Historique de Marseille
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le 17/08/17
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 17/08/17 |
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| Cosmogonie | |||||||
La cosmogonie est l’étude du système solaire, de sa formation et de son évolution future.
Tous les peuples se sont posé ce problème philosophique de nos origines, donc de celles de la Terre et de tout ce qui l’entoure. Chacun y a répondu à sa façon, dont certaines sont assez savoureuses. Mais aucune n’a de bases scientifiques, et ne peut de ce fait prétendre à expliquer quoi que ce soit.
La première théorie de nature scientifique est celle de Descartes, publiée en 1664 sous le titre "le Monde, ou traité de la lumière". Il y explique que tous les astres mobiles (connus, donc Soleil, Terre et planètes) se sont formés à partir d’un chaos de particules tourbillonaire. Si cet aspect est déjà moderne, en revanche les particules qu’il considère proviennent directement des vues antiques : ce sont l’air, la terre, l’eau et le feu, les éléments d’Aristote. Mais il leur applique des principes de conservation du mouvement, ce qui est très moderne. Malgré sa conception antique de la matière, Descartes fait une œuvre scientifique en tentant d’expliquer par des principes simples tout ce qui existe. Cette même démarche nous guide encore aujourd’hui.
On ne peut pas supposer que le Soleil a toujours existé, tout au moins sous cette forme rayonnante, car il aurait dépensé une énergie infinie, ce qui est impossible. Donc, il faut expliquer comment il s’est formé.
Sous la forme condensée qu’il a à l’heure actuelle, les conditions de température et de pression sont telles que des réactions nucléaires de fusion de l’hydrogène se produisent obligatoirement, donnant de l’énergie. Il ne peut avoir produit cette énergie pendant plus de 5 milliards d’années ; or l’Univers est beaucoup plus âgé que cela. Donc le Soleil a été dans le passé moins condensé que maintenant. Nous allons voir quel est le scénario de formation le mieux accepté aujourd’hui (celui qui explique le mieux les faits d’observation).
La discipline qui étudie la formation du soleil et de ses planètes se nomme cosmogonie. Plus généralement, elle étudie la formation de l’ensemble du système solaire (comprenant, outre le Soleil et les planètes principales, les petites planètes ou astéroïdes, les comètes, le milieu interplanétaire et le vent solaire). Il ne faut pas confondre la cosmogonie avec la cosmologie, qui étudie la formation et l’évolution de l’Univers dans son ensemble. La connaissance des galaxies, des amas de galaxies, de l’Univers dans son ensemble est très récente ; il y a peu de temps, la cosmogonie était l’étude de l’Univers connu dans son ensemble…
Dès Laplace, des modèles simples ont été proposés. Mais il faut d’abord savoir que deux grands types philosophiquement différents s’opposent : les modèles évolutionnistes, dans lesquels le Soleil et les planètes résultent de changements progressifs, et les modèles catastrophistes, qui expliqueraient la formation du Soleil et des planètes à la suite d’un accident.
L’opposition philosophique entre ces deux classes de modèles est claire :
Les modèles catastrophistes qui ont été proposés supposent que le Soleil existait déjà, et qu’une autre étoile est passée à proximité. Sous l’effet des violentes forces de marée qu’elle a provoquées, une partie de la masse du Soleil a été arrachée, entraînée par l’étoile. Mais la gravité du Soleil a tout de même été la plus forte, et cette matière s’est mise en orbite autour de lui. Ensuite, elle s’est agglutinée pour former les planètes.
Les modèles catastrophistes sont abandonnés maintenant pour plusieurs raisons :
On remarque toutefois que toute cette matière tournerait autour du Soleil dans le même sens, et de ce fait le modèle expliquerait le sens de rotation de toutes les planètes. Par contre, le passage de l’étoile perturbatrice se serait fait sous un angle quelconque, et le filament de matière arraché n’aurait aucune raison de se trouver dans le plan équatorial du Soleil. Or le Soleil tourne sur lui-même dans le même sens que les planètes autour de lui, et le plan orbital commun à toutes les planètes est pratiquement confondu avec le plan équatorial solaire. Une catastrophe n’explique pas cette régularité.
