La mort du Soleil

Comment le Soleil va enfler jusqu'à devenir une géante rouge, puis s'éteindre en naine blanche

Étape par étape

Le Soleil aujourd'hui

Le Soleil a 4,6 milliards d'années, à peu près la moitié de sa vie. Chaque seconde, son cœur transforme quelque 600 millions de tonnes d'hydrogène en hélium, et l'énergie ainsi libérée le fait briller.

Au plus profond du cœur, à environ 15 millions de °C, des noyaux d'hydrogène se percutent et fusionnent en hélium. À chaque fois, un peu de masse disparaît et devient de l'énergie, comme le dit le E = mc² d'Einstein : environ quatre millions de tonnes par seconde. Cette énergie met des milliers d'années à se frayer un chemin jusqu'à la surface que nous voyons.

Personne ne peut attendre des milliards d'années pour voir vieillir une étoile, mais inutile. Le ciel est plein d'étoiles de masse proche de celle du Soleil, saisies à chaque étape de leur vie, de la naissance à la mort. Des modèles informatiques du fonctionnement des étoiles, vérifiés sur toutes, racontent l'histoire qui suit.

Les tailles, les températures et les dates données ici viennent de l'un de ces modèles du Soleil, de Klaus-Peter Schröder et Robert Connon Smith, qui le suit jusqu'à ce qu'il ait perdu la dernière de ses couches externes.

De plus en plus brillant

À mesure que l'hélium s'accumule dans son cœur, le Soleil devient peu à peu plus brillant, d'environ 10 % par milliard d'années. Dans un milliard d'années environ, cela suffira à faire bouillir les océans de la Terre.

L'hélium, la cendre du feu du Soleil, s'accumule dans le cœur. Cela le comprime davantage et le chauffe, si bien que l'hydrogène fusionne plus vite et que le Soleil brille davantage. À sa naissance, il ne brillait qu'à environ 70 % de son éclat actuel.

L'anneau vert est la zone habitable, où une planète comme la Terre pourrait garder de l'eau liquide. Quand le Soleil devient plus brillant, l'anneau s'éloigne. Dans un milliard d'années environ, son bord intérieur dépasse la Terre : l'air se remplit de vapeur d'eau, qui retient plus de chaleur, et les océans commencent à s'évaporer. En altitude, la lumière du Soleil brise l'eau, et son hydrogène s'échappe dans l'espace.

À la fin de cette étape, dans environ 5,4 milliards d'années, le Soleil brillera presque deux fois plus qu'aujourd'hui, et la zone habitable se sera éloignée jusqu'à l'orbite de Mars.

Le cœur s'épuise

Dans environ 5,4 milliards d'années, l'hydrogène du cœur est épuisé. Le cœur se contracte et chauffe, l'hydrogène continue de brûler dans une coquille autour de lui, et les couches externes du Soleil commencent à enfler.

Sans combustible au centre, le cœur d'hélium ne peut plus se soutenir et commence à se contracter. En se comprimant, il chauffe, et cette chaleur enflamme l'hydrogène dans une fine coquille autour de lui, qui brûle plus vite que le cœur ne l'a jamais fait.

Ce surplus d'énergie repousse les couches externes du Soleil. Elles refroidissent en s'étendant, et le Soleil passe du blanc jaunâtre à l'orange. Le cercle en pointillés montre sa taille actuelle.

Toute étoile arrive à ce point quand l'hydrogène de son cœur s'épuise, et plus elle est lourde, plus c'est tôt. Une étoile deux fois plus massive que le Soleil y arrive en un milliard d'années environ ; les plus petites naines rouges brilleront pendant des milliers de milliards d'années, bien plus longtemps que l'univers n'a existé jusqu'ici.

Une géante rouge

La gravité à sa surface sera environ cent mille fois plus faible qu'aujourd'hui. Du gaz bouillonnant y monte en quelques cellules géantes, chacune presque aussi large que la distance de la Terre au Soleil. En 2017, le télescope VLT, au Chili, a vu de telles cellules sur la géante rouge π¹ Gruis.

Si faiblement retenue, la surface s'échappe facilement. Un vent puissant emporte un tiers de la masse du Soleil avant qu'il atteigne sa taille maximale. Moins retenues, les orbites des planètes s'élargissent.

Le sort de la Terre

Bien avant, la Terre sera un monde brûlé et fondu : quand le Soleil sera mille fois plus brillant qu'aujourd'hui, la chaleur qui atteindra la Terre suffira à faire fondre la roche.

Une planète proche d'une étoile géante y soulève un renflement, comme la Lune soulève les marées dans les océans terrestres. L'attraction de ce renflement freine la planète, qui plonge en spirale. Dans le modèle de Schröder et Smith, cela l'emporte sur l'élargissement de l'orbite de la Terre, et la Terre est engloutie un million d'années après Vénus.

D'autres modèles, avec des pertes de masse différentes, laissent la Terre s'échapper sur une orbite plus large. La course est serrée, et la réponse dépend de la façon dont les géantes perdent leur masse, ce que l'on mesure encore.

