Une éruption solaire de notre Soleil, qui éjecte de la matière loin de notre étoile mère et dans le Soleil… Le système solaire est éclipsé en termes de « perte de masse » par la fusion nucléaire, qui a réduit la masse du Soleil d’un total de 0,03% de sa valeur de départ: une perte équivalente à la masse de Saturne. E = mc^2, quand on y pense, montre à quel point c’est énergique, car la masse de Saturne multipliée par la vitesse de la lumière (une grande constante) au carré conduit à une énorme quantité d’énergie produite. Notre Soleil a environ 5 à 7 milliards d’années de fusion de l’hydrogène en hélium, mais il y a beaucoup plus à venir après cela.
Solar Dynamics Observatory /GSFC de la NASA
L’une des règles les plus profondes de tout l’Univers est que rien ne dure éternellement. Avec les forces gravitationnelles, électromagnétiques et nucléaires agissant toutes sur la matière, pratiquement tout ce que nous observons exister aujourd’hui sera confronté à des changements à l’avenir. Même les étoiles, les collections les plus énormes qui transforment le combustible nucléaire dans le cosmos, brûleront un jour toutes, y compris notre Soleil.
Mais cela ne signifie pas que la mort stellaire — lorsque les étoiles sont à court de combustible nucléaire — est en fait la fin pour une étoile comme notre Soleil. Bien au contraire, il y a un certain nombre de choses fascinantes en réserve pour toutes les étoiles une fois qu’elles sont mortes cette première mort, la plus évidente. Bien qu’il soit vrai que le carburant de notre Soleil soit fini et que nous nous attendions pleinement à ce qu’il subisse une mort stellaire « typique », cette mort n’est pas la fin. Pas pour notre Soleil, ni pour aucune étoile semblable au Soleil. Voici ce qui vient ensuite.
Le système de classification spectrale (moderne) de Morgan–Keenan, avec la plage de température de chaque étoile… classe indiquée au-dessus, en kelvin. Notre Soleil est une étoile de classe G, produisant de la lumière avec une température effective d’environ 5800 K, à laquelle les humains sont bien adaptés pendant la journée. Les étoiles les plus massives sont plus brillantes, plus chaudes et plus bleues, mais vous n’avez besoin que d’environ 8% de la masse du Soleil pour commencer à fusionner de l’hydrogène en hélium, ce que les naines rouges de classe M peuvent faire aussi bien, tant qu’elles atteignent des températures centrales critiques supérieures à environ 4 millions de K.
Utilisateur de Wikimedia Commons LucasVB, ajouts par E. Siegel
Pour être considéré comme une véritable étoile, et non une étoile défaillante (comme une naine brune) ou un cadavre (comme une naine blanche ou une étoile à neutrons), vous devez être capable de fusionner de l’hydrogène en hélium. Lorsqu’un nuage de gaz s’effondre pour former potentiellement une nouvelle étoile, il a beaucoup d’énergie potentielle gravitationnelle dans son état diffus, qui est convertie en énergie cinétique (thermique) lorsqu’il s’effondre. Cet effondrement réchauffe la matière, et si elle devient assez chaude et dense, la fusion nucléaire commencera.
Après de nombreuses générations d’étude des étoiles, y compris là où elles se forment et ne se forment pas, nous savons maintenant qu’elles doivent atteindre une température interne d’environ 4 millions de K pour commencer à fusionner l’hydrogène en hélium, ce qui nécessite au moins ~ 8% de la masse de notre Soleil, soit environ 70 fois la masse de Jupiter. Être au moins aussi massif est l’exigence minimale pour devenir une star.
Cette coupe présente les différentes régions de la surface et de l’intérieur du Soleil, y compris le… noyau, où se produit la fusion nucléaire. Au fil du temps, la région contenant de l’hélium dans le noyau se dilate et la température maximale augmente, entraînant une augmentation de la production d’énergie du Soleil. Lorsque notre Soleil manque d’hydrogène dans le cœur, il se contracte et chauffe à un degré suffisant pour que la fusion de l’hélium puisse commencer.