Les modèles évolutionnistes, de leur côté, prétendent que le Soleil et les planètes se sont formés à peu près dans le même temps, à partir d’un même nuage de matière qui s’est condensé. Ils expliquent correctement les propriétés vues plus haut, et c’est le modèle standard actuel que nous allons étudier.
En 1995, on a découvert la première planète autour d’une autre étoile. Depuis, plus de 200 ont été recensées. Bien qu’elle soient beaucoup plus massives que la Terre (même plus que Jupiter), elle prouvent que des planètes se sont formées ailleurs. Il est facile de penser que des planètes plus petites, semblables à la Terre, existent également. Il semble donc bien que les théories catastrophistes soient à abandonner.
Tout a commencé il y a quelques 5 milliards d’années… Mais voyons d’abord ce qu’on peut observer actuellement autour de nous dans l’Univers, pour se faire une idée de ce qui existait alors.
On observe dans le ciel de grands nuages d’hydrogène qui sont stables par leur propre gravité. La grande nébuleuse d’Orion en donne un bel exemple. Elle est constituée essentiellement d’hydrogène, et possède une masse de 200.000 masses solaires. Elle contient donc de quoi fabriquer 200.000 soleils ! Dans certains nuages, on voit des condensations beaucoup plus petites et denses, qui prennent une forme approximativement sphérique. On les nomme globules de Bock. De récentes observations en infrarouge ont montré que ces globules étaient chauds. On pense actuellement qu’ils donneront bientôt des étoiles, en poursuivant leur contraction gravitationnelle. Le décor est planté.
Pour définir comment le système solaire s’est formé, il nous faut construire un modèle satisfaisant aux propriétés que nous avons constatées pour les planètes et le Soleil lui-même. Ces propriétés sont les suivantes :
Un modèle de constitution du système solaire qui aboutirait à un état en violation avec ces faits ne représenterait pas correctement l’évolution réelle, soit parce que les conditions initiales auraient été mal choisies, soit parce que l’évolution elle-même serait mal comprise (au pire, les deux…).
Nous pouvons maintenant réfléchir à la formation du système solaire. L’idée essentielle est qu’il s’est formé à partir d’un immense nuage constitué d’hydrogène principalement, d’hélium et de poussières. Nous le supposerons grossièrement sphérique : c’est la forme d’équilibre où les forces de gravité se compensent naturellement.
Ce nuage froid se contracte sous l’effet de sa propre gravité. En se contractant, il se réchauffe, car les molécules qui le composent ont moins de place pour se déplacer, et donc les chocs sont plus fréquents. La température augmentant, il commence à rayonner de l’infrarouge. Ce nuage tournait lentement, et en se contractant, il tourne plus vite (comme la patineuse qui amorce sa rotation les bras écartés, puis qui les ramène le long du corps) ; d’autre part, la gravité du centre augmente, et la force centrifuge vers les pôles est faible ; donc les particules qui s’y trouvent ont tendance à tomber vers le centre, et le nuage s’aplatit ; il devient un immense disque de matière en rotation, avec une forte condensation centrale. La température de cette condensation augmente beaucoup, du fait de la contraction gravitationnelle, et l’énergie potentielle libérée par les atomes dans leur chute vers le centre se transforme en chaleur. L’objet central devient une étoile, mais les réactions nucléaires ne sont pas encore enclenchées.
