamique et supprimant la traînée graviationelle. Le fait de modéliser uniquement la partie immédiate de l'atmosphère de l'étoile entourant la planète engloutie pemet d'examiner de près la façon dont le gaz de l'étoile interagit avec la planète et tourbillonne autour d'elle, en particulier lorsque les forces de traînée transfèrent l'énergie orbitale du mouvement de la planète vers l'intérieur de l'étoile. Cet échange d'énergie peut avoir des effets profonds, notamment en augmentant la rotation de l'étoile, en modifiant sa composition chimique ou même en déliant et en éjectant une partie de l'atmosphère de l'étoile. Documents Ricardo Yarza et al. (2022).

A ce jour, une grande variété de systèmes exoplanétaires ont été décrits par les divers programmes de recherche d'exoplanètes. Au fur et à mesure que ces systèmes évoluent, une fraction importante est susceptible de subir un engloutissement planétaire, un phénomène que les auteurs jugent "relativement courant".

Selon Yarza, le cadre fourni par cette étude peut être incorporé dans des travaux futurs explorant l'effet de l'engloutissement sur la structure d'une étoile : "Notre travail peut fournir une image de référence précise de la physique à l'échelle d'une planète."

Épuisement des réserves d'hélium

Le Soleil étant une petite étoile de masse très faible, après être passé par le stade géante rouge et AGB et connu les flashes de l'hélium, il retrouvera une certaine jeunesse. Sa taille aura diminuée, il sera devenu moins lumineux, il sera un peu plus chaud (9000 K) et retrouvera un léger hâle jaunâtre. La vie sera à nouveau possible dans la Zone Habitable durant un milliard d'années. Mais son insouciance fera long feu car il retournera ensuite dans la région des géantes rouges jusqu'à épuisement de ses réserves d'hélium.

Environ 500000 ans après la disparition éventuelle de la Terre, la fusion de l'hélium permettra au Soleil de créer du carbone et de l'oxygène. Paradoxalement, les deux éléments qui ont présidé à l'apparition de la vie signaleront aussi sa disparition.

La fusion de l'hélium et du carbone produit de l'oxygène. Le carbone et l'oxygène vont s'accumuler dans le noyau. Lorsque tout l'hélium du noyau sera consommé, plus aucune réaction ne sera possible. Durant quelque temps la fusion de l'hélium pourra se poursuivre dans l'enveloppe extérieure, mais la durée de vie de l'étoile touchera à sa fin.

Etant donné que la réaction triple alpha libère 20% de l'énergie de la fusion de l'hydrogène, dans le cas du Soleil la fusion de l'hélium ne dure pas plus de 2 milliards d'années.

Evolution de l'abondance des éléments légers( gauche) ainsi que de la température et de la densité au cours de l'évolution du Soleil. Documents T.Lombry.

Pour les étoiles de plus de 7 M sur la Séquence principale, la phase supergéante rouge porte le coeur de l'étoile à environ 800 millions de degrés. La masse de l'étoile est suffisamment élevée pour déclencher la fusion du carbone, puis celle de l'oxygène et enfin celle du silicium, chaque processus durant nettement moins longtemps que le précédent. Ainsi pour une étoile de 15 M la fusion de l'hydrogène dure 10 millions d'années, la fusion de l'hélium dure ensuite 1 million d'années, la fusion de carbone ne dure que 300 ans, la fusion de l'oxygène à peine 200 jours et la fusion du silicium ne dure que 2 jours.

Durant ces réactions, les noyaux de carbone vont se transformer en silicium, phosphore, soufre et en leurs produits de décomposition, tels le magnésium et l'aluminium. Chaque fois que le combustible vient à manquer le noyau en profite pour se contracter, favorisant la formation de nouveaux éléments. Bientôt la nucléosynthèse stellaire produira une bonne partie des éléments du tableau de Mendeleïev. Ces réactions successives sont toujours plus courtes car les éléments sont moins nombreux et les réactions épuisent l'étoile, libérant continuellement de l’énergie et des gaz de sa surface.

