Astronomie

Quelle sera la taille de notre Soleil pendant la phase de géante rouge (c'est-à-dire quelles planètes engloutira-t-il) avant le flash d'hélium ?

Quelle sera la taille de notre Soleil pendant la phase de géante rouge (c'est-à-dire quelles planètes engloutira-t-il) avant le flash d'hélium ?

J'ai lu que notre Soleil augmentera en taille jusqu'à devenir une géante rouge. Mais après avoir traversé le flash d'hélium, il se contractera quelque peu. Puis, après cela, il redevient encore plus grand avant de finalement perdre sa couche externe en tant que nébuleuse planétaire et de devenir une naine blanche. J'ai vu des estimations selon lesquelles la phase de géante rouge consommera Mercure, Vénus et probablement la Terre. (Même avec l'orbite élargie de la Terre en raison de la perte de masse du Soleil au profit du vent solaire.) Ma question est de savoir quelle sera la taille de cette première étape avant le flash d'hélium ? Quelles planètes, le cas échéant, va-t-il engloutir ?


Les étoiles de faible masse comme le Soleil deviennent très grosses avant l'allumage de He dans le noyau. La valeur exacte dépend un peu des modèles de perte de masse de l'atmosphère étendue (par exemple Guo et al. 2016), mais des estimations de 250 fois sa taille actuelle sont possibles (Schroeder & Smith 2008; Spiegel & Madhusudhan 2012).

À ce rayon, Mercure et Vénus sont engloutis. La perte de masse du Soleil signifie que la Terre orbiterait un peu plus loin que maintenant. Néanmoins, il serait également englouti dans le modèle de Schroeder et Smith à ce stade, car la traînée de marée dissipe l'énergie de l'orbite et elle "tombe" très rapidement dans le Soleil.

Fait intéressant, le Soleil atteint sa taille maximale à la pointe du RVB, plutôt que dans la phase AGB.


Géant rouge

UNE géant rouge est une étoile géante lumineuse de masse faible ou intermédiaire (environ 0,3 à 8 masses solaires ( M )) dans une phase tardive de l'évolution stellaire. L'atmosphère extérieure est gonflée et ténue, ce qui rend le rayon grand et la température de surface autour de 5 000 K (4 700 °C 8 500 °F) ou moins. L'apparition de la géante rouge va du jaune orangé au rouge, en passant par les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de classe S et la plupart des étoiles à carbone.

Les géantes rouges varient dans la manière dont elles produisent de l'énergie :

  • les géantes rouges les plus courantes sont les étoiles de la branche des géantes rouges (RVB) qui fusionnent encore de l'hydrogène en hélium dans une coque entourant un noyau d'hélium inerte les étoiles dans la moitié froide de la branche horizontale, fusionnant l'hélium en carbone dans leurs noyaux via le triple Les étoiles du processus -alpha (AGB) avec une coquille brûlant de l'hélium à l'extérieur d'un noyau carbone-oxygène dégénéré et une coquille brûlant de l'hydrogène juste au-delà.

La plupart des étoiles brillantes bien connues sont des géantes rouges, car elles sont lumineuses et moyennement communes. L'étoile K0 RGB Arcturus est à 36 années-lumière, et Gamma Crucis est le géant de classe M le plus proche à 88 années-lumière.


La Terre survivra-t-elle lorsque le soleil deviendra une géante rouge ?

Vue d'artiste de la Terre brûlée par le soleil alors qu'elle entre dans sa phase de branche de géante rouge. Crédit : Wikimedia Commons/Fsgregs

Depuis le début de l'histoire humaine, les gens ont compris que le soleil est un élément central de la vie telle que nous la connaissons. Son importance pour d'innombrables systèmes mythologiques et cosmologiques à travers le monde en témoigne. Mais au fur et à mesure que notre compréhension de celui-ci mûrissait, nous avons appris que le soleil était là bien avant nous et qu'il le sera bien après notre départ. S'étant formé il y a environ 4,6 milliards d'années, notre soleil a commencé sa vie environ 40 millions d'années avant la formation de notre Terre.

Depuis lors, le soleil se trouve dans ce qu'on appelle sa séquence principale, où la fusion nucléaire dans son noyau lui fait émettre de l'énergie et de la lumière, nous maintenant nourris ici sur Terre. Cela durera encore 4,5 à 5,5 milliards d'années, date à laquelle il épuisera son approvisionnement en hydrogène et en hélium et subira de sérieux changements. En supposant que l'humanité soit toujours en vie et qu'elle habite la Terre à ce moment-là, nous pourrions envisager de nous éloigner !

La théorie prédominante sur la formation de notre soleil et de notre système solaire est connue sous le nom de théorie nébulaire, qui affirme que le soleil et toutes les planètes ont commencé il y a des milliards d'années sous la forme d'un nuage géant de gaz moléculaire et de poussière. Puis, il y a environ 4,57 milliards d'années, ce nuage a connu un effondrement gravitationnel en son centre, où quelque chose, d'une étoile passagère à une onde de choc causée par une supernova, a déclenché le processus qui a conduit à la naissance de notre soleil.

Fondamentalement, cela s'est produit après que des poches de poussière et de gaz ont commencé à s'accumuler dans des régions plus denses. Au fur et à mesure que ces régions attiraient de plus en plus de matière, la conservation de la quantité de mouvement les a fait commencer à tourner, tandis que l'augmentation de la pression les a fait chauffer. La majeure partie du matériau s'est retrouvée en boule au centre tandis que le reste de la matière était aplati en un grand disque qui l'entourait.

Les jeunes étoiles sont entourées d'un disque de gaz et de poussière appelé disque protoplanétaire. À partir de ce disque, des planètes se forment et la présence de glace d'eau dans le disque affecte l'endroit où se forment différents types de planètes. Crédit : NASA/JPL-Caltech

La boule au centre formerait finalement le soleil, tandis que le disque de matière formerait les planètes. Le soleil a ensuite passé les 100 000 années suivantes en tant que protoétoile en train de s'effondrer avant que la température et les pressions à l'intérieur n'enflamment la fusion en son cœur. Le soleil a commencé comme une étoile T Tauri – une étoile extrêmement active qui a soufflé un vent solaire intense. Et quelques millions d'années plus tard, il s'est installé dans sa forme actuelle.

Depuis 4,57 milliards d'années (plus ou moins un jour ou deux), le soleil est dans la séquence principale de sa vie. Ceci est caractérisé par le processus par lequel le carburant hydrogène, sous une pression et des températures énormes dans son noyau, est converti en hélium. En plus de modifier les propriétés de sa matière constitutive, ce processus produit également une énorme quantité d'énergie. Au total, chaque seconde, 600 millions de tonnes de matière sont converties en neutrinos, rayonnement solaire et environ 4 x 1027 watts d'énergie.

Naturellement, ce processus ne peut pas durer éternellement car il dépend de la présence de matière qui est régulièrement consommée. Au fur et à mesure que le temps passe et que davantage d'hydrogène est converti en hélium, le noyau continuera de rétrécir, permettant aux couches externes du soleil de se rapprocher du centre et de ressentir une force gravitationnelle plus forte.

Cela mettra plus de pression sur le noyau, ce qui est résisté par une augmentation résultante de la vitesse à laquelle la fusion se produit. Fondamentalement, cela signifie qu'à mesure que le soleil continue de dépenser de l'hydrogène dans son noyau, le processus de fusion s'accélère et la production du soleil augmente. À l'heure actuelle, cela entraîne une augmentation de 1 % de la luminosité tous les 100 millions d'années, et une augmentation de 30 % au cours des 4,5 derniers milliards d'années.

Le cycle de vie d'une étoile semblable au soleil, de sa naissance à gauche du cadre jusqu'à son évolution en géante rouge à droite après des milliards d'années. Crédit : ESO/M. Kornmesser

Dans environ 1,1 milliard d'années, le soleil sera 10 % plus brillant qu'aujourd'hui. Cette augmentation de la luminosité se traduira également par une augmentation de l'énergie thermique, que l'atmosphère terrestre absorbera. Cela déclenchera un effet de serre incontrôlable semblable à ce qui a fait de Vénus la terrible serre qu'elle est aujourd'hui.

Dans 3,5 milliards d'années, le soleil sera 40 % plus brillant qu'il ne l'est actuellement, ce qui entraînera l'ébullition des océans, la fonte permanente des calottes glaciaires et la perte de toute la vapeur d'eau de l'atmosphère dans l'espace. Dans ces conditions, la vie telle que nous la connaissons ne pourra survivre nulle part à la surface, et la planète Terre sera complètement transformée en un autre monde chaud et sec, tout comme Vénus.

Dans 5,4 milliards d'années, le soleil entrera dans ce qu'on appelle la phase de géante rouge de son évolution. Cela commencera une fois que tout l'hydrogène sera épuisé dans le cœur et que les cendres d'hélium inerte qui s'y sont accumulées deviendront instables et s'effondreront sous leur propre poids. Le noyau se réchauffera et deviendra plus dense, ce qui fera grossir le soleil.

Il est calculé que le soleil en expansion deviendra suffisamment grand pour englober les orbites de Mercure, Vénus et peut-être même de la Terre. Même si la Terre survivait à sa consommation, sa nouvelle proximité avec la chaleur intense de ce soleil rouge brûlerait notre planète et rendrait complètement impossible la survie de la vie. Cependant, les astronomes ont noté qu'à mesure que le soleil s'étend, l'orbite de la planète est susceptible de changer également.

Lorsque le soleil atteindra ce stade tardif de son évolution stellaire, il perdra une énorme quantité de masse à cause de puissants vents stellaires. Fondamentalement, à mesure qu'il grandit, il perd de la masse, provoquant une spirale des planètes vers l'extérieur. La question est donc de savoir si le soleil en expansion dépassera les planètes en spirale vers l'extérieur, ou la Terre (et peut-être même Vénus) échappera-t-elle à son emprise ?

K.-P Schroder et Robert Cannon Smith sont deux chercheurs qui se sont penchés sur cette même question. Dans un document de recherche intitulé « L'avenir lointain du soleil et de la Terre revisité » paru dans les avis mensuels de la Royal Astronomical Society, ils ont effectué les calculs avec les modèles les plus courants de l'évolution stellaire.

Selon Schroder et Smith, lorsque le soleil deviendra une étoile géante rouge dans 7,59 milliards d'années, il commencera à perdre de la masse rapidement. Au moment où il atteindra son plus grand rayon, 256 fois sa taille actuelle, il ne représentera plus que 67% de sa masse actuelle. Lorsque le soleil commencera à s'étendre, il le fera rapidement, balayant le système solaire interne en seulement 5 millions d'années.

Il entrera alors dans sa phase de combustion d'hélium relativement brève (130 millions d'années), à ce moment-là, il s'étendra au-delà de l'orbite de Mercure, puis de Vénus. Au moment où il s'approche de la Terre, il perdra 4,9 x 1020 tonnes de masse chaque année (8 pour cent de la masse de la Terre).

Vue d'artiste d'une étoile géante rouge. Crédits :NASA/ Walt Feimer

Maintenant, c'est là que les choses deviennent un peu une situation de "bonnes/mauvaises nouvelles". La mauvaise nouvelle, selon Schroder et Smith, est que la Terre ne survivra PAS à l'expansion du soleil. Même si la Terre pourrait s'étendre sur une orbite 50 % plus éloignée qu'elle ne l'est aujourd'hui (1,5 UA), elle n'en aura pas l'occasion. Le soleil en expansion engloutira la Terre juste avant d'atteindre la pointe de la phase de géante rouge, et le soleil aurait encore 0,25 UA et 500 000 ans pour croître.

Une fois dans l'atmosphère du soleil, la Terre entrera en collision avec des particules de gaz. Son orbite va se désintégrer et elle va tourner en spirale vers l'intérieur. Si la Terre était juste un peu plus éloignée du soleil en ce moment, à 1,15 UA, elle serait capable de survivre à la phase d'expansion. Si nous pouvions pousser notre planète à cette distance, nous serions aussi en affaires. Cependant, un tel discours est entièrement spéculatif et relève actuellement du domaine de la science-fiction.

Et maintenant pour les bonnes nouvelles. Bien avant que notre soleil n'entre dans sa phase de géante rouge, sa zone habitable (telle que nous la connaissons) aura disparu. Les astronomes estiment que cette zone s'étendra au-delà de l'orbite terrestre dans environ un milliard d'années. Le soleil chauffant évaporera les océans de la Terre, puis le rayonnement solaire éliminera l'hydrogène de l'eau. La Terre n'aura plus jamais d'océans et elle finira par fondre.