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La gravité à la surface est la même en tous les points de la sphère, puisque c’est la quantité de matière située au-dessous (plus près du centre) qui seule compte. Par contre, la force centrifuge varie en fonction de la distance à l’axe de rotation, nulle sur l’axe, maximale à l’équateur. La force subie par une particule est la résultante de ces deux forces : la particule aurait tendance à tomber vers le centre du disque, mais la force centrifuge l’en écarte un peu vers l’extérieur. Au bout du compte, la particule va se diriger en spirale vers le disque équatorial. Les régions polaires seront peu à peu désertées, et le disque grossit. Bien sûr, la densité au centre du disque sera très forte, et c’est là que se formera le Soleil. |
Au centre du nuage, une condensation importante s’accroît aux dépends du reste du disque. Sa température monte, et avec elle le rayonnement débute : comme un morceau de fer chauffé à blanc, le bulbe chaud brille. Une étoile, observée depuis longtemps, possède les caractéristiques d’un tel objet : il s’agit de l’étoile T dans la constellation du Taureau. Par extension, toutes les étoiles présentant le même genre de spectre sont dites de type T Tauri. Le Soleil a commencé sa vie par cette phase. |
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On a maintenant observé de tels disques autour d’autres étoiles, le plus célèbre étant celui de Béta Pictoris.
Si la masse du nuage était suffisante, la gravité l’est aussi, et la température atteint les 10 millions de degrés. C’est ce qu’il faut pour que des réactions nucléaires se produisent, et c’est le début de la vie de l’étoile au sens strict.
On a donc un disque de matière avec une étoile au centre. La matière du disque proche de l’étoile est fortement chauffée, donc ses molécules s’agitent ; leur vitesse leur permet de s’échapper de cette zone et d’aller vers l’extérieur du disque. Mais toute la matière ne réagit pas de la même manière : les atomes d’hydrogène, très légers, s’échappent très loin ; par contre les poussières, constituées de silicates, de fer… sont lourdes et restent proches. Le Soleil qui vient de naître est donc en train de faire le tri entre les matériaux qui l’entourent : il expédie les gaz légers au loin, et garde près de lui les poussières lourdes.
Ce tri étant fait, et la température baissant avec le temps, les matériaux vont se condenser, c’est-à-dire s’agglutiner pour former de plus gros corps. Mais les matériaux disponible ne vont pas tous se condenser en même temps, c’est-à-dire à la même température. Toute une séquence de condensation va se produite, qui trouve une excellente illustration dans les météorites.
Les poussières grossissent ; puis elles deviennent cailloux… Il se forme progressivement ainsi ce que l’on appelle des planétoïdes : ces cailloux de toutes tailles, allant jusqu’à quelques dizaines de mètres. La température a bien baisé, et les corps formés maintenant sont assez froids. Lorsqu’un planétoïde en percute un autre, ils dégagent beaucoup d’énergie, ce qui les chauffe. Comme il y a beaucoup de planétoïdes, ils n’ont pas le temps de refroidir avant d’en percuter un autre, et leur température augmente progressivement. Cette énergie est d’origine gravitationnelle.
Il faut penser aussi que tout ceci est réglé par la gravitation ; un gros planétoïde est plus attirant qu’un petit ! Il aura donc tendance à en récupérer d’autres, et à grossir encore. C’est ainsi que petit à petit se sont formées les planètes. Mais puisque le Soleil avait trié les matériaux avant, les planètes proches seront pratiquement dépourvues d’éléments volatils, et donc constituées de roches provenant de poussières silicatées et de métaux. Elles seront aussi relativement légères.
Plus loin, il existait aussi des silicates et des métaux, et ceux-ci se sont condensés en noyaux lourds. Mais tous les gaz présents dès le départ, auxquels s’ajoutent ceux qui ont été chassés ici par le Soleil, sont attirés par les noyaux, et viennent constituer des atmosphères très épaisses. Ces planètes lointaines seront essentiellement gazeuses, contenant une grande proportion d’hydrogène, un peu d’hélium, et très peu de tout le reste. Ceci explique donc les deux groupes de planètes que nous avons constatés.