Utilisateur de Wikimedia Commons Kelvinsong
Une fois ce seuil de masse/température franchi, l’étoile commence à fusionner de l’hydrogène en hélium et rencontrera l’un des trois destins différents. Ces destins sont déterminés uniquement par la masse de l’étoile, qui à son tour détermine la température maximale qui sera atteinte dans le noyau. Toutes les étoiles commencent à fusionner l’hydrogène en hélium, mais ce qui vient ensuite dépend de la température. En particulier:
- Si votre étoile a une masse trop faible, elle fusionnera uniquement l’hydrogène en hélium et ne sera jamais assez chaude pour fusionner l’hélium en carbone. Une composition purement hélium est le sort de toutes les étoiles de classe M (naines rouges), inférieures à environ 40% de la masse du Soleil. Ceci décrit la majorité des étoiles de l’Univers (en nombre).
- Si votre étoile est comme le Soleil, elle se contractera à des températures plus élevées lorsque le noyau sera à court d’hydrogène, commençant la fusion de l’hélium (en carbone) lorsque l’étoile se transformera en géante rouge. Il se terminera composé de carbone et d’oxygène, avec les couches d’hydrogène et d’hélium plus légères (externes) soufflées. Cela se produit pour toutes les étoiles entre environ 40% et 800% de la masse du Soleil.
- Si votre étoile a plus de 8 fois la masse du Soleil, elle fusionnera non seulement l’hydrogène en hélium et l’hélium en carbone, mais amorcera la fusion du carbone plus tard, conduisant à la fusion de l’oxygène, à la fusion du silicium et finalement, à une mort spectaculaire par supernova.
Lorsque les étoiles les plus massives meurent, leurs couches externes, enrichies d’éléments lourds à partir du résultat de… la fusion nucléaire et la capture de neutrons sont propulsées dans le milieu interstellaire, où elles peuvent aider les générations futures d’étoiles en leur fournissant les ingrédients bruts pour les planètes rocheuses et, potentiellement, la vie. Notre Soleil aurait besoin d’être environ huit fois plus massif pour avoir un coup sur ce destin, ce qui est bien hors du domaine des possibilités raisonnables.
NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)
Ce sont les destins les plus conventionnels des étoiles, et de loin les trois plus courants. Les étoiles suffisamment massives pour devenir une supernova sont rares: seulement environ 0,1-0.2% de toutes les étoiles sont aussi massives, et elles laisseront derrière elles des restes d’étoiles à neutrons ou de trous noirs.
Les étoiles dont la masse est la plus faible sont l’étoile la plus commune de l’Univers, représentant quelque part entre 75 et 80% de toutes les étoiles, et sont également les plus anciennes. Avec des durées de vie allant de peut-être 150 milliards à plus de 100 milliards d’années, pas un seul n’a manqué de carburant dans notre Univers vieux de 13,8 milliards d’années. Quand elles le feront, elles formeront des étoiles naines blanches entièrement faites d’hélium.
Mais les étoiles semblables au Soleil, qui représentent environ un quart de toutes les étoiles, connaissent un cycle de mort fascinant lorsqu’elles manquent d’hélium dans leur noyau. Ils se transforment en un duo nébuleuse planétaire / naine blanche dans un processus de mort spectaculaire, mais lent.
L’anneau bleu-vert de la nébuleuse planétaire NGC 6369 marque l’emplacement de la lumière ultraviolette énergétique… a dépouillé les électrons des atomes d’oxygène dans le gaz. Notre Soleil, étant une seule étoile qui tourne à l’extrémité lente des étoiles, va très probablement finir par ressembler à cette nébuleuse après peut-être encore 7 milliards d’années.
La NASA et l’équipe du Patrimoine de Hubble (STScI/AURA)
Pendant la phase de géante rouge, Mercure et Vénus seront certainement englouties par le Soleil, tandis que la Terre pourrait ou non, selon certains processus qui n’ont pas encore été complètement élaborés. Les mondes glacés au-delà de Neptune vont probablement fondre et se sublimer, et il est peu probable qu’ils survivent à la mort de notre étoile.