Ouais, c'est la bonne nouvelle… en quelque sorte. Mais l'avantage de ceci est que nous pouvons dire avec certitude que l'humanité sera obligée de quitter le nid bien avant qu'il ne soit englouti par le soleil. Et étant donné que nous avons affaire à des délais qui dépassent de loin tout ce que nous pouvons vraiment gérer, nous ne pouvons même pas être sûrs qu'un autre événement cataclysmique ne nous réclamera pas plus tôt, ou que nous n'aurons pas dépassé notre phase évolutive.

Un avantage secondaire intéressant sera la façon dont les limites changeantes de la zone habitable de notre soleil modifieront également le système solaire. Alors que la Terre, à seulement 1,5 UA, ne sera plus dans la zone habitable du soleil, une grande partie du système solaire extérieur le sera. Cette nouvelle zone habitable s'étendra de 49,4 UA à 71,4 UA – jusque dans la ceinture de Kuiper – ce qui signifie que les mondes autrefois glacés fondront et que de l'eau liquide sera présente au-delà de l'orbite de Pluton.

Peut-être qu'Eris sera notre nouveau monde natal, la planète naine de Pluton sera la nouvelle Vénus, et Humeau, Makemake, et le reste sera le "système solaire" extérieur. Mais ce qui est peut-être le plus fascinant dans tout cela, c'est comment les humains sont même tentés de demander "sera-t-il toujours là dans le futur" en premier lieu, surtout lorsque ce futur est dans des milliards d'années.

D'une manière ou d'une autre, les sujets de ce qui nous a précédés, et ce qui sera là quand nous serons partis, continuent de nous fasciner. Et lorsqu'il s'agit de choses comme notre soleil, la Terre et l'univers connu, cela devient carrément nécessaire. Notre existence jusqu'à présent n'a été qu'un feu de paille par rapport au cosmos, et combien de temps nous supporterons reste une question ouverte.


Des détails

Le graphique montré ici n'est que le modèle le plus simple de ce qui va se passer. La réalité est que les réactions à l'intérieur du Soleil deviennent de plus en plus complexes et les variations de taille sont difficiles à modéliser exactement. Au cours de son agonie, les réactions complexes à l'intérieur du Soleil, via des événements de capture de neutrons lents (processus s), conduisent à une chimie et à une nucléosynthèse de plus en plus complexes. Le noyau subit des impulsions thermiques et la perte de masse varie avec l'augmentation des vents stellaires. Toutes ces complexités font de l'étude des étoiles géantes rouges l'un des sujets d'étude les plus intéressants en astronomie.


Une journée dans la vie de notre soleil

Notre Soleil est l'une des 300 milliards d'étoiles de notre galaxie, la Voie lactée. Ces étoiles sont nées de l'effondrement de nuages ​​de gaz. Lorsqu'un nuage de gaz se contracte ou s'effondre sous le poids de sa propre gravité, les atomes du nuage ont de moins en moins de place pour se déplacer. Cela provoque une augmentation de la pression et de la température à l'intérieur du nuage.

Une fois que la pression est suffisamment élevée pour allumer la combustion de l'hydrogène, les étoiles nouveau-nées "s'allumeront" ou commenceront à convertir les atomes d'hydrogène en hélium. L'énergie restante générée par ce processus est libérée sous forme de photons ou de lumière.

Lorsque ces photons se frayent un chemin hors du noyau, ils exercent leur propre pression vers l'extérieur contre la gravité (appelée pression de rayonnement), qui agit pour empêcher l'effondrement du nuage. Une fois que ces photons atteignent la surface de l'étoile et sont libérés, l'étoile commence à briller. La plupart des étoiles de l'univers sont actuellement dans cette phase de combustion d'hydrogène.

Les photons quittant notre Soleil n'arrivent pas instantanément sur Terre, mais voyagent à la vitesse finie de la lumière. Ce temps de trajet est d'environ 8 minutes. Donc, si un super méchant jetait une énorme couverture résistante à la chaleur sur le soleil, nous vivrions dans une inconscience bienheureuse assez longtemps pour nous préparer un dernier sandwich (ou écouter un podcast Everyday Einstein !).

Finalement, après environ 10 milliards d'années, selon la taille initiale de l'étoile, l'étoile manquera d'hydrogène dans son noyau pour brûler. Notre Soleil est à mi-chemin de sa phase de combustion d'hydrogène. Cela signifie qu'il a suffisamment de carburant pour environ 4,5 à 5 milliards d'années.


Contenu

Les géantes rouges ont évolué à partir d'étoiles de la séquence principale avec des masses allant d'environ 0,5 masse solaire à quelque part entre 4 et 6 masses solaires.

Les géantes rouges sont des étoiles dont le rayon est des dizaines à des centaines de fois plus grand que celui du Soleil qui ont épuisé l'approvisionnement en hydrogène de leur noyau et sont passées à la fusion de l'hydrogène dans une coquille à l'extérieur du noyau. Étant donné que le noyau d'hélium inerte n'a pas de source d'énergie propre, il se contracte et se réchauffe, et sa gravité comprime l'hydrogène dans la couche immédiatement au-dessus de lui, ce qui l'amène à fusionner plus rapidement. Cela rend l'étoile plus lumineuse (de 1 000 à 10 000 fois plus lumineuse) et augmente le degré d'expansion dépasse l'augmentation de la luminosité, provoquant ainsi une diminution de la température effective. Dans les étoiles suffisamment massives pour déclencher la fusion de l'hélium, un processus analogue se produit lorsque l'hélium central est épuisé et que l'étoile passe à la fusion de l'hélium dans une coque, bien qu'avec la complication supplémentaire que, dans de nombreux cas, la fusion de l'hydrogène se poursuivra dans une coque à une moindre profondeur. met des étoiles sur la branche géante asymptotique. ΐ] Α] La diminution de la température de surface modifie le flux lumineux visible de l'étoile envers le rouge - d'où géant rouge, même si la couleur est généralement orange. On pense que les étoiles de la séquence principale des types spectraux A à K deviennent des géantes rouges. Β]

On pense que les étoiles de très faible masse sont entièrement convectives et ne peuvent donc pas accumuler de noyau inerte d'hélium, et peuvent donc épuiser tout leur carburant sans jamais devenir des géantes rouges. Δ] Ces étoiles sont communément appelées naines rouges. La durée de vie prévue de ces étoiles est beaucoup plus grande que l'âge actuel de l'univers, et il n'y a donc aucune observation réelle du vieillissement de ces étoiles.

Les étoiles de très grande masse se développent plutôt en étoiles supergéantes qui se déplacent horizontalement sur le diagramme HR, à l'extrémité droite constituant des supergéantes rouges. Celles-ci finissent généralement leur vie en tant que supernovae de type II.

Si l'étoile est plus lourde que 0,4 mais inférieure à 2,57 masses solaires, l'ajout d'hélium au noyau par fusion d'hydrogène en coque provoquera un éclair d'hélium - une explosion rapide d'hélium fusionnant dans le noyau, après quoi l'étoile commencera une brève période d'hélium fusionnant avant de commencer une autre ascension de la branche de la géante rouge. Les étoiles plus massives que 2,5 masses solaires, mais inférieures à environ 4 à 6, entrent beaucoup plus facilement dans la phase de fusion de l'hélium de leur vie. La phase de fusion du noyau de l'hélium de la vie d'une étoile est appelée branche horizontale dans les étoiles pauvres en métal, ainsi nommée parce que ces étoiles se trouvent sur une ligne presque horizontale dans le diagramme de Hertzsprung-Russell de nombreux amas d'étoiles. Les étoiles à fusion d'hélium riches en métal ne reposent pas sur une branche horizontale, mais se trouvent à la place dans un bloc (le bloc rouge) dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ε]

En fait, de telles étoiles ne sont pas de grosses sphères rouges avec des membres pointus (quand on en est proche) comme le montrent de nombreuses images. En raison de la très faible densité, ces étoiles peuvent ne pas avoir une photosphère nette mais un corps d'étoile qui se transforme progressivement en une « couronne ». Ζ]


Eh bien, ce ne sont pas vraiment des étoiles mais de minuscules morceaux de micro-météorites qui pénètrent dans l'atmosphère terrestre et sont chauffés à l'incandescence par le frottement de l'air. Ils deviennent chauffés à blanc et font une traînée de lumière dans le ciel. Ils sont généralement brûlés avant d'atteindre le sol, mais un particulièrement gros peut le faire jusqu'au bout. Plusieurs fois par an, la terre traverse de gros nuages ​​de poussière de météores et un spectacle exceptionnel d'étoiles filantes peut être observé. Un bon exemple est la pluie des Perséides qui se produit vers le 12 août de cette année. Jetez un œil à pour plus de détails.

Toutes les étoiles que vous pouvez voir à l'œil nu proviennent de notre propre galaxie, la Voie lactée. Par une nuit sans lune, vous pouvez voir plusieurs galaxies, comme Andromède, sous forme de légères taches, mais vous ne pouvez pas discerner les étoiles individuelles sans un grand télescope.


À la recherche de la vie autour des étoiles géantes rouges

Je suppose que la représentation fictive la plus célèbre du Soleil alors qu'il gonfle au stade de géante rouge est dans H. G. Wells ' La machine à remonter le temps, dans un passage où le voyageur du temps emmène son appareil par des sauts de plus en plus grands dans un futur lointain. C'est des trucs enivrants :

J'ai avancé cent ans, et il y avait le même soleil rouge – un peu plus grand, un peu plus terne – la même mer mourante, le même air froid, et la même foule de crustacés de terre rampant entre les herbes vertes et les roches rouges. Et dans le ciel vers l'ouest, j'ai vu une ligne pâle courbe comme une vaste nouvelle lune.

"Alors j'ai voyagé, m'arrêtant sans cesse, à grands pas de mille ans ou plus, attiré par le mystère du destin de la terre, regardant avec une étrange fascination le soleil grandir et s'assombrir dans le ciel vers l'ouest, et la vie de la vieille terre reflue. Enfin, plus de trente millions d'années plus tard, l'immense dôme rougeoyant du soleil en était venu à obscurcir près d'un dixième du ciel obscur.

Wells n'aurait eu aucune idée réelle de la chronologie ici, mais nous savons maintenant que dans plusieurs milliards d'années, le Soleil deviendra une géante rouge, avec des effets sur l'habitabilité de notre propre planète apparaissant bien avant cela. Parce que les planètes intérieures seront consumées lorsque cela se produira, et que la Terre elle-même a rendu un paysage infernal rocheux, il est facile de supposer que la vie dans notre système solaire prendra fin. Mais Ramses Ramirez et Lisa Kaltenegger (Institut Carl Sagan de l'Université Cornell) ne sont pas d'accord. Leur nouvel article décrit les possibilités de zones habitables post-géantes rouges.

Où se situe exactement la zone habitable dans les derniers stades de l'évolution d'une étoile ? Pour le savoir, les chercheurs ont calculé la luminosité des étoiles lorsqu'elles s'éloignent de la séquence principale, s'étendant à travers la branche de la géante rouge et la branche de la géante asymptotique. Ils fonctionnent avec une grille d'étoiles allant de A5 à M1, avec des calculs commençant au début de la phase de géante rouge. Ici, les luminosités stellaires augmentent dans les étoiles de la masse solaire et plus, diminuant après le flash d'hélium avant d'augmenter à nouveau le long de la branche géante asymptotique.

Pour les étoiles moins massives, les vents stellaires pendant la phase de la branche de la géante rouge réduisent fortement leurs masses, suffisamment pour les empêcher de subir la phase de la branche de la géante asymptotique. La fascination ici - et cet article devrait fournir des scénarios pour plus que quelques écrivains de science-fiction - regarde ce qui arrive à la zone habitable compte tenu des vents stellaires élevés, de l'érosion atmosphérique et d'une étoile centrale en expansion. Nous pourrions prendre notre propre système solaire comme point de départ, car alors que la vie sur Terre serait dévastée, des perspectives plus lointaines commencent à s'ouvrir.

Image: Les étoiles jaunes normales, comme notre Soleil, deviennent des géantes rouges après plusieurs milliards d'années. Quand ils le font, la zone habitable planétaire change, comme analysé dans un nouvel article de Lisa Kaltenegger et Ramses Ramirez. Crédit : Wendy Kenigsburg / Institut Carl Sagan.