Tableaux périodiques des éléments:

Tableau périodique des éléments - Webelements - Periodic Table of Tech

La mort des étoiles

Curieusement, à la veille de sa mort l'intérieur d'une étoile prend l'aspect d’une "pelure d'oignon". En effet, à mesure que le noyau d'une étoile massive devient plus dense et plus chaud il devient de moins en moins homogène. Composé d'hydrogène en surface, une étoile massive est constituée d'éléments de plus en plus lourds à mesure que l'on se rapproche du centre. Ces enveloppes concentriques sont créées aux différentes étapes de la combustion thermonucléaire et suivent des seuils bien précis de température et de pression au-delà desquels les réactions s'emballent.

Etoiles solaires et peu massives

Ainsi que nous l'avons expliqué, une étoile de 0.6 M à 7 M environ sur la Séquence principale, passe la fin de sa vie dans la région de la Branche Asymptotique des Géantes ou AGB. Cette phase stellaire se produit après la fusion de l'hydrogène, pendant la phase géante rouge et après le passage sur la Branche Horizontale (HB) des géantes comme on le voit ci-dessous à gauche.

Arrivé à ce stade, une étoile comme le Soleil se caractérise par un coeur inerte constitué de carbone et d'oxygène entouré de deux couches  dans lesquelles se déroulent des réactions thermonucléaires de fusion, une couche interne d'hélium et une couche externe d'hydrogène. Ces couches sont entourées d'une enveloppe convective externe.

La masse du Soleil étant assez faible, les modèles montrent que durant la phase AGB, son coeur n'atteindra pas les quelque 700 millions de degrés nécessaires pour déclencher la fusion du carbone.

C'est parvenue à ce stade que l'étoile bombardera les astéroïdes avec un rayonnement de plus en plus intense, les soumettant à l'effet YORP décrit précédemment qui les brisera en morceaux de plus en plus petits jusqu'à former un disque de débris composés de poussières.

De façon générale et pour résumer ce que nous avons expliqué précédemment, au cours de la phase AGB, l'étoile se refroidit, s'étend, devient plus lumineuse et brûle son combustible nucléaire de plus en plus vite. Les étoiles AGB massives, supérieures à quelques masses solaires peuvent tellement se refroidir que des cendres (poussières) se condensent dans l'enveloppe convective externe. L'énergie générée par l'étoile fluctue au rythme des contractions (fusion) et refroidissement (détente), rendant l'étoile très instable. C'est à ce stade qu'elle peut présenter des pulsations de très larges amplitudes et devenir une étoile variable.

A mesure que l'étoile évolue, ses pulsations deviennent plus grandes et plus longues. Ce phénomène est à l'origine d'un vent stellaire émanant de sa surface. Ce vent peut rapidement emporter toute l'enveloppe d'hydrogène de l'étoile, formant une nébuleuse planétaire qui accrochera le regard d’éventuels observateurs. Si la matière contenue dans la nébuleuse est suffisante, elle peut éventuellement participer à la formation d'un nouveau système stellaire si les conditions sont propices.

En soufflant son atmosphère dans l'espace, libérée de toute pression et chaleur, la fusion de l'hydrogène s'interrompt dans l'enveloppe externe du noyau. L'étoile dont le coeur de carbone et d'éléments plus lourds est à présent exposé à nu va de nouveau se contracter pour conserver son équilibre. Mais à ce stade de son évolution, une étoile présente à peine 10 à 30% de la masse du Soleil et un diamètre qui se réduit à la taille d'une planète, soit entre 1500 et 100000 km en fonction de sa masse intiale et devient en naine blanche. Elle ne peut pas déclencher la fusion du carbone qui exige une température de 600 millions de degrés ou d'au moins 50 keV et une densité supérieure à 3 millions de g/cm³ ! Seules des étoiles d'au moins 8 M sur la Séquence principale peut déclencher cette réaction.

La contraction est définitivement interrompue lorsqu'une nouvelle fois le coeur se transforme en gaz d'électrons dégéné, bloquant sa compression. Par conséquent, sa température effective qui est à présent celle du noyau augmente soudainement pour atteindre 10000 K dans le cas du Soleil, mais qui reste très inférieure à celle d'autres étoiles naines plus massives où l'effondrement du coeur peut porter leur surface jusqu'à 350000 K, un record détenu par l'étoile naine située au centre de la nébuleuse planétaire NGC 2440 !