Une fois les couches externes du Soleil retournées dans le milieu interstellaire, il ne restera plus que quelques cadavres carbonisés de mondes en orbite autour du reste de la naine blanche de notre Soleil. Le noyau, composé en grande partie de carbone et d’oxygène, totalisera environ 50% de la masse de notre Soleil actuel, mais ne représentera qu’approximativement la taille physique de la Terre.
Lorsque les étoiles de masse inférieure, semblables au Soleil, sont à court de carburant, elles explosent leurs couches externes dans une planète… nébuleuse, mais le centre se contracte pour former une naine blanche, qui met très longtemps à disparaître dans l’obscurité. La nébuleuse planétaire que notre Soleil générera devrait disparaître complètement, avec seulement la naine blanche et nos planètes restantes, après environ 9,5 milliards d’années. À l’occasion, des objets seront déchirés, ajoutant des anneaux poussiéreux à ce qui reste de notre système solaire, mais ils seront transitoires.
Mark Garlick /University of Warwick
Cette étoile naine blanche restera chaude très longtemps. La chaleur est une quantité d’énergie qui est piégée à l’intérieur de n’importe quel objet, mais qui ne peut être rayonnée qu’à travers sa surface. Imaginez prendre la moitié de l’énergie d’une étoile comme notre Soleil, puis comprimer cette énergie dans un volume encore plus petit. Que va-t-il se passer ?
Il va chauffer. Si vous prenez du gaz dans une bouteille et que vous le compressez rapidement, il chauffe: c’est ainsi que fonctionne un piston dans votre moteur à combustion. Les étoiles géantes rouges qui donnent naissance à des naines blanches sont en fait beaucoup plus froides que la naine elle-même. Pendant la phase de contraction, les températures passent de 3 000 K (pour une géante rouge) à environ 20 000 K (pour une naine blanche). Ce type de chauffage est dû à la compression adiabatique, et explique pourquoi ces étoiles naines sont si chaudes.
Lorsque notre Soleil sera à court de carburant, il deviendra une géante rouge, suivie d’une nébuleuse planétaire avec a… naine blanche au centre. La nébuleuse de l’œil de chat est un exemple visuellement spectaculaire de ce destin potentiel, avec la forme complexe, en couches et asymétrique de celle-ci suggérant un compagnon binaire. Au centre, une jeune naine blanche se réchauffe à mesure qu’elle se contracte, atteignant des températures de dizaines de milliers de Kelvins plus chaudes que la géante rouge qui l’a engendrée.
NASA, ESA, HEIC et l’équipe du Patrimoine Hubble (STScI/AURA); Remerciements : R. Corradi (Isaac Newton Group of Telescopes, Espagne) et Z. Tsvetanov (NASA)
Mais maintenant, il doit se refroidir, et il ne peut rayonner qu’à travers sa petite surface minuscule de la taille de la Terre. Si vous deviez former une naine blanche en ce moment, à 20 000 K, et lui donner 13,8 milliards d’années pour se refroidir (l’âge actuel de l’Univers), elle se refroidirait d’un énorme 40 K: à 19 960 K.
Nous avons un temps terriblement long à attendre si nous voulons que notre Soleil se refroidisse au point où il devient invisible. Cependant, une fois que notre Soleil sera à court de carburant, l’Univers fournira heureusement suffisamment de temps. Bien sûr, toutes les galaxies du Groupe local fusionneront ensemble; toutes les galaxies au-delà s’accéléreront à cause de l’énergie sombre; la formation d’étoiles ralentira à un filet et les naines rouges de plus faible masse brûleront à travers leur carburant. Pourtant, notre naine blanche continuera à se refroidir.
