Que se passerait-il si le soleil s’éteignait ?

Le Soleil, comme toute autre étoile, est une boule de gaz composée principalement d’hydrogène et d’hélium (respectivement 73 % et 25 %). La densité moyenne du Soleil est beaucoup plus faible que celle de la Terre et à peine plus élevée que la densité moyenne de l’eau — cette valeur est de 1,4 kg par mètre cube. Que se passe-t-il si le Soleil s’éteint ?

Informations générales sur le Soleil et son passé

Notre Soleil est la source de la vie sur Terre. À titre de comparaison, le flux de chaleur provenant de l’intérieur de la Terre est environ 5 000 fois inférieur à la constante solaire (la quantité d’énergie qu’un mètre carré moyen de la surface de la Terre reçoit).

Matériel sur le sujet

Une étoile du système solaire est 270 000 fois plus proche de la Terre que la deuxième étoile la plus proche de nous (Proxima Centauri). La source d’énergie du Soleil est constituée par les réactions thermonucléaires de fusion de noyaux d’éléments chimiques légers en noyaux d’éléments chimiques plus lourds. Sous l’action des réactions thermonucléaires, le Soleil transforme chaque seconde 600 millions de tonnes d’hydrogène en hélium. Selon la célèbre formule d’Einstein E=mc 2, la masse du Soleil diminue d’environ 4 millions de tonnes par seconde. En comparaison, la Terre produit environ 4 milliards de tonnes de pétrole, 7 milliards de tonnes de charbon et 3 milliards de tonnes de minerai de fer en un an.

Le Soleil est une étoile de deuxième génération. Cela signifie que la matière du Soleil était à l’origine enrichie d’éléments plus lourds formés dans les profondeurs d’autres étoiles mortes. Cependant, la composition chimique du Soleil n’est pas unique : il existe des étoiles connues qui contiennent beaucoup plus d’éléments lourds que le Soleil.

Selon les estimations modernes, le système solaire avec le Soleil est né il y a environ 4,5 milliards d’années dans un amas d’étoiles relativement petit, qui ne comprenait que quelques centaines ou milliers d’étoiles. À cet égard, la recherche de parents de notre Soleil est une tâche extrêmement difficile (l’étude des paramètres de plusieurs millions d’étoiles n’a permis d’identifier que quelques candidats pour de tels parents).

Notre étoile se situe au «milieu du peloton» de la population stellaire de la Voie lactée ; elle fait partie des naines jaunes de la séquence principale. Les naines rouges, par exemple, ont une masse stellaire inférieure d’un ordre de grandeur à celle de notre Soleil, et leur luminosité est des milliers de fois plus faible. En revanche, les supergéantes ont une masse des centaines de fois supérieure à celle du Soleil et leur luminosité peut être équivalente à plusieurs millions de «soleils».

Matériel sur le sujet

Après sa naissance, le Soleil a connu une évolution continue. Aujourd’hui, nous connaissons le passé du Soleil grâce à l’étude des jeunes étoiles semblables au Soleil (étoiles de type solaire). Les jeunes étoiles se caractérisent par une rotation rapide, des éruptions fréquentes et une luminosité réduite. L’une des raisons de la luminosité réduite des jeunes étoiles est la présence de nuages de gaz et de poussières protoplanétaires denses, qui affaiblissent la luminosité du Soleil pour un observateur terrestre. Une autre raison de la luminosité réduite du Soleil dans le passé est le fait que les réactions thermonucléaires des éléments chimiques légers se produisent à des températures plus basses que les réactions thermonucléaires des éléments chimiques plus lourds (par exemple, l’oxygène ou le fer). La preuve d’une luminosité réduite de l’ancien Soleil est la preuve de longues périodes glaciaires dans le passé de la Terre. Ainsi, selon la théorie de la «Terre boule de neige» («Snowball Earth»), il y a 630 à 850 millions d’années, des glaciers recouvraient entièrement notre planète (des pôles à l’équateur).

Évolution du Soleil et disparition prochaine du système solaire

À mesure que le Soleil «mûrit», sa luminosité augmente, de même que la température du noyau, sa taille augmente et sa rotation autour de l’axe ralentit (la période de rotation du Soleil est actuellement d’environ 25 jours). En outre, comme indiqué plus haut, la masse du Soleil diminue également, de même que sa densité moyenne. Selon les modèles astrophysiques, l’augmentation de la luminosité du Soleil entraînera, dans 1,1 milliard d’années, l’évaporation de tous les océans de la Terre (la température moyenne à la surface de la Terre à ce moment-là sera d’environ 57 degrés Celsius, alors qu’elle est actuellement proche de 14 degrés Celsius). Après 3,5 milliards d’années, la température à la surface de la Terre sera égale à la température actuelle à la surface de Vénus (environ 500 degrés Celsius).

Théorie de la transformation de notre belle planète en enfer

La poursuite de l’expansion de l’atmosphère du Soleil marquera sa transformation en géante rouge dans environ 5,4 milliards d’années. Après environ 8 milliards d’années, la luminosité du Soleil atteindra un maximum de 5 000 fois sa luminosité actuelle. À la même époque, le rayon du Soleil sera égal à la taille de l’orbite terrestre actuelle (actuellement, le diamètre du Soleil est d’environ un million de kilomètres, et le diamètre de l’orbite terrestre est d’environ 300 millions de kilomètres). D’autre part, le processus de gonflement du Soleil entraînera une baisse de la température à la surface de notre étoile, qui passera de 7 000 degrés Celsius actuellement à environ 3 000 degrés Celsius. Le sort de la Terre et même de sa voisine Vénus dans ce cas reste incertain.