Les planètes étaient chaudes au moment de leur formation, pour deux raisons :
Elles se sont refroidies lorsque le bombardement par les planétoïdes a cessé (par manque de combattants…), et que les éléments à courte période ont été désintégrés. Mercure, la plus proche du Soleil et la plus petite, n’est pas assez grosse pour retenir une atmosphère (sa gravité est trop faible). Il n’y a donc pas d’eau, pas de vent, donc pas d’érosion sur cette planète. Tous les cratères qui ont été creusés lors du bombardement météoritique du premier milliard d’années sont restés visibles actuellement. Il en est de même pour la Lune.
La Terre après sa formation était très différente de ce que nous connaissons aujourd’hui : il n’y avait pas encore de roches sédimentaires, il n’y avait pas d’eau liquide, l’atmosphère n’avait rien à voir avec celle que nous connaissons aujourd’hui.
A cause de la chaleur interne importante de la jeune planète, un volcanisme important a lieu, qui amène en surface des éléments légers, en particulier des gaz. C’est ainsi que la vapeur d’eau, le gaz cabonique, l’azote, des composés de soufre, viennent constituer une atmosphère primitive. Avec le refroidissement, la vapeur d’eau s’est condensée en pluies violentes, qui ont lessivé les sols et constitué des océans primitifs.
Ensuite, sur Terre est apparue la vie, qui a eu besoin de carbone pour construire ses molécules. Le réservoir de carbone le plus accessible est le gaz carbonique de l’atmosphère. La molécule n’est pas très difficile à casser, et l’organisme en conserve le carbone et rejette l’oxygène. Le résultat est un appauvrissement de l’atmosphère en gaz carbonique, et un enrichissement en oxygène libre. Ce sont des organismes tels que les cyanophycées (intermédiaires entre bactéries et algues, communément appellées algues bleues), ou les stromatolithes (du grec strôma, tapis et lithos, pierre) qui ont dégagé l’oxygène que nous respirons. On trouve des gisements de stromatolithes fossiles : il y en a un au bord de l’étang de Berre, près de Marseille. Dans certaines régions du monde, par exemple en Australie, des stromatolithes vivent encore de nos jours.
La Terre est la seule planète, dans notre système, qui présente de l’oxygène libre dans son atmosphère, et qui abrite de la vie. A tel point qu’on envisage de rechercher l’oxygène dans les atmosphères des planètes extra-solaires qu’on vient de découvrir. Sa présence serait une indication sur la présence de vie telle que nous la connaissons.
Résumons ce que nous venons de voir (la formation d’une étoile).
Un nuage constitué à près de 3/4 d’hydrogène et 1/4 d’hélium, et de l'ordre de 1 % de poussières (silicates) stabilisé par sa gravité, se contracte lentement.
En se contractant, sa gravité augmente, ce qui accélère la contraction. La pression monte (les atomes ayant moins de place pour bouger). Cette pression va éventuellement arrêter la contraction, dans un état d’équilibre ; nous verrons plus loin dans quelles conditions.
Lorsqu’un gaz se contracte, sa température augmente (bouchez une pompe à vélo, et poussez sur le piston ; vous sentirez le corps de pompe chauffer). C’est dû au fait que pour contracter le gaz, il faut lui fournir de l’énergie. Cette énergie est convertie en chaleur (les moteurs thermiques -machine à vapeur, moteurs à explosion- font la conversion inverse de chaleur en énergie mécanique).
Il est facile de comprendre qu’une augmentation de la température rend plus facile le rapprochement des protons, donc les réactions nucléaires. Celles-ci sont donc d’autant plus intenses que la température est plus élevée, car le nombre d’atomes qui se rapprochent suffisamment est plus important.
La température d’un gaz est due à l’agitation des molécules ou atomes qui le composent. Plus leur vitesse est grande, plus la température est élevée. Dans un gaz peu dense, les atomes ont énormément de place pour se déplacer sans en rencontrer d’autres. Mais si la densité augmente, les chocs se font plus nombreux et la température augmente aussi. L’énergie due à la chute des atomes vers le centre du nuage est convertie en énergie cinétique, donc en vitesse des atomes. Donc la température est plus élevée.