Considérez ceci : plus de 99,9 % de l'eau du système solaire se trouve au-delà de ce que l'on appelle la « ligne des neiges », ce qui signifie que le système extérieur pourrait offrir le potentiel d'une évolution biologique. Alors que Ramirez et Kaltenegger calculent les distances des zones habitables post-séquence principale pour les étoiles de leur grille, ils montrent qu'une planète à la distance de Jupiter pourrait rester dans la zone habitable nouvellement chauffée et beaucoup plus éloignée d'une étoile de classe G pendant des centaines de millions de années. Nous ne savons pas combien de temps il faut à la vie pour évoluer, mais cela peut être assez long pour que le processus démarre, étant donné que l'on pense maintenant que la vie sur Terre a commencé il y a environ 3,8 milliards d'années, et peut-être même plus tôt.

Mais voici un point clé : l'évolution dans une phase post-séquence principale peut ne pas être nécessaire. Une possibilité est que la vie ait pu commencer dans un environnement habitable précoce, peut-être avant que l'étoile n'atteigne la séquence principale. Se déplaçant sous la surface à mesure que les conditions changeaient, elle pourrait réapparaître après que l'étoile soit entrée dans sa phase de géante rouge. Autre possibilité : la vie pourrait évoluer sous la surface sur un monde en dehors de la zone habitable traditionnelle, n'émergeant qu'une fois la phase post-séquence principale commencée. Regardons de plus près cette question, car elle a des implications pour la détection de la vie dans d'autres systèmes solaires :

Dans notre propre système solaire, si la vie existe dans l'océan souterrain d'exo-lunes glacées comme Europe ou Encelade, cette vie peut être exposée pendant la phase de branche géante rouge (RVB) de notre Soleil, au cours de laquelle la HZ post-MS se déplacera vers l'extérieur vers L'orbite de Jupiter, permettant aux biosignatures atmosphériques de devenir potentiellement détectables à distance à ces distances orbitales. Pour des planètes ou des lunes aussi petites qu'Europe, de telles signatures atmosphériques seraient de courte durée en raison de la faible gravité. Mais pour les analogues de la super-Europe ou d'autres anciennes planètes glacées habitables, de telles signatures atmosphériques pourraient s'accumuler. Des densités de disques plus élevées autour des étoiles massives peuvent se traduire par des objets plus massifs que dans notre région de la ceinture de Kuiper (

3 fois les planètes telluriques Gladman et al., 2001). De telles planètes peuvent être présentes autour des étoiles actuelles post-séquence principale.

Dans un article de 2014, Ramirez et Kaltenegger ont examiné les limites des zones habitables dans les étoiles qui n'avaient pas encore atteint la séquence principale, compte tenu des possibilités de détection de biomarqueurs, qui affectent évidemment la façon dont nous choisissons les étoiles que nous ciblons pour l'observation. Nous entrons maintenant dans les dernières étapes de l'évolution d'une étoile, constatant que les limites de la zone habitable évoluent tout au long de cette période grâce à la luminosité changeante et à la distribution de l'énergie stellaire. La notion de zone habitable s'étend pour inclure plusieurs périodes et lieux dans le long développement d'une étoile.

Nous apprenons que la distance orbitale de la zone habitable post-séquence principale change au cours du temps pour tous les types stellaires étudiés. Notre Soleil, par exemple, montre des limites initiales de zone habitable post-MS de 1,3 et 3,3 UA respectivement, mais celles-ci s'étendent vers l'extérieur à 46 et 123 UA à la fin de la phase de la branche de la géante rouge, couvrant une période d'environ 850 millions d'années. Au cours de la phase Asymptotic Giant Branch, les limites de la zone habitable se déplacent de 5 et 13 UA à 39 et 110 UA, sur une période de quelque 160 millions d'années.

Le type d'étoile le plus froid que les auteurs considèrent est une naine M1, qui peut maintenir une planète dans une zone habitable post-séquence principale pendant environ 9 milliards d'années (en supposant des niveaux de métallicité comme notre Soleil). Une planète en orbite autour d'une étoile A5, la plus chaude selon les chercheurs, ne peut rester dans la zone habitable post-MS que pendant des dizaines de millions d'années. Une planète autour d'un Soleil post-MS peut avoir jusqu'à 500 millions d'années. Ces chiffres supposent un rayon orbital inchangé, bien que les auteurs notent que lorsque l'étoile perd de la masse, les orbites se déplacent vers l'extérieur, augmentant ainsi le temps dans la HZ.

Image: La distance de la zone habitable au fur et à mesure qu'une petite étoile rouge vieillit. Crédit : Ramsès Ramirez.

Il est intéressant de considérer que les étoiles K froides et les étoiles M1 encore plus froides dont il est question ici n'auraient pas encore eu le temps d'atteindre la phase post-MS, mais elles constituent une partie utile du modèle alors que nous essayons d'élargir nos notions d'astrobiologie. détectabilité. Dans notre propre système, les lunes glacées qui pourraient actuellement avoir de la vie sous leur surface ne sont pas assez massives pour maintenir une atmosphère dense une fois qu'elles sont chauffées. Mais des lunes plus massives ou des planètes de masse terrestre pourraient bien être trouvées à des distances équivalentes dans d'autres systèmes solaires. L'article calcule ainsi combien de temps les corps de masse terrestre conserveraient leur atmosphère à l'emplacement de Mars, Jupiter, Saturne et la ceinture de Kuiper dans notre propre système solaire. Permettez-moi de passer à l'article sur ce point :

L'érosion atmosphérique planétaire pendant la séquence post-principale est principalement due aux vents stellaires élevés produits par la perte de masse stellaire, qui peuvent éroder les atmosphères planétaires. Les atmosphères des super-lunes aux super-terres peuvent survivre aux phases RVB et AGB de leur étoile hôte, à l'exception des planètes sur des orbites rapprochées. Même les super-lunes survivent à une distance équivalente à la ceinture de Kuiper pour toutes les étoiles de la grille jusqu'à la fin de la phase AGB.

Ainsi, alors qu'il est assez naturel de rechercher de la vie autour d'étoiles comparables au Soleil en type et en âge, ce travail soutient que nous devrions élargir nos paramètres, étant donné que nous avons une "zone habitable de géante rouge" qui peut durer assez longtemps pour permettre la vie à émerger. En termes d'avenir de la vie dans l'univers, il est remarquable qu'une petite étoile rouge de classe M1 puisse maintenir une zone habitable jusqu'à 9 milliards d'années dans une phase de sa vie où nous nous attendrions à ce que la vie soit détruite. Dans ce communiqué de presse de l'Université Cornell, Ramirez fait référence au «second souffle» d'un système planétaire, une métaphore fascinante en effet alors que nous modélisons l'évolution future des mondes vivants.

L'article est Ramirez et Kaltenegger, « Zones habitables des étoiles de la séquence post-principale », Journal d'astrophysique Vol. 823, n° 1 (16 mai 2016). Résumé / préimpression.

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Cela me rappelle définitivement les Stapleton’s Dernier et premier hommes avec différentes espèces humaines vivant sur Neptune.

Dans d'autres systèmes solaires, Neptune sera dans la HZ à divers moments de la vie de l'étoile, et je dois m'interroger sur la possibilité que la vie évolue sur de tels mondes ou y soit ensemencée, accidentellement ou délibérément. Ils feraient des mondes océaniques fantastiques, offrant un environnement de rayonnement sûr, même à partir d'éruptions en profondeur.

On peut imaginer la vie océanique de la Terre s'adapter à un tel environnement une fois que l'atmosphère H2/He est supprimée et remplacée par une atmosphère O2/He. La construction délibérée de structures flottant dans l'océan fournirait des points d'ancrage pour la construction de récifs afin de maintenir une riche biodiversité près de la surface et un approvisionnement alimentaire pour les organismes vivant en profondeur. Il pourrait également offrir une demeure aux descendants terrestres et aquatiques «humains».

Si nous supposons que certaines civilisations sont en effet très anciennes, si elles conservent encore une forme biologique, alors les mondes de Neptune dans leurs étoiles HZ ne devraient pas être exclus comme demeures.

Comme nous l'avons vu avec les Jupiters chauds, ces planètes ont tendance à gonfler lorsqu'elles sont chauffées. Je me demande quel effet aurait cette chaleur supplémentaire sur Jupiter et comment cela affecterait la lune.

Cela me rappelle la fin du roman de science-fiction Titan, la science va bien mais l'autre chose est… ..
Malheureusement, Europe et d'autres lunes sont des corps de petite masse, ils perdront beaucoup d'eau dans ce cas, je ne suis pas sûr de Titan.

Il y a 30 ans, on parlait souvent de la floraison de Titan et de son apparence précoce, mais je pense que cela a maintenant été complètement exclu. On dirait qu'il est peut-être trop petit pour contenir son atmosphère de toute façon.

Titan serait trop léger pour conserver ses volatiles sur de très longues périodes, mais alors, il ne devrait pas l'être.

À quelle distance sont nos voisins stellaires? USNO publie le catalogue de parallaxe URAT :

@Alex Toley À l'âge de 12,5 milliards d'années du Soleil, il n'y aura pas d'océans sur Terre: les océans seront emportés par ébullition dans l'espace ou ils ressembleront à Vénus puisqu'à ce moment-là, les couches externes de la phase de la géante rouge de notre Soleil pourrait s'étendre si grand qu'il pourrait traverser la Terre et l'avaler ou au moins se fermer pour que la température permettant à tout type de vie existe.
Selon l'astrophysique, la vie d'une étoile dépend de sa taille et de la gravité qui affectent le taux de fusion nucléaire brûlant dans son cœur. Par conséquent, la luminosité de notre Soleil augmente de 10 % tous les milliards d'années ou de 1 % tous les 100 millions d'années, donc peut-être que 300 millions d'années est la limite pour que la vie puisse s'adapter à ces changements. https://en.wikipedia.org/wiki/Timeline_of_the_far_future

Peut-être que vous avez mal compris ce que je disais. Je parlais de la vie océanique de la Terre déplacée vers Sol Neptune ou vers des mondes semblables à Neptune dans d'autres systèmes solaires lorsque l'étoile a chauffé son manteau pour devenir des océans d'eau. En relisant mon commentaire, je ne comprends pas pourquoi vous penseriez que je faisais référence à la Terre, qui deviendra probablement inhabitable pour la vie à la surface dans peut-être aussi peu qu'un demi-milliard d'années sans ingénierie héroïque.

Pour être plus précis, la Terre ressemblera à Vénus dans peu d'un milliard d'années mais dans 8 milliards d'années à l'âge de 12, 5 milliards d'années du Soleil, la Terre n'aura plus d'atmosphère et sa surface sera en fusion. .

C'est assez amusant de voir des astronomes professionnels annoncer des idées que la science-fiction a couvertes il y a des décennies. Mais je suppose qu'il vaut mieux tard à la fête que pas du tout, n'est-ce pas ?

Le problème avec les géantes rouges est les fluctuations instables de leurs couches externes gravitationnellement lâches. En plus de conduire à une "zone habitable" variable, cela conduit à la libération d'un vent stellaire puissant ainsi que de grandes quantités de "poussière" et d'autres matières, en particulier des silicates. Très bon pour ensemencer les futures étoiles avec des « métaux » et produire un milieu interstellaire avec de nombreux blocs de construction organiques ainsi que des éléments de masse plus importants via le processus des « s » dans les étoiles à branches géantes asymptotiques. Pas si bon pour permettre des zones d'habitabilité tranquilles pendant les périodes de temps prolongées nécessaires pour produire la vie.

Si nous poussions lentement la Terre plus loin au fil du temps, nous pourrions conserver notre maison et rester dans la HZ dans un avenir prévisible. Plus d'un demi-milliard d'années, cela nécessiterait environ 50 PW de puissance moyenne, ce qui équivaut à une augmentation d'environ 50 % de l'ensoleillement actuel, et serait conçu à partir de la lumière solaire davantage dirigée. Puisque nous préférons l'utiliser pour pousser plutôt que pour chauffer l'atmosphère, nous avons besoin de miroirs massifs au-dessus de la stratosphère fixés à la surface par des entretoises. Peut-être pas la technologie d'aujourd'hui, mais il n'y a pas de physique qui l'interdit d'être la technologie de demain.

L'énergie n'est pas suffisante pour pousser la Terre, vous avez également besoin d'une masse de réaction. Vous devrez probablement utiliser une grande partie de la Terre comme propulseur.