Le flash de l'hélium

Au sommet, le cœur atteint environ 100 millions de °C et son hélium se met à fusionner d'un coup, dans un éclair. Puis le Soleil se contracte jusqu'à environ 11 fois sa taille actuelle et brûle de l'hélium pendant plus de cent millions d'années.

L'hélium a besoin d'environ 100 millions de °C pour fusionner en carbone et en oxygène. À ce stade, le cœur d'hélium du Soleil est si comprimé qu'en chauffant il ne se dilate pas pour se refroidir, comme le ferait un gaz. Alors, dès que l'hélium commence à fusionner, il s'emballe : pendant quelques secondes, le cœur produit à peu près autant d'énergie qu'une galaxie entière.

Rien n'en sort. L'énergie sert à desserrer le cœur, et rien ne se voit à la surface. Ensuite, le cœur brûle son hélium calmement et le Soleil se stabilise, bien plus petit qu'en géante rouge, mais encore environ 50 fois plus brillant qu'aujourd'hui.

Les étoiles à ce stade sont courantes. Sur les diagrammes des couleurs et des éclats des étoiles, elles se regroupent en amas, ou, dans les vieux amas d'étoiles, s'alignent sur une bande que les astronomes appellent la branche horizontale.

De nouveau géante

Quand l'hélium du cœur s'épuise à son tour, le Soleil enfle de nouveau en géante, cette fois autour d'un cœur de carbone et d'oxygène. Tous les cent mille ans environ, ses coquilles en combustion s'embrasent, et il expulse ses couches externes.

Désormais, l'hélium brûle dans une coquille autour du cœur de carbone et d'oxygène, et l'hydrogène dans une autre coquille à l'extérieur. Les deux se relaient : la coquille d'hydrogène accumule de l'hélium jusqu'à ce que la coquille d'hélium s'embrase, une pulsation thermique, puis tout se calme de nouveau.

Cette fois, le Soleil grandit jusqu'à environ 180 fois sa taille actuelle, moins qu'en géante rouge : Mars et les planètes au-delà sont épargnées. Il perd près d'un cinquième de la masse qui lui reste, dans un vent lent de gaz et de poussière.

Les géantes mourantes comme celle-ci sont enveloppées de coquilles de gaz et de poussière. Autour de la géante rouge R Sculptoris, le télescope ALMA a vu une coquille expulsée lors de l'une de ces pulsations. Une grande partie de la poussière de notre galaxie est née dans des vents comme ceux-là.

Un nuage lumineux

Les nébuleuses planétaires n'ont rien à voir avec les planètes : dans les premières lunettes, elles paraissaient rondes, comme des planètes. On en connaît des milliers dans notre galaxie, chacune le dernier souffle d'une étoile comme le Soleil.

Le cœur à nu brille surtout en ultraviolet, une lumière qui arrache des électrons aux atomes du gaz. Quand les atomes recapturent des électrons, chaque élément brille de ses propres couleurs : l'oxygène vert-bleu près du cœur brûlant, l'hydrogène et l'azote rouges plus loin. Les couleurs ici suivent ce schéma, comme dans les vraies nébuleuses.

Longtemps, les astronomes ont pensé qu'une étoile aussi légère que le Soleil ne pouvait pas former de nébuleuse visible : son cœur chaufferait trop lentement, et le gaz se disperserait avant d'être illuminé. Des modèles plus récents, publiés en 2018, montrent qu'il chauffe assez vite. La nébuleuse du Soleil sera pâle, mais assez brillante pour être vue depuis d'autres galaxies.

Le gaz file vers l'extérieur à des dizaines de kilomètres par seconde. Au bout d'environ 10 000 ans, il est trop dilué pour briller et se disperse dans la galaxie, où il deviendra peut-être un jour une partie de nouvelles étoiles et planètes.

Une naine blanche

Une naine blanche est si dense qu'une cuillère à café de sa matière pèserait à peu près autant qu'une voiture. Seuls ses électrons la soutiennent : serrés autant que la nature le permet, ils refusent d'être comprimés davantage.

Ce que les électrons peuvent soutenir a une limite. Aucune naine blanche ne peut peser plus d'environ 1,4 Soleil : au-delà, même eux cèdent, et l'étoile s'effondre davantage.

Sirius B, la compagne de l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, est une naine blanche de ce genre, à peu près aussi massive que le Soleil et plus petite que la Terre.

Lentement, elle s'éteint

Les planètes qui survivent tournent autour de la naine blanche sur des orbites presque deux fois plus larges qu'aujourd'hui. Au fil des milliards d'années, elle refroidit et pâlit. Aucune naine blanche de l'univers n'a encore eu le temps de s'éteindre.

Une naine blanche ne brille que de la chaleur qui lui reste. Elle refroidit vite au début, puis de plus en plus lentement. Les plus vieilles naines blanches connues refroidissent depuis environ dix milliards d'années et brillent encore faiblement. Devenir une naine noire, froide et sombre, prendrait bien plus de temps que l'univers n'en a vécu jusqu'ici.

Sur beaucoup de naines blanches tombe de la poussière rocheuse, les débris de leurs astéroïdes et de leurs planètes. Certaines ont encore des planètes : en 2020, une planète de la taille de Jupiter a été découverte en orbite autour de la naine blanche WD 1856+534.