Comparaison précise de la taille et de la couleur d’une naine blanche (L), la Terre reflétant la lumière de notre Soleil (milieu), … et une naine noire (R). Lorsque les naines blanches rayonneront enfin le dernier de leur énergie, elles finiront toutes par devenir des naines noires. La pression de dégénérescence entre les électrons dans la naine blanche / noire, cependant, sera toujours assez grande, tant qu’elle n’accumule pas trop de masse, pour l’empêcher de s’effondrer davantage. C’est le sort de notre Soleil après environ 10^ 15 ans.
BBC/ GCSE(L) / SunflowerCosmos(R)
Enfin, après quelque part entre 100 billions et 1 quadrillion d’années (1014 à 1015 ans), la naine blanche que deviendra notre Soleil disparaîtra de la partie visible du spectre et se refroidira à quelques degrés au-dessus du zéro absolu. Maintenant connue sous le nom de naine noire, cette boule de carbone et d’oxygène dans l’espace traversera tout ce qui deviendra notre galaxie, ainsi que plus d’un billion d’autres étoiles et de cadavres stellaires laissés par notre Groupe local.
Mais ce n’est pas vraiment la fin pour notre Soleil non plus. Il y a trois destins possibles qui l’attendent, en fonction de la chance (ou de la malchance) que nous obtenons.
Lorsqu’un grand nombre d’interactions gravitationnelles entre systèmes stellaires se produisent, une étoile peut recevoir un… assez grand coup de pied pour être éjecté de n’importe quelle structure dont il fait partie. Nous observons encore aujourd’hui des étoiles en fuite dans la Voie lactée ; une fois qu’elles seront parties, elles ne reviendront jamais. On estime que cela se produira pour notre Soleil à un moment donné entre 10^ 17 et 10^ 19 ans, en fonction de la densité de cadavres stellaires dans ce que deviendra notre Groupe local.
J. Walsh et Z. Levay, ESA/NASA
1.) Complètement malchanceux. Environ la moitié de tous les cadavres stellaires de la galaxie — dans la plupart des galaxies – proviennent de systèmes stellaires singulets, un peu comme notre propre Soleil. Alors que les systèmes à plusieurs étoiles sont courants, avec environ 50% de toutes les étoiles connues trouvées dans des systèmes binaires ou trinitaires (voire plus riches), notre Soleil est la seule étoile de notre propre Système solaire.
Ceci est extrêmement important pour l’avenir, car il est extrêmement peu probable que notre Soleil fusionne avec un compagnon, qu’il avale un compagnon ou qu’il soit avalé par un autre compagnon. Nous défierions les chances si nous fusionnions avec une autre étoile ou un cadavre stellaire là-bas. En supposant que nous n’ayons pas de chance, tout le cadavre de notre Soleil verra à l’avenir d’innombrables interactions gravitationnelles avec les autres masses, ce qui devrait culminer avec ce qui reste de notre Système solaire éjecté de la galaxie après environ 1017 à 1019 ans.
Deux façons différentes de créer une supernova de type Ia : le scénario d’accrétion (L) et le scénario de fusion… (D). Sans compagnon binaire, notre Soleil ne pourrait jamais devenir une supernova en accumulant de la matière, mais nous pourrions potentiellement fusionner avec une autre naine blanche de la galaxie, ce qui pourrait nous conduire à nous revitaliser dans une explosion de supernova de type Ia après tout.
NASA/CXC/M. Weiss
2.) Assez chanceux pour se revitaliser. Vous pourriez penser, pour une bonne raison, qu’une fois que la naine blanche que devient notre Soleil se refroidit, il n’y a aucune chance qu’elle brille à nouveau. Mais il existe de nombreuses façons pour notre Soleil de reprendre vie et d’émettre à nouveau son propre rayonnement puissant. Pour ce faire, il lui suffit d’une nouvelle source de matière. Si, même dans un avenir lointain, notre Soleil :
- fusionne avec une étoile naine rouge ou une naine brune,
- accumule de l’hydrogène gazeux à partir d’un nuage moléculaire ou d’une planète gazeuse,
- ou tombe sur un autre cadavre stellaire,
il peut à nouveau allumer la fusion nucléaire. Le premier scénario entraînera au moins plusieurs millions d’années de combustion d’hydrogène; le second conduira à une explosion de fusion connue sous le nom de nova; le dernier conduira à une explosion de supernova en fuite, détruisant les deux cadavres stellaires. Si nous vivons un événement comme celui-ci avant d’être éjectés, notre chance cosmique sera exposée à tous ceux qui restent dans notre galaxie pour en être témoins.