Il pourrait être possible d'arranger les astéroïdes en volant à plusieurs reprises par la Terre et Jupiter de telle manière que la Terre soit poussée vers l'extérieur tandis que Jupiter est poussé vers l'intérieur. Nous n'avons donc pas besoin d'énergie solaire. L'énergie et la quantité de mouvement seraient simplement échangées entre Jupiter et la Terre.

J'allais dire qu'avec une ingénierie avancée, nous pourrions déplacer l'orbite de la Terre et maintenir notre planète dans la zone habitable. Cela pourrait être complété par des miroirs solaires et d'autres technologies pour modifier le climat.

Même dans un avenir lointain, nous n'allons pas abandonner notre monde natal. Au fur et à mesure que nous colonisons l'espace, la Terre continuera d'être la capitale de notre espèce où réside la majorité d'entre nous. Et même si la plupart d'entre nous quittent la Terre, nous la conserverons comme un parc pour la biodiversité et un monument à la culture et à l'histoire humaines.

Il me semble plus sensé d'utiliser les ressources et la gravité de la Lune pour ce faire. Il y a beaucoup de matériaux hautement réfléchissants directement accessibles sur sa surface pour faire des miroirs géants et sa gravité plus faible facilitera la construction d'ascenseurs spatiaux (cela fera des entretoises parfaites pour attacher les miroirs ainsi qu'un système de transport de matériel pratique et bon marché de la surface à l'orbite). Ensuite, nous poussons la Lune sur une orbite plus elliptique, en orientant les miroirs pour appliquer un vecteur de poussée de manière intelligente afin que le centre de masse Terre-Lune se déplace un peu vers l'extérieur, de la même manière que le tracteur de gravité pour dévier les astéroïdes : https://en.wikipedia.org/wiki/File:NASA-Animation-ARM-opt-800-20150325.gif nous devrons probablement d'abord placer la Lune sur une orbite polaire, ce qui est un long chemin off, mais comme nous avons environ un milliard d'années, cela peut être fait sur des éons avec une petite poussée constante. Cependant, à ce moment-là, si nous sommes toujours là, nous aurions probablement colonisé toute la galaxie et évolué à un point où éloigner la Terre ne sera même plus nécessaire ou maîtrisé des technologies ultra-futuristes comme l'anti-gravité et il n'y aura pas besoin de structures géantes pour déplacer une planète.

Et une voile solaire ou un miroir n'est pas très pratique pour pousser quelque chose d'aussi lourd que la Lune, c'est déjà très réfléchissant et n'a pas autant bougé depuis 4,5 milliards d'années.

J'ai déjà pensé à utiliser la Lune auparavant, utiliser la lumière pour alimenter des faisceaux de particules qui utilisent la masse de la Lune pour tirer la Terre plus loin. Nous devrons cependant utiliser la Lune et d'autres masses, peut-être Mars ou une partie de celle-ci ou même Mercure.

Je pense que la technologie dans cinq milliards d'années pourrait permettre aux futurs humains de construire un gigantesque bouclier pour fournir une zone fraîche où la terre peut voir une insolation similaire à celle d'aujourd'hui. Mais ils ne feraient cela que parce que la terre a une signification particulière, pas parce qu'ils ont besoin de vivre ici.

Les extraterrestres avancés à l'époque peuvent passer de bons moments autour de ces étoiles vieillissantes, non seulement il y a beaucoup d'énergie, une belle large HZ, du gaz et de la poussière sont émis parfaits pour les matériaux de construction et les combustibles nucléaires (He3). Et quand l'étoile a libéré sa fureur, ils peuvent se déplacer pour étreindre la naine blanche.

En supposant que nous traversions les dix mille prochaines années et que nous continuions à prospérer, sous quelque forme que ce soit pendant les quelques millions à venir, je doute que la terre ait toujours la même importance en l'an 350 millions de notre ère, même si elle survit. nous serions passés à d'innombrables nouvelles entreprises dans l'intervalle. Notre espèce peut revenir périodiquement à lá Wells’ Time Traveller, pour inspecter nos premières structures O’Neill et Dyson pour un intérêt archéologique peut-être, avant de rejoindre ses frères parmi les bras spiraux. Avec la pure stupéfaction du nombre de ces années intermédiaires, c'est plutôt une pensée étrange que les gens pensent que nous serions encore là au moment où le sol HZ commencera à changer de manière perceptive.

Mais, bien avant qu'aucune de ces longues réflexions sur le jeu ne soit pertinente, chercher la vie autour d'étoiles qui approchent de leur vieillesse est un autre moyen d'améliorer nos chances de trouver la vie là-bas et il est important pour notre succès d'inclure autant de pistes que possible. En outre, trouver une civilisation florissante dans sa version d'un Neptune (comme le suggère Alex) nous donnerait de l'espoir pour nos perspectives à long terme. Peut-être qu'ils y seraient des visiteurs (non indigènes) si les récompenses l'emportaient sur les coûts et la difficulté de passer d'une zone habitable à une autre.

Une question qui vient à l'esprit est de savoir si les planètes autour des étoiles géantes rouges seront toujours en mesure de supporter beaucoup d'activité géologique/tectonique, en particulier à des masses stellaires inférieures où la durée de vie de la séquence principale est plus longue pour l'intérieur de la planète. refroidir. Je suppose que vous pourriez être en mesure de maintenir un monde actif via le réchauffement des marées dans certaines situations (par exemple, des lunes résonnantes autour de planètes géantes, avec la mise en garde que les systèmes lunaires peuvent évoluer vers et hors des résonances à mesure que le système vieillit), mais le cas général ne le fait pas. semblent tout aussi prometteurs.

Vous avez un point à un moment donné sans chauffage interne, le cycle du carbone se terminera, seul le chauffage des marées et l'impact occasionnel d'astéroïdes libéreront du carbone dans la biosphère. Mais il est possible que du carbone soit ajouté aux mondes via les vents stellaires de la géante rouge, mais je ne suis pas sûr que ce soit suffisant pour une biosphère à long terme.Ou peut-être faisons-nous partie du cycle de vie universel dans lequel, comme d'innombrables organismes avant nous, crée une nouvelle forme de vie, celle basée sur le silicium - Une genèse du silicium.

@Alex Tolley Je n'ai pas lu votre message assez attentivement. Je m'excuse pour mon hypothèse ignorante. Uranus et Neptune sont toujours en dehors de la ceinture de vie, bien que dans l'exemple de la phase de géante rouge de 12,5 milliards d'années. La bouée de sauvetage est une zone où seule de l'eau liquide peut exister. Une planète en dehors de la bouée de sauvetage doit rester gelée pour qu'elle ne soit pas habitable.
J'aime l'idée de migrer vers une zone habitable qui se déplace plus loin en raison de la phase de géante rouge, mais je critique l'idée d'y trouver de la vie pour ces raisons :
1) Très probablement en raison des progrès technologiques, la plupart des civilisations, y compris la nôtre, auront des voyages interstellaires et se déplaceront simplement vers une autre planète. Nous pourrions visiter une géante rouge par la suite, mais ne pas y rester longtemps.
2) Les lunes et les petites planètes manquent de gravité pour une habitabilité à long terme (les humains nés sur des mondes minuscules auraient des os qui deviendraient trop faibles et minces sous une gravité inférieure) et un monde comme la Terre finit généralement par devenir une géante gazeuse à la distance de Jupiter’s orbite et au-delà, car le pourcentage de lumière du Soleil sur sa surface entraîne une température trop basse pour propulser des molécules de gaz comme H et He pour échapper à la vitesse.
Par example. Titan, la plus grande lune de Saturne, a une faible vitesse de fuite, mais elle est si distante et froide qu'elle pourrait conserver une atmosphère épaisse. Pendant la phase de géante rouge, il perdra une grande partie de son atmosphère lorsque la température augmente et il n'a pas de champ magnétique pour le protéger des rayons cosmiques ou des protons et des électrons du vent solaire et du rayonnement ultraviolet du Soleil. Il existe toujours un potentiel pour l'événement rare de la migration planétaire d'un monde semblable à la Terre dans la région des géantes gazeuses.

@Alex Tolley si Uranus et Neptune étaient déplacés dans la ceinture de sauvetage, leur vitesse de fuite est de 13 milles par seconde en raison de leur masse, de sorte que l'hydrogène moléculaire et l'hélium ne seraient pas éliminés. La vitesse du vent pourrait augmenter et peut-être qu'une petite quantité d'atmosphère pourrait s'échapper par rapport au volume total, mais elles resteraient des géantes gazeuses sans aucune surface solide. Il faudrait aussi beaucoup d'oxygène.

Malheureusement, Sol’s Neptune est juste un peu trop massif pour permettre au H2 de s'échapper en se réchauffant.

Ce qui n'empêche pas les mondes plus petits de l'exoplanète Neptune de fonctionner de cette manière. La photosynthèse de l'eau va créer de l'O2 libre comme sur Terre. Même la photolyse fonctionnera dans une certaine mesure tant que le H2 s'échappera assez rapidement.

Dans l'immensité de l'univers, on pourrait s'attendre à ce qu'un Neptune se forme en dehors de la HZ, puis entre dans la HZ à un moment donné de l'évolution de son étoile. Comment un tel monde pourrait être peuplé de formes est ouvert à un certain nombre de possibilités. Juste une spéculation fantaisiste sur ce qui pourrait être possible et qui sort du cadre habituel de la discussion astrobiologique.

Mon point est qu'il serait trop difficile d'éliminer H2 et He et de les remplacer par O2 et H.

J'aime le fait que vous ayez fait référence à la fin proche de la "machine à remonter le temps" dans les premiers paragraphes de votre histoire ici. #8217 c'est beaucoup, mais c'est une belle histoire). Avec Far Centauris et l'histoire Tau Zero, je dirais que ce sont probablement les meilleures histoires de science-fiction actuellement disponibles.

En ce qui concerne le sujet traité. Je ne peux qu'ajouter ceci à la discussion sur le fait que les zones habitables n'auront pas vraiment d'importance si vous déplacez des planètes dans et hors des zones habitables à l'échelle du système solaire ou non. En fin de compte, le soleil est censé épuiser son combustible nucléaire et son destin est de devenir une naine blanche, qui ne sera presque rien d'autre qu'une cendre froide qui deviendra finalement rien d'autre qu'un corps compact mais non générateur de chaleur. Ainsi, peu importe ce que les gens du futur feront, le système solaire sera presque mort dans environ 5 000 000 000 d'années. Mais je ne pense pas avoir à m'inquiéter à ce sujet…

@Alex Tolley, merci pour le lien. Dommage que nos géantes de glace soient trop massives pour perdre leurs enveloppes H/He. À ce moment-là, cependant, un écrivain de science-fiction pourrait dire qu'ils ont été réduits à leur taille par l'extraction de gaz !

À l'exception de la classe M en phase RG (9 milliards d'années ! Que voulez-vous de plus ?), ces environnements semblent moins dans lesquels la vie évolue, que vers laquelle se retirer ou s'épanouir si elle est déjà présente.

Des mondes intérieurs porteurs de vie pourraient contaminer ces mondes extérieurs au fil du temps (impacts d'astéroïdes, protection planétaire bâclée, scientifiques fous). Au fur et à mesure que la ZS se déplacerait, ils deviendraient des « démarreurs » pour les écosystèmes.

@Navin Weeraratne 23 mai 2016 à 23:05

‘Dommage que nos géantes de glace soient trop massives pour perdre leurs enveloppes H/He. À ce moment-là cependant, un écrivain de science-fiction pourrait dire qu'ils ont été réduits à la taille par l'extraction de gaz ! ‘

Les nébuleuses planétaires montrent une grande quantité d'oxygène, si l'oxygène est favorisé et canalisé via le champ magnétique dans les atmosphères des géantes de glace, elles pourraient réagir avec l'hydrogène pour former de l'eau laissant un monde aquatique avec une atmosphère d'hélium.


Derniers stades d'évolution des étoiles de faible masse

Aujourd'hui, en conférence, je vais essayer d'expliquer ce qui se cache derrière ces décalages et contre-décalages, comment les réactions au centre d'une étoile affectent ses couches les plus externes visibles.

Les étoiles de la séquence principale fusionnent l'hydrogène en hélium dans leurs noyaux. Étant donné que les étoiles de faible masse traitent leur hydrogène relativement lentement, elles restent longtemps sur la séquence principale. Mais que se passe-t-il lorsqu'ils utilisent enfin tout l'hydrogène de leur cœur ? La réponse dépend de la masse exacte de l'étoile : plus elle est haute, plus la fin est violente.

