Le Soleil, étoile de type G et son évolution

Evolution stellaire

Si l'on s'amusait à faire une sorte de photographie instantanée de la population de la France, et si l'on classait les gens en fonction d'un certain nombre de critères, on pourrait mettre en relation plusieurs d'entre eux. Par exemple, la couleur des cheveux, la taille, la pilosité, la souplesse de la peau en fonction de l'âge : on se rendrait compte ainsi que la majorité des individus se positionnent sur un diagramme caractéristique en fonction de l'âge dans une région de la courbe située, disons, entre 18 et 70 ans, avec pour chaque critère des propriétés assez voisines, alors que les variations seraient plus marquées et plus rapides avec l'âge pour les enfants et les vieillards. Cependant, des écarts à ces moyennes existeraient. Par exemple des adultes plus grands ou plus petits que la moyenne, des enfants qui auraient grandi " trop " vite. A partir de ce diagramme, si l'on nous donnait les caractéristiques d'une personne, nous pourrions l'y placer et en déduire son âge approximatif.

Schéma du Diagramme H-R, température, luminosité, et évolution stellaire
(avec indication de la position du Soleil)

Les myriades d'étoiles que nous voyons dans le ciel possèdent toutes une histoire différente. Certaines sont nées récemment, d'autres sont très anciennes. Quand nous les observons et regardons leurs caractéristiques (luminosité, masse, température, âge), et que nous traçons sur un schéma les unes en fonction des autres, elles se placent dans des régions bien définies. Une telle figure s'appelle diagramme de Hertzsprung-Russel. C'est une représentation instantanée de la population stellaire, comme l'était la photographie de la France que l'on a évoquée plus haut. La majorité des étoiles, durant leur âge adulte, se place dans une région donnée appelée " séquence principale ", alors que les étoiles en formation ou en fin de vie vont sillonner d'autres régions du diagramme. De même, certaines étoiles particulières vont se situer en dehors de cette " séquence principale ".

Schéma d'évolution stellaire — remarquer les tailles respectives du Soleil,
d'une géante rouge et d'une naine blanche —
© Observatoire de Paris — Jean-Paul Zahn

Evolution du Soleil

Quand l'hydrogène du centre du Soleil sera épuisé, les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium cesseront, et la température (de l'ordre de 10 à 15 millions de Kelvin) sera insuffisante pour démarrer la réaction de fusion de l'hélium en éléments plus lourds. L'équilibre sera alors rompu, et la force gravitationnelle l'emportera : le Soleil se contractera, ce qui aura pour effet de chauffer son cœur. Cette contraction ramènera de l'hydrogène des couches extérieures vers le noyau. Cet hydrogène va alors fusionner à son tour, mais le noyau va continuer à se contracter et s'échauffer. Quand la température y atteindra 100 millions de Kelvin, par suite de cette contraction, les réactions de fusion de l'hélium en carbone vont se mettre en route, fournissant un trop-plein d'énergie à l'étoile qui va alors entrer rapidement en expansion : son rayon va augmenter, donc sa surface, ce qui va faire diminuer la température de surface de l'étoile. Le Soleil deviendra alors une géante rouge, très chaude au centre (10⁸ K), et " froide " en surface ( 3 000 K). Ses couches superficielles pourront alors dépasser l'orbite de la Terre.

L'énergie libérée par la fusion de l'hélium en carbone est plus faible que celle libérée par la fusion de l'hydrogène en hélium. Donc la durée de vie de notre géante rouge va être environ 10 fois plus courte que le temps passé sur la séquence principale (l'âge adulte du Soleil).

Nébuleuse annulaire de la Lyre (M57)
résultant d'une explosion d'étoile
© NASA

Lors du " flash " de l'hélium (c'est-à-dire lorsque se déclenche la fusion de l'hélium en carbone), la violence du processus pourra aller jusqu'à éjecter les couches les plus externes du Soleil, formant ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire (qui n'a rien à voir avec les planètes, malgré son nom), nuage de gaz qui va s'éloigner peu à peu de l'étoile pour finir par se disperser dans l'espace, et peut-être participer à la formation d'un nouveau système stellaire.

Quand l'hélium du cœur aura fusionné, une nouvelle contraction va ramener vers le centre de l'hydrogène et de l'hélium non consommés, faisant reprendre avec violence les réactions nucléaires. Quand ce dernier combustible aura brûlé, la gravitation reprendra ses droits, jusqu'à ce que la pression interne la compense (le Soleil n'a pas une masse suffisante pour que la température atteinte au centre permette la fusion du carbone). Le Soleil se stabilisera alors sous la forme d'une naine blanche d'un rayon de l'ordre de celui de la Terre, avec une densité d'environ 10¹⁰ (eau = 1). Les dernières réactions nucléaires s'éteindront peu à peu et le Soleil deviendra une naine noire (n'émettant plus de rayonnement), cadavre d'étoile.

Vie et Mort du Soleil en Equations

Durée de vie du Soleil

Chaque seconde, 600 millions de tonnes d'hydrogène sont transformées en hélium, soit 6×10¹¹ kg d'hydrogène. Le noyau représente environ 14 % de la masse du Soleil, et 70 % de la masse de ce noyau devrait d'après les modèles se transformer en hélium. La quantité totale d'hydrogène que le Soleil (de masse 2×10³⁰ kg) devrait pouvoir convertir en hélium est donc : 2×10³⁰×0,14×0,70 = 1,96×10²⁹ kg.

Or 6×10¹¹ kg d'hydrogène sont transformés chaque seconde. Le temps nécessaire pour transformer l'ensemble du combustible est donc : 1,96×10²⁹/6×10¹¹ = 3,3×10¹⁷ s.

Soit, en années : 3,3×10¹⁷/(3 600×24×365,25) = 10¹⁰ ans.

Le Soleil disposait donc lors de sa formation de combustible pour 10 milliards d'années.

La pression de dégénérescence

La relation d'incertitude de Heisenberg donne (au niveau quantique) où est l'incertitude sur la position d'une particule, et l'incertitude sur sa quantité de mouvement ; est la constante de Planck ( = 6,626×10^-34 J·s). Cela signifie que si l'on connaît avec beaucoup de précision l'une de ces quantités (position ou quantité de mouvement), l'indétermination de l'autre est importante.

Dans un gaz ionisé peu dense, la position de l'électron (qui y circule facilement) est très mal connue. Donc l'incertitude quantique sur la quantité de mouvement est faible. Quand on comprime ce gaz, les positions relatives des électrons deviennent mieux connues, et donc l'incertitude sur la quantité de mouvement augmente. Quand la densité augmente, devient à un certain moment supérieure à la quantité de mouvement correspondant à la température. La pression, qui est une manifestation de la quantité de mouvement, augmente donc également, jusqu'à dépasser la pression thermique. On dit alors que le gaz est dégénéré, et la " pression de dégénérescence " est maintenant indépendante de la température, déterminée seulement par , c'est-à-dire par la densité.

Si cette pression est atteinte avant le déclenchement des réactions de fusion du carbone, elle suffit à compenser l'attraction gravitationnelle qui ne provoque alors plus d'augmentation de température. Il s'ensuit que l'étoile se refroidit sans changer d'équilibre. C'est ce qui se passera pour le Soleil quand il aura atteint le stade de naine blanche : l'équilibre sera atteint entre pression de dégénérescence et gravitation. Sa source d'énergie interne finira de brûler ses dernières braises que plus rien n'alimentera, avant de se refroidir inexorablement.

Dernière mise à jour le 14 janvier 2000.