Prévision de l’évolution du rayon du Soleil dans le futur (illustration du magazine Science et Vie mai 2018).

Certains théoriciens pensent que la Terre sera absorbée par l’atmosphère solaire, tandis que d’autres estiment qu’en raison de changements dans le champ gravitationnel du système solaire (le gonflement du Soleil peut entraîner un déplacement du centre de gravité de notre système planétaire), la Terre pourrait se déplacer vers une orbite plus élevée et éviter ainsi d’être absorbée par le Soleil. Une incertitude similaire existe pour Vénus.

Dans le cas improbable d’une éjection de la planète Terre dans l’espace interstellaire avant l’évaporation complète des océans, il existe même une probabilité théorique de préservation des micro-organismes les plus simples sur cette planète. Les calculs montrent qu’il est théoriquement possible pour une planète errante de la masse de notre Terre d’avoir un océan sous-glaciaire sous une coquille de glace d’environ 10 kilomètres d’épaisseur (on sait que la fosse des Mariannes a une profondeur de 11 kilomètres). D’autres théoriciens envisagent la possibilité d’éloigner artificiellement l’orbite de la Terre à une distance sûre du Soleil (par exemple, en modifiant la période de rotation de la Terre à l’aide de divers moyens techniques tels que les moteurs à réaction).

Nouveaux aspects de la vie extraterrestre en relation avec la mort du Soleil

Nous savons, grâce à l’exemple d’autres étoiles, que le stade de la géante rouge est suivi du stade de l’effondrement de sa coquille et de la formation d’une nébuleuse planétaire avec une naine blanche à l’intérieur. Le processus d’effondrement de la coquille conduira à une nouvelle déstabilisation du champ gravitationnel du système solaire, ce qui entraînera un fort déplacement des orbites de toutes les planètes de notre système, ainsi que des astéroïdes et des comètes. Au cours de cette déstabilisation, certains corps pourraient entrer en collision avec le Soleil, avec d’autres objets du système solaire ou être éjectés au-delà du système solaire dans l’espace interstellaire. Les recherches actuelles de planètes en transit dans les naines blanches confirment ces hypothèses. Les gros objets ressemblant à des planètes ne sont pratiquement jamais observés à proximité des naines blanches (toutes les découvertes modernes dans cette région se limitent à des objets de la taille de Cérès ou plus petits).

Prévoir la dynamique des changements du rayon de la zone habitable près du Soleil pendant le stade de la géante rouge en fonction du temps

Une question intéressante est celle de l’expansion de la zone d’habitabilité du Soleil pendant le stade de géante rouge. Comme nous l’avons vu plus haut, au cours de cette phase, la luminosité du Soleil dépassera d’environ 5 000 fois la luminosité actuelle. Cela entraînera la fonte des glaces de surface sur les grands corps sphériques situés à la périphérie du système solaire : par exemple, les satellites de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (à l’exception de Triton, qui devrait être détruit par les forces de marée de Neptune dans 3,6 milliards d’années). Théoriquement, ce processus pourrait même conduire à l’apparition d’une vie complexe (multicellulaire) sur ces corps (la présence de vie dans les océans sous-glaciaires d’Europe, d’Encelade, etc. est actuellement envisagée). En outre, la formation d’océans constitués d’eau liquide sur des objets plus éloignés du système solaire — les plus grands objets de la ceinture de Kuiper (Pluton, Erida, Haumea, Makemake, Kwaovar, etc.) n’est pas exclue.

L’étude des nébuleuses planétaires — de nouveaux horizons de connaissance sur l’avenir du système solaire

La nébuleuse planétaire de l’Œil de Corbeau, avec une naine blanche à l’intérieur, illustre bien l’avenir du système solaire.

Ces dernières années, l’étude des nébuleuses résiduelles qui se forment au cours des derniers stades de l’évolution stellaire a pris une orientation intéressante. Ainsi, l’observation de la nébuleuse du Crabe a conduit à la découverte de nombreux petits épaississements (appelés «globulletes»). La masse estimée de ces amas est approximativement égale à la masse de notre planète, leur nombre observé dans la nébuleuse atteint plusieurs dizaines ou centaines.

On pense que ces amas sont les embryons de planètes errantes et de naines brunes.

Les diapositives ci-dessus sont extraites de la vidéo de l’atelier du SETI NCC «Nomadic Planets and Small (Subplanetary) Bodies in the Galaxy» (Planètes nomades et petits corps (sous-planétaires) dans la galaxie).

D’autre part, on peut supposer que les épaississements observés au contraire sont la conséquence de la destruction de grands oortoïdes ou de petites planètes errantes dans les nuages de gaz chauds de la nébuleuse en expansion. Des processus similaires devraient se produire dans les nébuleuses planétaires (le gaz dans ces nébuleuses est chauffé à environ 10 000 kelvins). Les amas dans les nébuleuses planétaires sont appelés «nœuds cométaires» et leur masse typique est comparable à celle de la Terre à la taille du système solaire avec une limite extérieure en orbite autour de Neptune.

La masse estimée d’une nébuleuse planétaire typique est d’environ un dixième de la masse du Soleil, et sa durée de vie estimée est de l’ordre de 10 000 ans. À titre de comparaison, la masse totale des planètes du système solaire est environ mille fois inférieure à la masse du Soleil : une nébuleuse planétaire contient donc un volume de matériaux de construction qui pourrait suffire à former une centaine de Jupiters. La vitesse d’expansion typique des nébuleuses planétaires est de 20 à 40 kilomètres par seconde, ce qui est légèrement supérieur à la vitesse du troisième espace dans le système solaire (16 kilomètres par seconde).

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Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023