Masse très faible : déclin progressif de la fusion d'hydrogène

Les étoiles qui commencent avec une masse bien inférieure à celle du Soleil - environ 0,4 masse solaire ou moins - ont une entièrement convectif intérieur:

L'hydrogène fusionne en hélium uniquement dans le noyau central, mais les mouvements convectifs mélangent le produit riche en hélium dans tout l'intérieur. A la fin de leur durée de vie de séquence principale, ils sont uniformément riches en hélium :

Au fur et à mesure que l'étoile fonctionne plus bas avec de l'hydrogène, la vitesse à laquelle elle génère de l'énergie diminue progressivement. La gravité tire les couches externes vers l'intérieur du noyau, mais les températures n'augmentent jamais assez haut pour qu'une autre réaction nucléaire ait lieu. Lentement, progressivement, l'étoile devient plus faible, plus froide et plus petite. Finalement, il se rétrécira en une boule froide de la taille de la Terre : une naine noire.

Bien sûr, tout cela n'est que spéculation. Les étoiles avec de si petites masses mettent beaucoup de temps à parcourir tout leur carburant hydrogène. Une étoile de 0,2 masse solaire peut mettre un billion d'années à utiliser tout son hydrogène.

Il n'y a pas encore eu le temps pour une seule étoile de très faible masse d'utiliser tout son hydrogène, nous ne pouvons donc pas vérifier si nos modèles sont corrects !

Masse semblable au soleil : l'hélium brûle comme une géante rouge

Les étoiles comme notre Soleil diffèrent de leurs frères de masse inférieure d'une manière cruciale : leurs noyaux centraux transfèrent la chaleur vers l'extérieur par rayonnement, plutôt que par convection.

L'étoile évolue légèrement sur le diagramme HR, à l'écart de la séquence principale.

Cela signifie que lorsque l'hydrogène fusionne en hélium dans le noyau, l'hélium résultant y reste. En conséquence, une zone riche en hélium s'accumule au centre de l'étoile et l'hydrogène ne fusionne que dans une coque autour du noyau :

Le matériau de la coque brûlant de l'hydrogène est piégé entre les couches externes et le noyau d'hélium inerte. Augmentation de la pression et de la température, augmentant considérablement la vitesse à laquelle l'énergie est générée. Pendant la phase de combustion de la coquille, l'énergie supplémentaire pousse les couches externes de l'étoile très loin vers l'extérieur, augmentant la taille de la photosphère. Au fur et à mesure que la photosphère s'éloigne des régions intérieures chaudes, elle se refroidit. L'étoile commence à se déplacer vers la droite dans le diagramme HR.

Maintenant, à mesure que la concentration d'hydrogène dans le noyau diminue et que le taux de fusion diminue également, les couches externes se pressent vers l'intérieur en raison de la gravité. La température et la pression du gaz dans le cœur augmentent. Parce qu'il reste si peu d'hydrogène dans le noyau, les réactions de fusion ordinaires ne peuvent pas produire assez d'énergie pour repousser les couches externes, même à des températures plus élevées. Le thermostat stellaire est cassé, donc la force de gravité tire l'étoile vers l'intérieur sur le noyau de plus en plus fort.

Finalement, la température atteint un point critique d'environ 130 millions de Kelvin (!). Les noyaux d'hélium dans le noyau se déplacent si rapidement qu'ils sont capables de surmonter leur répulsion électrique les uns pour les autres et de fusionner ensemble dans le processus triple alpha:

Notez que le produit intermédiaire produit à l'étape 1, le béryllium-8, est TRÈS instable : il se désintégrera radioactivement en deux noyaux d'hélium-4 en moins de 10^(-16) secondes. Pour qu'un troisième noyau d'hélium-4 s'écrase sur le béryllium-8 avant qu'il ne se désintègre, la densité du noyau stellaire doit être très élevée : environ 7700 fois celle de l'eau.

Le taux d'énergie généré par le procédé triple-alpha est encore plus sensible à la température que celui du cycle CNO :

Le moment où le noyau interne commence à fusionner l'hélium en carbone est appelé le flash d'hélium. Après cela, l'étoile s'installe dans une nouvelle phase de combustion de l'hélium. Encore une fois, il y a un joli thermostat pour réguler les propriétés internes. L'étoile se déplace à un endroit du diagramme RH parfois appelé le branche horizontale.

  • une enveloppe extérieure très étendue, principalement de l'hydrogène
  • une coquille de fusion d'hydrogène
  • un noyau de fusion d'hélium

Cette phase de combustion de l'hélium de la vie de l'étoile dure assez longtemps. Pas aussi longtemps que la phase de séquence principale de combustion d'hydrogène, pour deux raisons : d'abord, tout l'hydrogène n'a pas été transformé en hélium. Deuxièmement, les réactions de fusion de l'hélium se produisent à une vitesse plus élevée que les réactions de fusion de l'hydrogène, en raison de la température et de la pression plus élevées du noyau le plus interne. A une approximation très grossière, une étoile fusionne de l'hélium pendant environ un dixième de la durée de vie de sa séquence principale. Le Soleil, par exemple, passera environ un milliard d'années en tant que géante rouge.

Au fur et à mesure que l'hélium fusionne en carbone, le carbone s'accumule lentement au centre de l'étoile. Les collisions entre le carbone 12 et un noyau d'hélium peuvent créer le noyau stable d'oxygène 16, qui augmente avec la concentration en carbone. Finalement, la fusion de l'hélium est limitée à une coquille à l'extérieur d'un noyau central de carbone inerte et d'oxygène :

Et, encore une fois, lors d'une phase de combustion des obus, l'étoile se déplace à nouveau vers le haut et vers la droite, le long de la branche géante asymptotique.

Les températures augmenteront-elles un jour suffisamment pour enflammer ce noyau de carbone ? Non, pas pour les étoiles qui commencent avec moins d'environ 4 masses solaires de gaz. Au lieu de cela, les coques de fusion d'hélium et d'hydrogène se dilatent progressivement vers l'extérieur. Le processus n'est pas toujours fluide - les réactions de fusion dans les deux coques ont tendance à se dérouler par à-coups. Si la coque de fusion d'hydrogène ne fusionne pas assez rapidement, par exemple, la coque de fusion d'hélium peut manquer de carburant et s'arrêter jusqu'à ce que plus d'hélium soit disponible. Celles-ci la coquille d'hélium clignote peut avoir de forts effets sur l'enveloppe extérieure de l'étoile.

Evolution de l'enveloppe externe : nébuleuses planétaires

  1. il gonfle considérablement vers l'extérieur, augmentant le diamètre de l'étoile de plus d'un facteur cent
  2. il se refroidit, passant d'environ 6000 degrés à moins de 3000 degrés

Lorsque notre Soleil atteindra le stade de géante rouge, ses couches externes se dilateront pour avaler les planètes Mercure, Vénus et peut-être même la Terre.

Parce que les couches externes d'une géante rouge sont si éloignées du centre de l'étoile, la force gravitationnelle sur elles est très faible. Si la pression du rayonnement provenant de l'intérieur de l'étoile augmente, elle peut facilement repousser la photosphère vers l'extérieur sur une grande distance ou, si la pression de rayonnement diminue légèrement, les couches externes peuvent retomber sur une longue distance avant d'atteindre à nouveau l'équilibre. Les étoiles de la phase de géante rouge sont très souvent quelque peu instables : leurs couches externes peuvent pulser vers l'extérieur et l'intérieur sur des échelles de temps allant de quelques jours à plusieurs années.

Nous pouvons voir ces pulsations directement : à mesure que la photosphère d'une étoile change de rayon et de température, la quantité de lumière visible qu'elle émet varie. De nombreuses géantes rouges sont étoiles variables à long terme. Certains pulsent très régulièrement :


Merci à l'AAVSO d'avoir fourni ces données.

Si une impulsion particulière est particulièrement forte, elle peut pousser une partie de l'enveloppe extérieure vers l'extérieur si fort que le gaz s'envole dans l'espace et ne revient jamais en d'autres termes, elle peut donner au gaz une vitesse supérieure à la vitesse de fuite de l'étoile. C'est une façon pour les géantes rouges de perdre une partie de leur masse. Même sans impulsions soudaines, la plupart des géantes rouges ont de très fortes vents stellaires: flux d'atomes, d'ions et de molécules de leur atmosphère extérieure vers l'espace. Le vent d'une géante rouge peut emporter jusqu'à dix millionièmes de sa masse dans l'espace chaque année. Le vent solaire du Soleil, en revanche, repousse environ cent trillionième de sa masse chaque année.

La conséquence de tout cela perte de masse des géantes rouges est la création d'une énorme coquille de matière se déplaçant vers l'extérieur dans l'espace autour de l'étoile. De nombreuses étoiles perdent toute leur enveloppe, exposant leurs régions intérieures chaudes.

Lorsque la lumière ultraviolette frappe les atomes dans la coquille, elle les excite à des états de haute énergie. Lorsque les atomes redescendent à des niveaux inférieurs, ils émettent une lumière aussi belle nébuleuses planétaires.

Certains ressemblent à de simples coquilles sphériques de gaz, comme M57, la nébuleuse de l'Anneau :

Mais d'autres présentent des traces de structure complexe, comme la nébuleuse de l'il de Chat :

Il semble que de nombreuses nébuleuses planétaires ont un bipolaire structure, dans laquelle la matière s'écoule préférentiellement dans des directions opposées à l'étoile :

On ne sait pas exactement ce qui crée la structure au sein de ces nuages ​​de gaz incandescents. Cela pourrait être dû aux effets de la rotation stellaire sur le matériau s'écoulant de l'enveloppe étendue. Cela peut être dû aux champs magnétiques. Dans certains cas, il pourrait dériver de l'orbite d'un compagnon binaire autour de la géante rouge. Pour le moment, nous ne comprenons tout simplement pas les nébuleuses planétaires.

La fin amère : une naine blanche

Après avoir épuisé l'hélium dans sa coquille interne, une étoile n'a plus aucun moyen de générer plus d'énergie : il n'y a plus d'hydrogène ni d'hélium dans ses régions centrales chaudes et denses. Lorsque la pression du rayonnement cesse de s'écouler vers l'extérieur, les couches externes de l'étoile (s'il en reste) retombent vers l'intérieur. L'étoile se rétrécit et se rétrécit sur elle-même, devenant de plus en plus dense - mais pas indéfiniment. Lorsqu'il atteint une taille à peu près égale à celle de la Terre, les collisions entre les électrons de son noyau fournissent une pression suffisante pour arrêter l'effondrement. L'étoile s'installe dans un état final d'équilibre en tant que nain blanc: un corps très, très dense, avec la masse d'une étoile mais la taille d'une planète.

Les naines blanches commencent très chaudes, en raison des températures élevées de leurs régions intérieures. Il faut beaucoup de temps à cette chaleur pour s'échapper à la surface et rayonner dans l'espace. Parce qu'elles sont si petites, les naines blanches émettent très peu d'énergie, malgré leurs températures élevées. Étant très chauds, mais très faibles, ils tombent dans le coin inférieur gauche du diagramme HR.

Il faut des milliards d'années pour que les naines blanches se refroidissent, mais elles finissent par le faire, se déplaçant toujours vers le bas et vers la droite sur le diagramme HR. Leur destin est de devenir des morceaux de matière froids, denses et solitaires : des naines noires. Un jour, notre Soleil rejoindra leurs rangs.

Pour plus d'informations

    L'Association américaine des observateurs d'étoiles variables a des décennies d'observations d'étoiles variables auxquelles vous pouvez accéder partout sur le Web.

Copyright & copie Michael Richmond. Ce travail est sous licence Creative Commons.