Si la Terre n'a pas été engloutie par le Soleil dans ~7.5 milliards d'années, voici à quoi elle pourrait ressembler au crépuscule de sa vie. Le Soleil est âgé de 12 milliards d'années et est à présent une naine blanche de 100000 K. La Terre littéralement pyrolisée entre 800 et 1500°C par la chaleur du Soleil est exposée aux rayons X et UV, son atmosphère s'est raréfiée et sa couche d'ozone a disparu. A présent, la Terre est une planète stérile à l'agonie recouverte de déserts brûlants de roches et de sable localement fondus ainsi que de sel et son atmosphère poussièreuse est en train de s'éroder. Document T.Lombry.

A court de fuel nucléaire, plus aucun effondrement gravitationnel n'est possible. L'étoile naine ne produit donc plus d'énergie et sa température n'obéit donc plus aux lois de la nucléosynthèse et doit être modélisée sur base d'une température nulle comme celle d'un corps inerte. L'étoile va cependant continuer à irradier sa chaleur résiduelle dans l'espace jusqu'à devenir totalement froide et se transformer en naine noire. C'est ainsi que le Soleil terminera sa vie environ 50 millions d'années après le début de la phase AGB.

Au début de sa vie, une naine blanche chaude comme celles situées au centre des nébuleuses planétaires peut être aussi lumineuse qu'une étoile solaire et présenter une couleur blanche et même bleutée tellement sa surface est chaude. A ce stade, l'étoile se place à gauche du diagramme H-R et à un niveau de luminosité proche de celui du Soleil. Puis, en se refroidissant, elle va se déplacer lentement vers le bas et à droite du diagramme. Finalement, elle disparaîtra aux regards et deviendra un corps sombre et inerte de la taille de la Terre : elle deviendra une naine noire aussi sombre que du carbone et aussi dure que du diamant.

Si l’étoile fait entre 7 et 20 M sur la Séquence principale, à 100 millions de degrés le noyau d'hélium se transforme en carbone puis en oxygène. Vers 700-800 millions de degrés, les noyaux de carbone et d'oxygène se transforment en néon puis en sodium. Au delà de 1 milliard de degrés, le coeur d'une étoile d'au moins 15 M se transforme en silicium puis en nickel et se désintègre en fer. Nous avons vu que ces réactions sont rapides et d'autant plus que la masse de l'étoile est importante.

La masse finale du coeur de l'étoile ne dépassant pas ~2 M, les réactions thermonucléaires s'arrêtent ici et le coeur s'effondre jusqu’au stade d'étoile à neutrons.

Etoiles massives

Si l'étoile fait entre 7 et 20 M sur la Séquence principale, ce qui représente une masse d'hélium nucléaire de 3.1 M, pour des raisons qui demeurent partiellement incomprises, les réactions en chaîne peuvent s'emballer, la température du noyau montant jusqu'à 1 milliard de degrés !

Rapidement le coeur se transforme en fer et un instant plus tard, sous l'effet de la gravitation et de phénomènes relativistes, sa température va atteindre 150 milliards de degrés ! Cet apport d'énergie va déclencher le phénomène le plus violent de l'Univers.

Dans un bouquet final l'étoile va exploser en supernova, libérant toute son énergie dans l'espace. Sous l'intensité du rayonnement, les éventuelles formes de vie se trouvant dans un rayon de 100 années-lumière seront condamnées à mort (à l'exception peut-être de quelques bactéries voire des scorpions et des cafards mais rien n'est sûr) et son effet se fera encore ressentir dans un rayon de 1600 années-lumière (cf. l'effet d'une supernova à proximité de la Terre).