Sur une voie de circulation, il existe en général une limitation de vitesse. La plupart des automobilistes la respectent à peu près ; mais quelques personnes roulent beaucoup plus lentement, et quelques imprudents beaucoup plus vite !
Dans une étoile, les atomes sont un peu comme les automobilistes, et respectent plus ou moins la réglementation (la température). La plupart des atomes se déplacent à peu près à la vitesse définie par la température ; quelques uns vont beaucoup plus vite ou beaucoup plus lentement. La loi qui relie la vitesse des atomes à la température est donc une loi statistique : elle définit la vitesse moyenne des atomes en fonction de la température.
Dans le petit monde des atomes, il y a des fous encore plus impressionnants que sur nos routes (heureusement pour nos routes) : leurs excès de vitesse vont jusqu’à multiplier la vitesse raisonnable par plusieurs dizaines… malgré cela, et à la température de 15 millions de degrés qui règne au centre du Soleil, la vitesse moyenne des atomes d’hydrogène (protons) n’est que de 2.000 km par seconde… C’est beaucoup trop peu pour franchir la barrière électrostatique et fusionner. Même les plus rapides (100.000 km/s) n’y parviennent pas. Alors, d’où vient l’énergie du Soleil ?
C’est le problème que l’on se posait dans les années 20, et qui fut résolu en 1928. Avec la Relativité, on pensait tenir l’explication de l’énergie des étoiles, et voilà que le calcul fait, ça ne marchait pas ! Pour une simple question de vitesse.
Il a fallu alors prendre en compte l’autre grande théorie physique du 20e siècle, la Mécanique Quantique. Le Principe d’Incertitude d’Heisenberg nous dit qu’on ne peut pas mesurer deux paramètres physiques simultanément avec toute la précision voulue. Si on connaît parfaitement la position d’un atome, on ne connaîtra pas bien sa vitesse ; si on connaît bien sa vitesse, c’est sa position qui sera imprécise.
La Mécanique Quantique vient de l’effet photoélectrique : la lumière est capable d’arracher des électrons aux atomes, ce qui produit un courant électrique ; c’est l’effet photoélectrique qu’Einstein a étudié au début du siècle. D’autre part, l’énergie produite par cet effet est libérée par paquets : elle ne varie par de manière continue. Pour l’expliquer, il faut supposer que la lumière est constituée d’unités discrètes, les grains de lumière qu’on a appelés photons. Mais on savait depuis longtemps que la lumière produit des interférences, et ceci s’explique au contraire par des ondes (lumineuses). On avait donc deux théories contradictoires, qui donnaient deux interprétations différentes d’une même réalité.
C’est Louis de Broglie qui a résolu cette contradiction en supposant que la lumière était à la fois corpusculaire et ondulatoire ; le corpuscule est le photon, mais il possède une onde associée par laquelle se produisent les interférences. Par la suite, il a généralisé cette description à tout corpuscule ; c’est ainsi que les électrons, les protons etc. possèdent donc une onde associée. Cette théorie a été validée lorsqu’on a réussi à produire des interférences avec des électrons. Depuis, la Mécanique Quantique a été largement vérifiée, et nous verrons plus loin qu’elle explique en particulier les naines blanches.
En terme de Mécanique Quantique, une particule est donc constituée d’un corpuscule et d’une onde. Cette onde représente d’une certaine manière la probabilité de trouver le corpuscule à un endroit donné. Elle est d’amplitude maximum là où le corpuscule a le plus de chance d’être, et va en diminuant à mesure qu’on s’éloigne de ce point. Mais elle ne devient nulle qu’à l’infini ! Ce qui signifie qu’on peut en réalité trouver le corpuscule partout… bien sûr, on le trouvera presque toujours là où l’amplitude de l’onde est maximum, et donc ce point définit la position normale du corpuscule. Mais de temps en temps, on peut le trouver beaucoup plus loin. C’est le principe de l’effet tunnel : deux protons animés de vitesses trop faibles, comme on l’a vu plus haut, ne peuvent se rapprocher pour fusionner. Mais les vitesses portent sur la position normale du corpuscule, associée au maximum d’amplitude de l’onde. Si au moment où les deux maxima d’amplitude des deux protons sont les plus proches, le proton se trouve dans une zone moins probable de position, il pourra s’approcher suffisamment de l’autre pour fusionner avec. On a l’impression que le proton a franchi la barrière de potentiel, comme s’il était passé par un tunnel percé en son sein.