Contenu

Les humains jouent un rôle clé dans la biosphère, l'importante population humaine dominant de nombreux écosystèmes de la Terre. [3] Cela a entraîné une extinction de masse généralisée et continue d'autres espèces au cours de l'époque géologique actuelle, maintenant connue sous le nom d'extinction de l'Holocène. La perte à grande échelle d'espèces causée par l'influence humaine depuis les années 1950 a été qualifiée de crise biotique, avec environ 10 % du total des espèces perdues en 2007. [6] Aux taux actuels, environ 30 % des espèces sont en péril. d'extinction dans les cent prochaines années. [17] L'événement d'extinction de l'Holocène est le résultat de la destruction de l'habitat, de la distribution généralisée des espèces envahissantes, de la chasse et du changement climatique. [18] [19] De nos jours, l'activité humaine a eu un impact significatif sur la surface de la planète. Plus d'un tiers de la surface terrestre a été modifié par les actions humaines, et les humains utilisent environ 20 % de la production primaire mondiale. [4] La concentration de dioxyde de carbone dans l'atmosphère a augmenté de près de 50 % depuis le début de la révolution industrielle. [3] [20]

Les conséquences d'une crise biotique persistante devraient durer au moins cinq millions d'années. [7] Il pourrait en résulter un déclin de la biodiversité et une homogénéisation des biotes, accompagnés d'une prolifération d'espèces opportunistes, comme les ravageurs et les adventices. De nouvelles espèces peuvent également émerger, en particulier des taxons qui prospèrent dans les écosystèmes dominés par l'homme peuvent rapidement se diversifier en de nombreuses nouvelles espèces. Les microbes sont susceptibles de bénéficier de l'augmentation des niches environnementales enrichies en nutriments. Aucune nouvelle espèce de grands vertébrés existants n'est susceptible d'apparaître et les chaînes alimentaires seront probablement raccourcies. [5] [21]

Il existe plusieurs scénarios de risques connus qui peuvent avoir un impact global sur la planète. Du point de vue de l'humanité, ceux-ci peuvent être subdivisés en risques survivables et risques terminaux. Les risques que les humains se posent comprennent le changement climatique, l'utilisation abusive de la nanotechnologie, un holocauste nucléaire, une guerre avec une superintelligence programmée, une maladie génétiquement modifiée ou une catastrophe causée par une expérience de physique. De même, plusieurs événements naturels peuvent constituer une menace apocalyptique, notamment une maladie hautement virulente, l'impact d'un astéroïde ou d'une comète, un effet de serre incontrôlé et l'épuisement des ressources. Il peut également y avoir la possibilité d'une infestation par une forme de vie extraterrestre. [22] Les probabilités réelles que ces scénarios se produisent sont difficiles, voire impossibles à déduire. [8] [9]

Si l'espèce humaine s'éteint, alors les diverses caractéristiques assemblées par l'humanité commenceront à se dégrader. Les plus grandes structures ont une demi-vie de désintégration estimée à environ 1 000 ans. Les dernières structures survivantes seraient très probablement des mines à ciel ouvert, de grandes décharges, des autoroutes principales, de larges tranchées de canaux et des barrages à flanc de remblai. Quelques monuments de pierre massifs comme les pyramides de la nécropole de Gizeh ou les sculptures du mont Rushmore peuvent encore survivre sous une forme ou une autre après un million d'années. [9] [un]

Alors que le Soleil orbite autour de la Voie lactée, les étoiles errantes peuvent s'approcher suffisamment près pour avoir une influence perturbatrice sur le système solaire. [23] Une rencontre stellaire rapprochée peut entraîner une réduction significative des distances de périhélie des comètes dans le nuage d'Oort, une région sphérique de corps glacés en orbite à moins d'une demi-année-lumière du Soleil. [24] Une telle rencontre peut déclencher une multiplication par 40 du nombre de comètes atteignant le système solaire interne.Les impacts de ces comètes peuvent déclencher une extinction massive de la vie sur Terre. Ces rencontres perturbatrices se produisent en moyenne une fois tous les 45 millions d'années. [25] Le temps moyen pour que le Soleil entre en collision avec une autre étoile dans le voisinage solaire est d'environ 30 000 milliards (3 × 10 13 ) d'années, ce qui est beaucoup plus long que l'âge estimé de l'Univers, à environ 13,8 milliards d'années. Cela peut être considéré comme une indication de la faible probabilité qu'un tel événement se produise pendant la durée de vie de la Terre. [26]

L'énergie libérée par l'impact d'un astéroïde ou d'une comète d'un diamètre de 5 à 10 km (3 à 6 mi) ou plus est suffisante pour créer une catastrophe environnementale mondiale et provoquer une augmentation statistiquement significative du nombre d'extinctions d'espèces. Parmi les effets délétères résultant d'un événement d'impact majeur se trouve un nuage de fines poussières éjectées recouvrant la planète, empêchant une partie de la lumière directe du soleil d'atteindre la surface de la Terre, abaissant ainsi les températures terrestres d'environ 15 °C (27 °F) en une semaine et arrêtant la photosynthèse. pendant plusieurs mois (semblable à un hiver nucléaire). Le temps moyen entre les impacts majeurs est estimé à au moins 100 millions d'années. Au cours des 540 derniers millions d'années, des simulations ont démontré qu'un tel taux d'impact est suffisant pour provoquer cinq ou six extinctions de masse et 20 à 30 événements de moindre gravité. Cela correspond au dossier géologique des extinctions importantes au cours de l'éon phanérozoïque. On peut s'attendre à ce que de tels événements se poursuivent. [27]

Une supernova est l'explosion cataclysmique d'une étoile. Dans la galaxie de la Voie lactée, des explosions de supernova se produisent en moyenne une fois tous les 40 ans. [28] Au cours de l'histoire de la Terre, plusieurs événements de ce type se sont probablement produits à une distance de 100 années-lumière, connus sous le nom de supernova proche de la Terre. Les explosions à l'intérieur de cette distance peuvent contaminer la planète avec des radio-isotopes et éventuellement avoir un impact sur la biosphère. [29] Les rayons gamma émis par une supernova réagissent avec l'azote dans l'atmosphère, produisant des oxydes nitreux. Ces molécules provoquent un appauvrissement de la couche d'ozone qui protège la surface des rayons ultraviolets (UV) du Soleil. Une augmentation du rayonnement UV-B de seulement 10 à 30% est suffisante pour provoquer un impact significatif sur la vie, en particulier sur le phytoplancton qui forme la base de la chaîne alimentaire océanique. Une explosion de supernova à une distance de 26 années-lumière réduira de moitié la densité de la colonne d'ozone. En moyenne, une explosion de supernova se produit dans les 32 années-lumière une fois tous les quelques centaines de millions d'années, entraînant un appauvrissement de la couche d'ozone pendant plusieurs siècles. [30] Au cours des deux prochains milliards d'années, il y aura environ 20 explosions de supernova et un sursaut de rayons gamma qui auront un impact significatif sur la biosphère de la planète. [31]

L'effet incrémentiel des perturbations gravitationnelles entre les planètes fait que le système solaire interne dans son ensemble se comporte de manière chaotique sur de longues périodes. Cela n'affecte pas de manière significative la stabilité du système solaire sur des intervalles de quelques millions d'années ou moins, mais sur des milliards d'années, les orbites des planètes deviennent imprévisibles. Les simulations informatiques de l'évolution du système solaire au cours des cinq prochains milliards d'années suggèrent qu'il existe une faible probabilité (moins de 1 %) qu'une collision puisse se produire entre la Terre et Mercure, Vénus ou Mars. [32] [33] Pendant le même intervalle, les chances que la Terre soit dispersée hors du système solaire par une étoile qui passe sont de l'ordre de 1 sur 100 000 (0,001%). Dans un tel scénario, les océans se solidifieraient en quelques millions d'années, ne laissant que quelques poches d'eau liquide à environ 14 km (8,7 mi) sous terre. Il y a une faible chance que la Terre soit plutôt capturée par un système d'étoiles binaires, permettant à la biosphère de la planète de rester intacte. Les chances que cela se produise sont d'environ 1 sur 3 millions. [34]

Les perturbations gravitationnelles des autres planètes du système solaire se combinent pour modifier l'orbite de la Terre et l'orientation de son axe de rotation. Ces changements peuvent influencer le climat planétaire. [10] [35] [36] [37] Malgré de telles interactions, des simulations très précises montrent que dans l'ensemble, l'orbite de la Terre est susceptible de rester dynamiquement stable pendant des milliards d'années dans le futur. Dans les 1 600 simulations, le demi-grand axe, l'excentricité et l'inclinaison de la planète sont restés presque constants. [38]

Glaciation Modifier

Historiquement, il y a eu des périodes glaciaires cycliques au cours desquelles les couches glaciaires recouvraient périodiquement les latitudes plus élevées des continents. Des périodes glaciaires peuvent survenir en raison de changements dans la circulation océanique et la continentalité induits par la tectonique des plaques. [39] La théorie de Milankovitch prédit que les périodes glaciaires se produisent pendant les périodes glaciaires en raison de facteurs astronomiques en combinaison avec des mécanismes de rétroaction climatique. Les principaux moteurs astronomiques sont une excentricité orbitale supérieure à la normale, une faible inclinaison axiale (ou obliquité) et l'alignement du solstice d'été avec l'aphélie. [10] Chacun de ces effets se produit de manière cyclique. Par exemple, l'excentricité change au cours de cycles de temps d'environ 100 000 et 400 000 ans, avec une valeur allant de moins de 0,01 à 0,05. [40] [41] Cela équivaut à un changement de l'axe semi-mineur de l'orbite de la planète de 99,95 % de l'axe semi-majeur à 99,88 %, respectivement. [42]

La Terre traverse une période glaciaire connue sous le nom de glaciation quaternaire et se trouve actuellement dans la période interglaciaire holocène. Cette période devrait normalement se terminer dans environ 25 000 ans. [37] Cependant, le taux accru de dioxyde de carbone libéré dans l'atmosphère par les humains peut retarder le début de la prochaine période glaciaire jusqu'à au moins 50 000 à 130 000 ans. D'un autre côté, une période de réchauffement planétaire de durée limitée (basée sur l'hypothèse que l'utilisation de combustibles fossiles cessera d'ici l'an 2200) n'aura probablement un impact sur la période glaciaire que pendant environ 5 000 ans. Ainsi, une brève période de réchauffement climatique induit par quelques siècles d'émissions de gaz à effet de serre n'aurait qu'un impact limité à long terme. [dix]

Obliquité Modifier

L'accélération des marées de la Lune ralentit la vitesse de rotation de la Terre et augmente la distance Terre-Lune. Les effets de friction—entre le noyau et le manteau et entre l'atmosphère et la surface—peuvent dissiper l'énergie de rotation de la Terre. Ces effets combinés devraient augmenter la durée du jour de plus d'une heure et demie au cours des 250 millions d'années à venir et augmenter l'obliquité d'environ un demi-degré. La distance à la Lune augmentera d'environ 1,5 rayon terrestre au cours de la même période. [43]

Sur la base de modèles informatiques, la présence de la Lune semble stabiliser l'obliquité de la Terre, ce qui peut aider la planète à éviter des changements climatiques dramatiques. [44] Cette stabilité est obtenue parce que la Lune augmente le taux de précession de l'axe de rotation de la Terre, évitant ainsi les résonances entre la précession de la rotation et la précession du plan orbital de la planète (c'est-à-dire le mouvement de précession de l'écliptique). [45] Cependant, à mesure que le demi-grand axe de l'orbite de la Lune continue d'augmenter, cet effet stabilisateur diminuera. À un certain point, les effets de perturbation provoqueront probablement des variations chaotiques de l'obliquité de la Terre, et l'inclinaison axiale peut changer selon des angles aussi élevés que 90° par rapport au plan de l'orbite. Cela devrait se produire entre 1,5 et 4,5 milliards d'années. [11]

Une obliquité élevée entraînerait probablement des changements spectaculaires du climat et pourrait détruire l'habitabilité de la planète. [36] Lorsque l'inclinaison axiale de la Terre dépasse 54°, l'ensoleillement annuel à l'équateur est inférieur à celui des pôles. La planète pourrait rester à une obliquité de 60° à 90° pendant des périodes allant jusqu'à 10 millions d'années. [46]

Les événements basés sur la tectonique continueront de se produire dans le futur et la surface sera régulièrement remodelée par le soulèvement tectonique, les extrusions et l'érosion. On peut s'attendre à ce que le mont Vésuve entre en éruption environ 40 fois au cours des 1 000 prochaines années. Au cours de la même période, environ cinq à sept séismes de magnitude 8 ou plus devraient se produire le long de la faille de San Andreas, tandis qu'environ 50 événements de magnitude 9 peuvent être attendus dans le monde. Le Mauna Loa devrait connaître environ 200 éruptions au cours des 1 000 prochaines années, et le Old Faithful Geyser cessera probablement de fonctionner. Les chutes du Niagara continueront de se retirer en amont, atteignant Buffalo dans environ 30 000 à 50 000 ans. [9]