Au même instant son coeur va s'effondrer sur lui-même et, s'il atteint le rayon de Schwarzschild, la gravitation ne pourra pas contrecarrer les forces cinétiques qui règnent dans le noyau. La force de gravité s'accentuant, l'implosion va se poursuivre suite à l'amplification des effets relativistes et parviendra à briser les forces de résistances intra-atomiques du coeur de métal. Trois cas vont se présenter : le noyau sera pulvérisé et il ne restera que le SNR de la supernova, le noyau se transformera en étoile à neutrons ou l'une de ses dérivées (pulsar, magnétar ou RRAT) ou il devienda un trou noir.

Tel est le destin funeste auquel doit s'attendre la majorité des étoiles massives.

SN 1987A

Dans le cas de SN 1987A par exemple, on estime qu'avant d'exploser en supernova la masse minimale de l'étoile de Sanduleak pouvait être de 7 M seulement sur la Séquence principale, ce qui laisse peu d'espoir aux étoiles peu massives. Néanmoins les modèles astrophysiques pêchent encore par approximation.

SN 2020tlf

La progénitrice de la supernova SN 2020tlf était une étoile supergéante rouge de 10-12 M et d'un rayon de 1100 R située à 120 millions d'années-lumière du Soleil, dans la galaxie NGC 5731. Par chance, durant l'été et l'automne 2020, des astronomes des universités Northwestern d'Illinois et de Berkeley en Californie purent l'observer pendant 130 jours, avant, pendant et après son explosion en supernova de Type II à l'aide du Télescope Spatial Hubble, du Pan-STARRS et du télescope Keck de 10 m de Mauna Kea, à Hawaï notamment. A son maximum, l'étoile atteignit la magnitude 15.89. L'étude de cette supernova fit l'objet d'un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2022.

En général, lorsqu'une supergéante rouge a consommé tout son hydrogène et tout l'hélium contenu dans son noyau, sa fin de vie est assez rapide : selon sa masse, soit elle s'effondre en étoile à neutrons soit elle explose en supernova. Or ce n'est pas tout à fait ce qu'on a observé cette fois-ci.

Par exemple, le matériau circumstellaire dense qui entourait l'étoile au moment de son explosion était composé du même gaz que celui qui fut détecté lors d'une éruption survenue plusieurs mois auparavant. Au total, la densité de matière circumstellaire fut estimée <2x10^-16 g/cm³ pour des distances jusqu'à ~5x10¹⁵ cm ou ~670 UA - soit similaire à ce qu'on observe dans la basse couronne solaire.

A gauche, SN 2020tlf (dans l'encart) située dans la galaxie NGC 5731 photographiée le 12 septembre 2020. A droite, ses courbes lumineuse, de température et de rayon. Documents SDSS9/Aladin et W. V. Jacobson-Galán et al. (2022).

Juste avant d'exploser, la supergéante rouge est devenue très active avec des éruptions très intenses. Son taux de perte de masse étaiu élevé, estimé <1.3x10^-5 M/an à grandes distances.

Selon Raffaella Margutti, professeure agrégée d'astronomie à l'UCB et coautrice de cet article, "C'est comme regarder une bombe à retardement. Nous n'avions jamais confirmé une activité aussi violente dans une supergéante rouge mourante - une supergéante que nous avons clairement vu produire une émission lumineuse, s'effondrer et brûler." Selon Margutti, cette découverte remet en question les théories sur la façon dont les étoiles supergéantes rouges évoluent juste avant d'exploser. Jusqu'à cette observation, les supergéantes rouges ne présentaient aucun signe d'éruptions violentes ni lumineuses.

On en déduit que toutes les supergéantes rouges ne suivent pas le même modèle et que certaines d'entre elles subissent des changements significatifs dans leurs structures internes, conduisant à des explosions chaotiques de gaz dans leurs derniers mois avant de s'effondrer.

Selon Wynn Jacobson-Galán de l'Université de Berkeley et auteur principal de l'étude, "C'est une percée dans notre compréhension de ce que font les étoiles massives quelques instants avant de mourir. La détection directe de l'activité pré-supernova dans une étoile supergéante rouge n'a jamais été observée auparavant dans une supernova ordinaire de Type II. Pour la première fois, nous avons vu exploser une étoile supergéante rouge !."