C’est comme ça que deux protons arrivent à fusionner dans le Soleil. On imagine donc que cet événement est peu probable. Ouf ! C’est justement ce qui empêche le Soleil d’exploser. En effet, si les protons avaient une vitesse suffisante pour fusionner facilement, il se produirait tant de réactions que l’énergie produite ne pourrait pas s’échapper, et ne servirait qu’à chauffer davantage encore les autres protons… qui de ce fait fusionneraient encore plus facilement, et ce serait l’explosion du Soleil en une fraction de secondes.
Revenons à notre masse de gaz en contraction. L’arrêt de la contraction dépend de la masse du nuage : plus il est massif plus la gravité est forte, et donc plus grande sera la pression interne capable de l’arrêter. La température finale dépend donc de cette pression, et par suite de la masse. Or pour que des réactions nucléaires s’allument, il faut que la température atteigne au minimum 10 millions de degrés. Ceci fixe une masse minimum pour qu’un nuage se transforme en étoile.
Au-dessous, il formera une sphère chaude, dont la chaleur provient de la contraction ; cette chaleur lui permettra de briller faiblement, en se refroidissant peu à peu, pour cesser totalement. Ces objets sont nommés naines brunes ; naines par leur petite taille, et brune par la couleur de leur rayonnement, qui serait plutôt rouge sombre (froid). Les naines brunes ont été prédites par la théorie de formation des étoiles, mais il est très difficile de les observer, à cause de leur faible éclat. Les premières observations de naines brunes à peu près sûres datent seulement de 1994 (Gliese 229 B). La masse critique est de 0,008 masses solaires (80 masses de Jupiter). Si on regarde plus en détail les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène, la difficile à produire est la première d’une chaîne qui conduit à l’hélium. Elle produit du deutérium (hydrogène lourd). Les réactions suivantes sont beaucoup plus faciles, et beaucoup plus rapides. Or le nuage initial contient un peu de deutérium. Par conséquent, dans une naine brune, le deutérium présent dans le nuage qui lui a donné naissance peut fusionner pour donner de l’hélium, mais ceci ne donne que peu d’énergie. Dans une planète, même ces réactions ne peuvent se produire (en deça de 13 masses de Jupiter).
Jupiter, la plus grosse de nos planètes, ne fait que 0,001 masses solaires, c’est donc bien une planète.
Si la masse du nuage dépasse la masse critique, la température centrale atteindra les 10 millions de degrés, et les réactions thermonucléaires de fusion de l’hydrogène se déclencheront. Elles produiront de l’énergie, qui va augmenter la température centrale, et donc la pression.
On appelle Séquence Principale l’ensemble des étoiles qui sont en train de fusionner l’hydrogène en hélium. C’est le cas du soleil.
Sur la Séquence Principale, la luminosité est une fonction croissante de la masse. Elle augmente plus vite que la masse, donc la durée de vie diminue avec la masse.
Nous venons de voir qu’après la contraction initiale à partir d’un nuage de gaz, le Soleil avait atteint un équilibre entre la pression gazeuse et la pression de radiation d’une part, et la gravitation d’autre part. Cet équilibre est donc entretenu par les réactions thermonucléaires qui se produisent dans le coeur, par transformation d’hydrogène en hélium. Que se passera-t-il lorsque tout l’hydrogène du coeur aura été transformé en hélium ?