Dans 10 000 ans, le rebond post-glaciaire de la mer Baltique aura réduit la profondeur d'environ 90 m (300 pi). La baie d'Hudson diminuera en profondeur de 100 m au cours de la même période. [33] Après 100 000 ans, l'île d'Hawaï se sera déplacée d'environ 9 km (5,6 mi) vers le nord-ouest. La planète pourrait entrer dans une autre période glaciaire à ce moment-là. [9]

Dérive des continents Modifier

La théorie de la tectonique des plaques démontre que les continents de la Terre se déplacent à la surface au rythme de quelques centimètres par an. Cela devrait continuer, provoquant le déplacement et la collision des plaques. La dérive des continents est facilitée par deux facteurs : l'énergie générée au sein de la planète et la présence d'une hydrosphère. Avec la perte de l'un ou de l'autre, la dérive des continents s'arrêtera. [47] La ​​production de chaleur par des processus radiogéniques est suffisante pour maintenir la convection du manteau et la subduction des plaques pendant au moins 1,1 milliard d'années. [48]

À l'heure actuelle, les continents d'Amérique du Nord et du Sud se déplacent vers l'ouest depuis l'Afrique et l'Europe. Les chercheurs ont produit plusieurs scénarios sur la façon dont cela va continuer à l'avenir. [49] Ces modèles géodynamiques se distinguent par le flux de subduction, par lequel la croûte océanique se déplace sous un continent. Dans le modèle d'introversion, le plus jeune, intérieur, de l'océan Atlantique devient préférentiellement subduit et la migration actuelle de l'Amérique du Nord et du Sud est inversée. Dans le modèle d'extraversion, l'océan Pacifique extérieur, plus ancien, reste préférentiellement subduit et l'Amérique du Nord et du Sud migrent vers l'Asie orientale. [50] [51]

Au fur et à mesure que la compréhension de la géodynamique s'améliore, ces modèles seront sujets à révision. En 2008, par exemple, une simulation informatique a été utilisée pour prédire qu'une réorganisation de la convection du manteau se produira au cours des 100 prochains millions d'années, créant un nouveau supercontinent composé de l'Afrique, de l'Eurasie, de l'Australie, de l'Antarctique et de l'Amérique du Sud pour se former autour de l'Antarctique. [52]

Quel que soit le résultat de la migration continentale, le processus de subduction continue entraîne le transport de l'eau vers le manteau. Après un milliard d'années à partir de maintenant, un modèle géophysique donne une estimation que 27% de la masse océanique actuelle aura été subduite. Si ce processus devait se poursuivre sans modification dans le futur, la subduction et la libération atteindraient un équilibre après que 65% de la masse océanique actuelle ait été subduite. [53]

Introversion Modifier

Christopher Scotese et ses collègues ont cartographié les mouvements prévus plusieurs centaines de millions d'années dans le futur dans le cadre du projet Paleomap. [49] Dans leur scénario, dans 50 millions d'années, la mer Méditerranée pourrait disparaître et la collision entre l'Europe et l'Afrique créera une longue chaîne de montagnes s'étendant jusqu'à l'emplacement actuel du golfe Persique. L'Australie fusionnera avec l'Indonésie et la Basse-Californie glissera vers le nord le long de la côte. De nouvelles zones de subduction peuvent apparaître au large des côtes orientales de l'Amérique du Nord et du Sud, et des chaînes de montagnes se formeront le long de ces côtes. La migration de l'Antarctique vers le nord entraînera la fonte de toutes ses calottes glaciaires. Ceci, ainsi que la fonte des calottes glaciaires du Groenland, augmentera le niveau moyen des océans de 90 m (300 pi). Les inondations intérieures des continents entraîneront des changements climatiques. [49]

Au fur et à mesure que ce scénario se poursuit, d'ici 100 millions d'années à partir de maintenant, l'expansion continentale aura atteint son étendue maximale et les continents commenceront alors à fusionner. Dans 250 millions d'années, l'Amérique du Nord entrera en collision avec l'Afrique. L'Amérique du Sud entourera la pointe sud de l'Afrique. Le résultat sera la formation d'un nouveau supercontinent (parfois appelé Pangea Ultima), avec l'océan Pacifique s'étendant sur la moitié de la planète. L'Antarctique changera de direction et retournera au pôle Sud, créant une nouvelle calotte glaciaire. [54]

Extraversion Modifier

Le premier scientifique à extrapoler les mouvements actuels des continents était le géologue canadien Paul F. Hoffman de l'Université Harvard. En 1992, Hoffman a prédit que les continents d'Amérique du Nord et du Sud continueraient de progresser à travers l'océan Pacifique, pivotant autour de la Sibérie jusqu'à ce qu'ils commencent à fusionner avec l'Asie. Il a surnommé le supercontinent résultant, Amasia. [55] [56] Plus tard, dans les années 1990, Roy Livermore a calculé un scénario similaire. Il a prédit que l'Antarctique commencerait à migrer vers le nord, et que l'Afrique de l'Est et Madagascar traverseraient l'océan Indien pour entrer en collision avec l'Asie. [57]

Dans un modèle d'extraversion, la fermeture de l'océan Pacifique serait complète dans environ 350 millions d'années. [58] Cela marque l'achèvement du cycle supercontinental actuel, dans lequel les continents se séparent puis se rejoignent environ tous les 400 à 500 millions d'années. [59] Une fois le supercontinent construit, la tectonique des plaques peut entrer dans une période d'inactivité car le taux de subduction chute d'un ordre de grandeur. Cette période de stabilité pourrait entraîner une augmentation de la température du manteau de 30 à 100 °C (54 à 180 °F) tous les 100 millions d'années, ce qui est la durée de vie minimale des supercontinents passés. En conséquence, l'activité volcanique peut augmenter. [51] [58]

Supercontinent Modifier

La formation d'un supercontinent peut considérablement affecter l'environnement. La collision des plaques entraînera la formation de montagnes, modifiant ainsi les conditions météorologiques. Le niveau de la mer peut baisser en raison d'une glaciation accrue. [60] Le taux d'altération de la surface peut augmenter, augmentant le taux d'enfouissement de la matière organique. Les supercontinents peuvent provoquer une baisse des températures mondiales et une augmentation de l'oxygène atmosphérique. Ceci, à son tour, peut affecter le climat, abaissant davantage les températures. Tous ces changements peuvent entraîner une évolution biologique plus rapide à mesure que de nouvelles niches émergent. [61]

La formation d'un supercontinent isole le manteau. Le flux de chaleur sera concentré, entraînant un volcanisme et l'inondation de vastes zones de basalte. Des failles se formeront et le supercontinent se divisera à nouveau. [62] La planète peut alors connaître une période de réchauffement comme cela s'est produit pendant la période du Crétacé, [61] qui a marqué l'éclatement du précédent supercontinent Pangée.

Solidification du noyau externe Modifier

La région du noyau riche en fer de la Terre est divisée en un noyau interne solide de 1 220 km (760 mi) de rayon et un noyau externe liquide de 3 480 km (2 160 mi) de rayon. [63] La rotation de la Terre crée des tourbillons de convection dans la région centrale externe qui la font fonctionner comme une dynamo. [64] Cela génère une magnétosphère autour de la Terre qui dévie les particules du vent solaire, ce qui empêche l'érosion significative de l'atmosphère de la pulvérisation. Lorsque la chaleur du noyau est transférée vers l'extérieur vers le manteau, la tendance nette est que la limite interne de la région du noyau externe liquide se fige, libérant ainsi de l'énergie thermique et provoquant la croissance du noyau interne solide. [65] Ce processus de cristallisation du fer est en cours depuis environ un milliard d'années. À l'ère moderne, le rayon du noyau interne augmente à un taux moyen d'environ 0,5 mm (0,02 in) par an, aux dépens du noyau externe. [66] Presque toute l'énergie nécessaire pour alimenter la dynamo est fournie par ce processus de formation du noyau interne. [67]

On peut s'attendre à ce que la croissance du noyau interne consomme la majeure partie du noyau externe d'ici 3 à 4 milliards d'années, ce qui donnera un noyau presque solide composé de fer et d'autres éléments lourds. L'enveloppe liquide survivante sera principalement constituée d'éléments plus légers qui subiront moins de mélange. [68] Alternativement, si à un moment donné la tectonique des plaques prend fin, l'intérieur se refroidira moins efficacement, ce qui peut mettre fin à la croissance du noyau interne. Dans les deux cas, cela peut entraîner la perte de la dynamo magnétique. Sans une dynamo fonctionnelle, le champ magnétique de la Terre se désintégrera dans une période géologiquement courte d'environ 10 000 ans. [69] La perte de la magnétosphère entraînera une augmentation de l'érosion des éléments légers, en particulier de l'hydrogène, de l'atmosphère extérieure de la Terre vers l'espace, entraînant des conditions moins favorables à la vie. [70]

La production d'énergie du Soleil est basée sur la fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium. Cela se produit dans la région centrale de l'étoile en utilisant le processus de réaction en chaîne proton-proton. Parce qu'il n'y a pas de convection dans le noyau solaire, la concentration d'hélium s'accumule dans cette région sans être distribuée dans toute l'étoile. La température au cœur du Soleil est trop basse pour la fusion nucléaire des atomes d'hélium par le processus triple-alpha, de sorte que ces atomes ne contribuent pas à la génération d'énergie nette nécessaire pour maintenir l'équilibre hydrostatique du Soleil. [71]

À l'heure actuelle, près de la moitié de l'hydrogène du cœur a été consommé, le reste des atomes étant principalement constitué d'hélium. À mesure que le nombre d'atomes d'hydrogène par unité de masse diminue, leur production d'énergie fournie par la fusion nucléaire diminue également. Cela entraîne une diminution du support de pression, ce qui provoque la contraction du noyau jusqu'à ce que l'augmentation de la densité et de la température amène la pression du noyau à l'équilibre avec les couches au-dessus. La température plus élevée provoque une fusion plus rapide de l'hydrogène restant, générant ainsi l'énergie nécessaire pour maintenir l'équilibre. [71]

Le résultat de ce processus a été une augmentation constante de la production d'énergie du Soleil. Lorsque le Soleil est devenu une étoile de la séquence principale, il n'a rayonné que 70 % de la luminosité actuelle. La luminosité a augmenté de manière presque linéaire jusqu'à aujourd'hui, augmentant de 1 % tous les 110 millions d'années. [16] De même, dans trois milliards d'années, le Soleil devrait être 33 % plus lumineux. L'hydrogène combustible au cœur sera enfin épuisé dans cinq milliards d'années lorsque le Soleil sera 67 % plus lumineux qu'actuellement. Par la suite, le Soleil continuera à brûler de l'hydrogène dans une enveloppe entourant son noyau jusqu'à ce que la luminosité atteigne 121% au-dessus de la valeur actuelle. Cela marque la fin de la durée de vie de la séquence principale du Soleil, et par la suite, il passera par le stade de sous-géante et évoluera en une géante rouge. [1]

À ce moment-là, la collision des galaxies de la Voie lactée et d'Andromède devrait être en cours. Bien que cela puisse entraîner l'éjection du système solaire de la galaxie nouvellement combinée, il est peu probable que cela ait un effet néfaste sur le Soleil ou ses planètes. [73] [74]

Impact climatique Modifier

Le taux d'altération des minéraux silicatés augmentera à mesure que la hausse des températures accélérera les processus chimiques. Cela réduira à son tour le niveau de dioxyde de carbone dans l'atmosphère, car les réactions avec les minéraux de silicate convertissent le dioxyde de carbone gazeux en carbonates solides.Dans les prochains 600 millions d'années à partir de maintenant, la concentration de dioxyde de carbone tombera en dessous du seuil critique nécessaire pour maintenir C3 photosynthèse : environ 50 parties par million. À ce stade, les arbres et les forêts sous leurs formes actuelles ne pourront plus survivre. [75] Ce déclin de la vie végétale est susceptible d'être un déclin à long terme plutôt qu'une chute brutale. Ce groupe de plantes mourra probablement un par un bien avant que le niveau de 50 parties par million ne soit atteint. Les premières plantes à disparaître seront les herbacées C3, suivies des forêts de feuillus, des forêts de feuillus persistants et enfin des conifères persistants. [76] Cependant, C4 la fixation du carbone peut se poursuivre à des concentrations beaucoup plus faibles, jusqu'à plus de 10 parties par million. Ainsi les plantes utilisant C4 la photosynthèse peut être capable de survivre pendant au moins 0,8 milliard d'années et peut-être jusqu'à 1,2 milliard d'années à partir de maintenant, après quoi la hausse des températures rendra la biosphère insoutenable. [77] [78] [79] Actuellement, C4 les plantes représentent environ 5% de la biomasse végétale de la Terre et 1% de ses espèces végétales connues. [80] Par exemple, environ 50 % de toutes les espèces de graminées (Poaceae) utilisent le C4 voie photosynthétique, [81] comme le font de nombreuses espèces de la famille herbacée des Amaranthaceae. [82]