Une structure en "pelure d'oignon"

Une étoile géante est constituée de 70% d'hydrogène, 28% d'hélium et 2% de carbone, azote, oxygène et éléments plus lourds. Le coeur est constitué de fer et d'autres éléments stables proches de sa masse atomique. Comme on le voit ci-dessous, dans les étoiles géantes massives arrivées au stade terminal, le noyau métallique est recouvert successivement d'une couche de silicium, d'oxygène, de néon, de carbone, d'hélium et d'hydrogène. Le coeur jusqu'à la limite supérieure de la couche d'hélium n'occupe que 0.000014% de la taille de l'étoile; il s'étend sur environ 5000 km de rayon alors que le rayon de l'étoile dépasse 350 millions de kilomètres ! L'enveloppe d'hydrogène occupe donc l'essentiel du volume.

Tous les éléments plus lourds que le fer sont synthétisés pendant l'explosion de la supernova. C’est donc la masse totale de l'étoile - sa masse sur la Séquence principale - qui détermine jusqu'à quelle phase son noyau se transformera et à quel stade de la combustion thermonucléaire la fusion s’'arrêtera dans son noyau. En effet, le processus thermonucléaire s'arrête avec la formation du fer. La réaction qui prévalait jusqu'à présent était exothermique, c'est la réaction qui libérait de l'énergie. A partir du fer, chaque nouvelle combinaison exige un apport d'énergie; le système est endothermique. Mais l'étoile ne peut satisfaire cette exigence. Son rayonnement s'arrête et marque la mort de l'étoile.

En général, la pression de radiation de l'étoile résiste aux forces de la gravitation. Mais si l'étoile n’y parvient pas en raison de sa masse trop élevée, son noyau de masse M peut se réduire à une sphère de rayon R_s = GM/c², c'est le rayon de Schwarzschild. Il mesure environ 3 km pour une masse équivalente à celle du Soleil.

Dans ces conditions l'effondrement est inévitable car ni la force des électrons (l'interaction électromagnétique) ni la force des neutrons (l'interaction forte) ne pourront s'opposer à cette force universelle. Ainsi un objet dépassant 2.5 à 3 M en fin de vie franchit ce qu'on appelle la "limite de Landau-Oppenheimer" et s'il atteint le rayon de Schwarzschild, il disparaît définitivement du firmament, il devient un trou noir.

Ceci explique pourquoi en fonction de sa masse, une étoile géante devient une naine blanche, une étoile à neutrons ou éventuellement un trou noir.

Pour plus d'informations

Sur ce site

Download (Articles historiques dont ceux de Hertzsprung et Russell)

Du corps noir aux étoiles

L'évolution stellaire en quelques formules

La diversité des étoiles

L'histoire de Sanduleak, SN 1987A

L'astrophysique solaire

La formation du système solaire

La température de couleur des étoiles

Recueil d'exercices d'astronomie

Généralités

Température et diagramme H-R, Obs.Paris

Modélisation des objets compacts (PDF), Jérôme Pétri, 2013

Dynamic Periodic Table (PTable)

Periodic Table of Elements

Webelements

The Hertzsprung-Russell diagram (description), M.Richmond

An Atlas of Stellar Spectra, Caltech

Cosmic Evolution (dont le chapitre Sun-like evolution), U.Tufts

Circumstellar Disk Learning Site

Asymptotic Giant Branch Stars Working Group, U.Wien

Animations, programmes et applets Java

E:D Galactic Wiki

Stellar Structure and Evolution Simulator (vidéos mpeg), J.Simon et al.

Star in a Box (simulateur d'évolution stellaire)

Chandra resources (animations flash et posters)

StarClock, un programme de Leos Ondra

Planck Law Radiation Distributions, Mike Guidry

H-R Diagram Explorer, Brian Martin/King's U.College

Sites éducatifs

L'évolution stellaire (PDF, aperçu pour DEA), Tristan Guillot

University Surf (sites éducatifs et cours en ligne)

Cours d'astrophysique de l'Université de Lyon

IAP - Institut d'Astrophysique de Paris

CEA - Service d'Astrophysique

IAA- Institut d'Astronomie et d'Astrophysique (ULB)

Livres

Cf. la bibliothèque, rubrique Astronomie.

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