À environ 10 000 années-lumière de là, dans la constellation du Centaure, se trouve une nébuleuse planétaire appelée NGC 5307. Une nébuleuse planétaire est le reste d'une étoile comme notre Soleil, lorsqu'elle a atteint ce qui peut être décrit comme la fin de sa vie. Cette image Hubble de NGC 5307 vous fait non seulement vous interroger sur le passé de l'étoile, mais vous fait réfléchir sur l'avenir de notre propre Soleil.
Le processus d'une étoile vieillissant et atteignant la fin de sa vie est une histoire longue et lente, ponctuée d'épisodes de changement rapide. Tout comme le NGC 5307, notre Soleil finira par devenir une géante rouge, rejetant ses couches externes de gaz. Dans les milliards d'années à venir, il deviendra lui-même une naine blanche, éclairant les couches de gaz qu'il libère en tant que nébuleuse planétaire.
En ce moment, notre Soleil est sur la séquence principale. Il fusionne l'hydrogène en hélium à l'intérieur de son cœur. À la suite de cette fusion, une énorme quantité d'énergie est libérée, chauffant la Terre et maintenant la vie ici. (Ce n'est pas la fusion elle-même qui produit la majeure partie de la chaleur; c'est la chaîne proton-proton.)
Mais une étoile est un acte d'équilibrage entre la pression extérieure de la fusion et la pression intérieure de sa propre gravité. Cet équilibre est appelé équilibre hydrostatique, et il ne peut pas durer éternellement.
D'année en année, de siècle en siècle, d'éon en éon, le Soleil continue de fusionner l'hydrogène en hélium, libérant de la chaleur et perdant de la masse. Même si une étoile comme notre Soleil peut sembler stable et immuable, rien dans la nature n'est immuable. Le Soleil fusionne environ 600 millions de tonnes d'hydrogène en hélium chaque seconde, perdant ainsi de la masse. Il perd de la masse en convertissant la matière en énergie, comme l'explique E = mc² d'Einstein.
C’est un montant important. En fait, dans ses quelque 4,5 milliards d'années de vie jusqu'à présent, le Soleil a perdu une quantité de masse similaire à la masse de Jupiter.
Finalement, l'acte d'équilibrage sera changé pour toujours, car le Soleil perdra suffisamment de masse pour que la force intérieure de sa gravité ne soit pas suffisante pour contenir la force extérieure de sa fusion. L'étoile se développera en une géante rouge.
Les astronomes calculent que lorsque notre Soleil deviendra une géante rouge, dans environ 5 milliards d'années, il se développera suffisamment pour engloutir Mercure, Vénus et probablement la Terre. Avant cela, le Soleil deviendra environ deux fois plus lumineux qu'aujourd'hui. À ce stade, la Terre recevra à peu près autant d'énergie du Soleil que Vénus maintenant. Pas un bon pronostic pour la vie.
Après sa phase géante rouge, le Soleil deviendra un sous-géant. Il doublera de taille en un demi-milliard d'années. Vient ensuite une autre phase d'un demi-milliard d'années où elle double de nouveau sa taille, et devient également jusqu'à deux mille fois plus lumineuse. À ce stade, le Soleil est maintenant un objet énorme, brillant et menaçant qui est devenu rouge et a consommé les planètes internes du système solaire.
À ce stade, le Soleil sera sur la branche géante rouge. Il aura un noyau d'hélium entouré d'une couche d'hydrogène. Après des milliards d'années de vie active, le Soleil n'aura plus que 100 millions d'années de vie active. Mais il y a beaucoup d'activité compressée dans ces 100 millions d'années.
Il y a d'abord le flash d'hélium, où le Soleil brûlera 40% de sa masse. Il le fera en convertissant environ 6% de l'hélium dans son cœur en carbone. Cela ne prendra que quelques minutes, une juxtaposition choquante contre les milliards d'années de la vie du Soleil.
Après avoir perdu toute cette masse, elle rétrécira jusqu'à environ 10 fois sa taille actuelle et environ 50 fois sa luminosité. À ce stade, le Soleil est sur la branche horizontale, et il continuera de brûler l'hélium dans son noyau pendant les cent millions de millions d'années à venir, devenant un peu plus gros et plus lumineux.
Mais maintenant, le soleil manque de carburant. L'hélium dans son noyau est de plus en plus épuisé, et il perd plus de masse. Rien ne peut empêcher cela de se produire, et le Soleil se développera à nouveau, comme il l'a fait lorsqu'il est entré pour la première fois dans la phase géante rouge. Mais cette expansion sera beaucoup plus rapide.