La nova de l’étoile GK Persei, représentée ici en rayons X (bleu), radio (rose) et optique (jaune)… composite, est un excellent exemple de ce que nous pouvons voir en utilisant les meilleurs télescopes de notre génération actuelle. Lorsqu’une naine blanche accumule suffisamment de matière, la fusion nucléaire peut s’élever à sa surface, créant une éruption brillante temporaire connue sous le nom de nova. Si le cadavre de notre Soleil entre en collision avec un nuage de gaz ou un amas d’hydrogène (comme une planète géante gazeuse rouge), il pourrait se transformer en nova même après être devenu une naine noire.
Radiographie : NASA/CXC/RIKEN/D.Takei et al; Optique: NASA/STScI; Radio: NRAO/VLA
3.) Super chanceux, où nous allons nous faire dévorer par un trou noir. À la périphérie de notre galaxie, à quelque 25 000 années-lumière du trou noir supermassif qui occupe notre centre galactique, seuls les petits trous noirs formés à partir d’étoiles individuelles existent. Ils ont la plus petite section transversale de tout objet massif de l’Univers. En ce qui concerne les cibles galactiques, ces trous noirs de masse stellaire sont parmi les objets les plus difficiles à toucher.
Mais de temps en temps, ils sont touchés. Les petits trous noirs, lorsqu’ils rencontrent de la matière, accélèrent et l’entonnent en un flux d’accrétion, où une partie de la matière est dévorée et ajoutée à la masse du trou noir, mais la majeure partie est éjectée sous forme de jets et d’autres débris. Ces trous noirs actifs de faible masse sont connus sous le nom de microquasars lorsqu’ils s’embrasent, et ce sont des phénomènes bien réels.
Bien qu’il soit extrêmement peu probable que cela nous arrive, quelqu’un doit gagner à la loterie cosmique, et ceux qui le font deviendront de la nourriture pour trou noir pour leur acte final.
Lorsqu’une étoile ou un cadavre stellaire passe trop près d’un trou noir, les forces de marée en découlent… les masses concentrées sont capables de détruire complètement l’objet en le déchirant. Bien qu’une petite fraction de la matière soit dévorée par le trou noir, la plupart d’entre elles accéléreront simplement et seront éjectées dans l’espace.
Illustration : NASA/CXC/M.Weiss; Radiographie (en haut) : NASA/CXC/MPE/ S.Komossa et al. (L); Optique: ESO / MPE / S.Komossa (R)
Presque tous les objets de l’Univers ont un large éventail de possibilités quant à ce qui va lui arriver dans un avenir lointain, et il est incroyablement difficile de déterminer le destin d’un seul objet étant donné l’environnement chaotique de notre coin du cosmos. Mais en connaissant la physique derrière les objets que nous avons, et en comprenant quelles sont les probabilités et les échelles de temps pour chaque type d’objet, nous pouvons mieux estimer ce que devrait être le destin de quiconque.
Pour notre Soleil, nous allons devenir une naine blanche après moins de 10 milliards d’années supplémentaires, nous allons devenir une naine noire après environ 1014-1015 ans et nous serons éjectés de la galaxie après 1017-1019 ans. Au moins, c’est le chemin le plus probable. Mais les fusions, l’accumulation de gaz, les collisions ou même se faire dévorer sont toutes des possibilités aussi, et elles arriveront à quelqu’un, même si ce n’est probablement pas nous. Notre avenir n’est peut-être pas encore écrit, mais nous serions intelligents de parier sur un avenir brillant pour des milliards d’années à venir!