La pression de radiation au cœur diminue, puisque la quantité d’énergie qui l’entretient diminue. Donc l’équilibre avec la gravité est rompu, et le poids l’emporte. Le cœur du Soleil va donc se contracter, ce qui va le réchauffer ; de l’énergie gravitationnelle va se dégager, par la chute des atomes vers le centre.
Cette contraction va se poursuivre, à mesure que les réactions diminuent dans le cœur, jusqu’à ce que la température centrale atteigne les 100 millions de degrés. A ce moment là, la fusion de l’hélium devient possible, et va se déclencher. Elle va même démarrer par une courte phase explosive, que l’on nomme la flash de l’hélium. Très rapidement, un nouvel équilibre se réalise, et le Soleil va continuer à briller à partir de cette nouvelle source d’énergie.
Le cœur s’étant contracté, les couches situées juste au-dessus de lui se sont contractées aussi ; et leur température a augmenté assez pour atteindre les 10 millions de degrés fatidiques pour la fusion de l’hydrogène !
Alors que cette couche entourant le cœur ne produisait pas d’énergie dans la première phase, maintenant elle participe aussi aux réactions. On a donc un cœur qui brûle de l’hélium, entouré d’une zone qui brûle de l’hydrogène.
Et les couches au-dessus ? Analysons d’abord le nouvel équilibre : le cœur étant beaucoup plus condensé, sa gravité est beaucoup plus forte, et il faut beaucoup plus d’énergie qu’avant pour le maintenir en équilibre. Ce torrent d’énergie doit s’échapper dans l’espace, et traverser les couches supérieures. La pression de radiation est donc beaucoup plus forte que dans la phase précédente, et elle va pousser très fort les couches supérieures et l’atmosphère : celle-ci va se dilater énormément, et donc le Soleil va grossir pour devenir une géante !
Le volume augmentant très fortement, à masse constante, la densité diminue tout autant. L’enveloppe d’une géante rouge est constituée d’un gaz dont la densité est bien plus faible que celle des meilleurs vides que l’on puisse produire en laboratoire ! Si on voit cependant cette enveloppe, c’est parce qu’elle produit de la lumière, en fonction de sa température (dans le rouge).
En se dilatant, les couches externes vont se refroidir, et donc leur couleur va virer vers le rouge. C’est pourquoi on dit que le Soleil va devenir une géante rouge.
Combien de temps cette phase va-t-elle durer ? Pour répondre à cette question, il faut voir deux phénomènes :
- tout d’abord, la fusion de l’hélium produit moins d’énergie pour chaque réaction, que celle de l’hydrogène ; pour produire une même quantité d’énergie, il faut donc un plus grand nombre de réactions ;
- ensuite, la quantité d’énergie nécessaire pour établir l’équilibre est beaucoup plus importante qu’avant.
Ces deux phénomènes jouant dans le même sens, le nombre de réactions par seconde est considérablement augmenté par rapport à celui de la combustion de l’hydrogène. On peut dire que le moteur s’emballe. Pour cette raison, l’hélium sera brûlé en totalité assez rapidement. Alors que la phase de fusion de l’hydrogène dure pour le Soleil 10 milliards d’années, celle de l’hélium ne durera que 20 millions d’années.
Et après ? quand tout l’hélium sera brûlé, l’équilibre sera à nouveau rompu, et le cœur va donc une nouvelle fois se contracter. Jusqu’où ? est-ce qu’une nouvelle réaction va prendre la suite ?
On pourrait envisager une telle éventualité, mais la réaction suivante devrait utiliser comme combustible ce que la fusion de l’hélium a laissé comme déchets, c’est-à-dire du carbonne (produit par la réaction triple alpha).
Or cette réaction nécessite une température centrale de 600 millions de degrés. La question est donc de savoir si, en se contractant de nouveau, le cœur du Soleil va atteindre cette température. La réponse est non, car un autre phénomène l’en empêchera. Le soleil deviendra une naine blanche, c’est-à-dire une étoile morte maintenue en équilibre par un phénomène quantique. Ces étoiles seront étudiées dans le chapitre consacré aux étoiles.
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