Les choses s'accélèrent pour le Soleil, et il devient de plus en plus instable. Notre Soleil autrefois implacable entre dans sa phase finale. Il est maintenant dans la phase asymptotique-branche géante, et passera environ 20 millions d'années au début de cette phase. Il a un noyau principalement inerte d'oxygène et de carbone, une coquille où l'hélium fusionne en plus de carbone et une autre coquille où l'hydrogène fusionne en hélium. Il se passe beaucoup de choses.
Il convulsera dans une série d'impulsions thermiques et de perte de masse. Chacune de ces impulsions ne dure qu'une centaine d'années environ et dans chacune, le Soleil se dilate et devient plus lumineux. Chaque pouls sera plus fort que celui qui le précède, et cette période dure environ 100 000 ans. Les calculs montrent que notre Soleil subira probablement quatre de ces impulsions vers la fin de sa vie.
Après avoir été secoué par ces impulsions, le Soleil se calmera. Le Soleil, à toutes fins utiles, est mort. Ou du moins dans le coma. Les légumineuses ont perdu ses couches externes, et c'est maintenant un nain blanc. Cette naine blanche ne contiendra qu'environ 50% de la masse d'origine du Soleil.
Le Soleil est mort car il n'y a plus de fusion. En tant que naine blanche, elle n'émet que de l'énergie stockée. Il est composé de matière dégénérée par électrons dense, et aucune fusion ne peut avoir lieu.
Mais il brille toujours, et l'énergie qu'il émet frappe les couches de gaz qu'il dégage lors de ses impulsions thermiques, ionisant le gaz et l'éclairant. Notre Soleil sera alors une nébuleuse planétaire. Et cela nous ramène au NGC 5307.
NGC 5307 est un aperçu de la fin de la vie du Soleil. Tout comme le NGC 5307, notre Soleil ne sera un jour, dans des milliards d'années, qu'un vestige de son ancienne gloire en tant que boule de plasma vivifiante. Malgré le nom de nébuleuse planétaire, il n'y aura pas de planètes à proximité. Il les aura détruits lors de ses agrandissements. Il n'y aura que le gaz.
Mais même le gaz finira par disparaître. Ça s'éloignera de l'étoile et cool. Après environ 10 000 ans en tant que nébuleuse planétaire, l'ancien Soleil persistera comme une naine blanche faible pendant des milliers de milliards d'années. Après cela, selon la théorie, le Soleil deviendra une naine noire. Il se sera complètement refroidi et n'émettra aucune énergie. Ceci est théorique car aucune naine noire n'a été observée. En fait, il faut plus de temps pour qu'une étoile évolue vers cet hypothétique état de naine noire que l'âge de l'Univers lui-même jusqu'à présent.
Le gaz expulsé de la nébuleuse planétaire a encore un rôle à jouer. Tout au long du chaos des derniers stades d'évolution du Soleil, il a produit des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium par nucléosynthèse stellaire. Ces éléments, appelés métaux en astronomie, seront envoyés dans l'espace et repris dans un autre processus de formation stellaire. Ils enrichiront la prochaine étoile à naître et les prochaines planètes qui pourraient se former autour de cette future étoile.
Le nom de nébuleuse planétaire est un terme impropre des premiers jours de l'astronomie. Ils ne sont en aucun cas liés aux planètes. Mais certains des premiers observateurs de ces restes stellaires, avec les télescopes à leur disposition à l'époque, ont vu les formes arrondies et ont supposé qu'il s'agissait de planètes.
Maintenant, nous savons que ce n'est pas vrai. Nous les reconnaissons maintenant pour ce qu'ils sont. Chacune de ces nébuleuses est comme un instantané résumant les milliards d'années qu'il a fallu pour atteindre cet état. Et bien qu'il ne soit jamais observé par les yeux humains (probablement), c'est le sort éventuel de notre Soleil.
Note aux lecteurs:
Il y a une énorme quantité de détails dans la vie et la mort éventuelle d'une étoile. Quand nous disons quelque chose comme «fusionner l'hydrogène en hélium libère de la chaleur», il y a beaucoup plus à faire, et bien plus que ce qui peut tenir dans un article.
Si vous voulez en savoir plus sur les stars, je vous recommande «La vie et la mort des stars» (2013) de Kenneth R. Lang. Lang est professeur d'astronomie à l'Université Tufts, et il fait un excellent travail pour expliquer toutes les choses stellaires.
Plus:
- Communiqué de presse de la NASA: Hubble regarde les dernières étapes de la vie d'une star
- Vidéo de Space Magazine: Pourquoi les géants rouges se développent-ils?
- Magazine spatial: Types d'étoiles
- Wikipédia: Soleil
- Wikipédia: Nain blanc
- Wikipédia: Nébuleuse planétaire