Lorsque les niveaux de dioxyde de carbone tombent à la limite où la photosynthèse est à peine soutenable, la proportion de dioxyde de carbone dans l'atmosphère devrait osciller de haut en bas. Cela permettra à la végétation terrestre de s'épanouir chaque fois que le niveau de dioxyde de carbone augmentera en raison de l'activité tectonique et de la respiration de la vie animale. Cependant, la tendance à long terme est que la vie végétale sur terre s'éteigne complètement, car la plupart du carbone restant dans l'atmosphère est séquestré dans la Terre. [83] Certains microbes sont capables de photosynthèse à des concentrations de dioxyde de carbone aussi faibles que 1 partie par million, de sorte que ces formes de vie ne disparaîtraient probablement qu'en raison de la hausse des températures et de la perte de la biosphère. [77]

Les plantes - et, par extension, les animaux - pourraient survivre plus longtemps en élaborant d'autres stratégies telles que nécessiter moins de dioxyde de carbone pour les processus photosynthétiques, devenir carnivores, s'adapter à la dessiccation ou s'associer à des champignons. Ces adaptations sont susceptibles d'apparaître vers le début de la serre humide (voir plus loin). [76]

La perte de la vie végétale supérieure entraînera également la perte éventuelle d'oxygène ainsi que d'ozone en raison de la respiration des animaux, des réactions chimiques dans l'atmosphère, des éruptions volcaniques et des personnes. Cela se traduira par moins d'atténuation des UV endommageant l'ADN, [76] ainsi que par la mort d'animaux. Les premiers animaux à disparaître seraient les grands mammifères, suivis des petits mammifères, des oiseaux, des amphibiens et des gros poissons, des reptiles et des petits poissons, et enfin les invertébrés. Avant que cela ne se produise, on s'attend à ce que la vie se concentre dans des refuges à plus basse température, tels que des altitudes élevées, où moins de surface terrestre est disponible, limitant ainsi la taille des populations. Les petits animaux survivraient mieux que les plus gros en raison de leurs besoins moindres en oxygène, tandis que les oiseaux s'en tireraient mieux que les mammifères grâce à leur capacité à parcourir de grandes distances à la recherche de températures plus fraîches. Sur la base de la demi-vie de l'oxygène dans l'atmosphère, la vie animale durerait au plus 100 millions d'années après la disparition des plantes supérieures. [12] Cependant, la vie animale peut durer beaucoup plus longtemps puisque plus de 50% de l'oxygène est actuellement produit par le phytoplancton.

Dans leur travail La vie et la mort de la planète Terre, les auteurs Peter D. Ward et Donald Brownlee ont soutenu qu'une certaine forme de vie animale peut continuer même après la disparition de la majeure partie de la vie végétale de la Terre. Ward et Brownlee utilisent des preuves fossiles des schistes de Burgess en Colombie-Britannique, au Canada, pour déterminer le climat de l'explosion cambrienne, et l'utiliser pour prédire le climat du futur lorsque la hausse des températures mondiales causée par le réchauffement du soleil et la baisse des niveaux d'oxygène entraînent l'extinction définitive de la vie animale. Initialement, ils s'attendent à ce que certains insectes, lézards, oiseaux et petits mammifères puissent persister, ainsi que la vie marine. Cependant, sans reconstitution d'oxygène par la vie végétale, ils pensent que les animaux mourraient probablement d'asphyxie dans quelques millions d'années. Même s'il restait suffisamment d'oxygène dans l'atmosphère grâce à la persistance d'une forme de photosynthèse, l'augmentation constante de la température mondiale entraînerait une perte progressive de la biodiversité. [83]

Alors que les températures continuent d'augmenter, la dernière vie animale sera repoussée vers les pôles, et peut-être sous terre. Ils deviendraient principalement actifs pendant la nuit polaire, estivant pendant la journée polaire en raison de la chaleur intense. Une grande partie de la surface deviendrait un désert aride et la vie se trouverait principalement dans les océans. [83] Cependant, en raison d'une diminution de la quantité de matière organique entrant dans les océans depuis la terre ainsi que d'une diminution de l'oxygène dissous, [76] la vie marine disparaîtrait également en suivant un chemin similaire à celui de la surface de la Terre. Ce processus commencerait par la perte d'espèces d'eau douce et se terminerait par les invertébrés, [12] en particulier ceux qui ne dépendent pas de plantes vivantes comme les termites ou ceux à proximité de sources hydrothermales comme les vers du genre Riftia. [76] À la suite de ces processus, les formes de vie multicellulaires peuvent être éteintes dans environ 800 millions d'années et les eucaryotes dans 1,3 milliard d'années, ne laissant que les procaryotes. [84]

Perte des océans Modifier

Dans un milliard d'années, environ 27% de l'océan moderne aura été subduit dans le manteau. Si ce processus se poursuivait sans interruption, il atteindrait un état d'équilibre où 65% du réservoir de surface actuel resterait à la surface. [53] Une fois que la luminosité solaire est supérieure de 10 % à sa valeur actuelle, la température moyenne de surface mondiale s'élèvera à 320 K (47 °C 116 °F). L'atmosphère deviendra une « serre humide » entraînant une évaporation galopante des océans. [85] [86] À ce stade, les modèles de l'environnement futur de la Terre démontrent que la stratosphère contiendrait des niveaux croissants d'eau. Ces molécules d'eau seront décomposées par photodissociation par les UV solaires, permettant à l'hydrogène de s'échapper de l'atmosphère. Le résultat net serait une perte d'eau de mer mondiale d'environ 1,1 milliard d'années à partir de maintenant. [87] [88]

Il y aura deux variantes de ce futur réchauffement en retour : la « serre humide » où la vapeur d'eau domine la troposphère tandis que la vapeur d'eau commence à s'accumuler dans la stratosphère (si les océans s'évaporent très rapidement), et la « serre emballante » où la vapeur d'eau devient une composante dominante de l'atmosphère (si les océans s'évaporent trop lentement). Dans cette ère sans océan, il continuera d'y avoir des réservoirs de surface car l'eau est régulièrement libérée de la croûte profonde et du manteau, [53] où l'on estime qu'il y a une quantité d'eau équivalente à plusieurs fois celle actuellement présente dans le océans. [89] De l'eau peut être retenue aux pôles et il peut y avoir des orages occasionnels, mais pour la plupart, la planète serait un désert avec de grands champs de dunes couvrant son équateur, et quelques marais salants sur ce qui était autrefois le fond de l'océan, similaires à celles du désert d'Atacama au Chili. [13]

Sans eau pour servir de lubrifiant, la tectonique des plaques s'arrêterait très probablement et les signes les plus visibles d'activité géologique seraient des volcans boucliers situés au-dessus des points chauds du manteau. [86] [76] Dans ces conditions arides, la planète peut conserver une certaine vie microbienne et peut-être même multicellulaire. [86] La plupart de ces microbes seront halophiles et la vie pourrait trouver refuge dans l'atmosphère comme cela a été proposé sur Vénus. [76] Cependant, les conditions de plus en plus extrêmes conduiront probablement à l'extinction des procaryotes entre 1,6 milliard d'années [84] et 2,8 milliards d'années, les derniers d'entre eux vivant dans des mares résiduelles d'eau à hautes latitudes et hauteurs ou dans cavernes avec de la glace emprisonnée. Cependant, la vie souterraine pourrait durer plus longtemps. [12] Ce qui se passe après cela dépend du niveau d'activité tectonique. Une libération constante de dioxyde de carbone par éruption volcanique pourrait faire entrer l'atmosphère dans un état de "super serre" comme celui de la planète Vénus. Mais, comme indiqué ci-dessus, sans eau de surface, la tectonique des plaques s'arrêterait probablement et la plupart des carbonates resteraient solidement enfouis [13] jusqu'à ce que le Soleil devienne une géante rouge et que sa luminosité accrue chauffe la roche au point de libérer le gaz carbonique. [89]

La perte des océans pourrait être retardée jusqu'à 2 milliards d'années dans le futur si la pression atmosphérique diminuait. Une pression atmosphérique plus basse réduirait l'effet de serre, abaissant ainsi la température de surface. Cela pourrait se produire si des processus naturels éliminaient l'azote de l'atmosphère. Des études sur les sédiments organiques ont montré qu'au moins 100 kilopascals (0,99 atm) d'azote ont été retirés de l'atmosphère au cours des quatre derniers milliards d'années, suffisamment pour doubler efficacement la pression atmosphérique actuelle s'il devait être libéré. Ce taux d'élimination serait suffisant pour contrer les effets de l'augmentation de la luminosité solaire pour les deux prochains milliards d'années. [90]

D'ici 2,8 milliards d'années, la température de surface de la Terre aura atteint 422 K (149 °C 300 °F), même aux pôles. À ce stade, toute durée de vie restante sera éteinte en raison de conditions extrêmes. Ce qui se passe au-delà dépend de la quantité d'eau qui reste à la surface. Si toute l'eau sur Terre s'est déjà évaporée à ce stade (via la « serre humide » à

1 Gyr à partir de maintenant), la planète restera dans les mêmes conditions avec une augmentation constante de la température de surface jusqu'à ce que le Soleil devienne une géante rouge. [86] Si ce n'est pas le cas et qu'il reste encore des poches d'eau et qu'elle s'évapore trop lentement, dans environ 3 à 4 milliards d'années, une fois que la quantité de vapeur d'eau dans la basse atmosphère atteindra 40 % et que la luminosité du Soleil atteint 35 à 40 % de plus que sa valeur actuelle [87], un effet de « serre incontrôlable » s'ensuivra, provoquant un réchauffement de l'atmosphère et augmentant la température de surface à environ 1 600 K (1 330 °C 2 420 °F). C'est suffisant pour faire fondre la surface de la planète. [88] [86] Cependant, la majeure partie de l'atmosphère sera retenue jusqu'à ce que le Soleil soit entré dans le stade de la géante rouge. [91]

Avec l'extinction de la vie, dans 2,8 milliards d'années, on s'attend également à ce que les biosignatures de la Terre disparaissent, pour être remplacées par des signatures causées par des processus non biologiques. [76]

Scène géante rouge Modifier

Une fois que le Soleil passe de la combustion d'hydrogène dans son noyau à la combustion d'hydrogène dans une coque autour de son noyau, le noyau commencera à se contracter et l'enveloppe extérieure se dilatera. La luminosité totale augmentera régulièrement au cours des milliards d'années suivants jusqu'à atteindre 2 730 fois la luminosité actuelle du Soleil à l'âge de 12,167 milliards d'années. La majeure partie de l'atmosphère terrestre sera perdue dans l'espace et sa surface sera constituée d'un océan de lave avec des continents flottants de métaux et d'oxydes métalliques ainsi que d'icebergs de matériaux réfractaires, sa température de surface atteignant plus de 2 400 K (2 130 °C 3 860 °F ). [92] Le Soleil connaîtra une perte de masse plus rapide, avec environ 33% de sa masse totale perdue avec le vent solaire. La perte de masse signifie que les orbites des planètes vont s'étendre. La distance orbitale de la Terre augmentera jusqu'à au plus 150 % de sa valeur actuelle. [16]

La partie la plus rapide de l'expansion du Soleil en géante rouge se produira pendant les étapes finales lorsque le Soleil aura environ 12 milliards d'années. Il est susceptible de s'étendre pour avaler à la fois Mercure et Vénus, atteignant un rayon maximum de 1,2 UA (180 000 000 km). La Terre interagira par marée avec l'atmosphère extérieure du Soleil, ce qui servirait à diminuer le rayon orbital de la Terre. La traînée de la chromosphère du Soleil réduirait également l'orbite de la Terre. Ces effets agiront pour contrebalancer l'effet de la perte de masse du Soleil, et la Terre sera très probablement engloutie par le Soleil, dans environ 7,59 milliards d'années. [16]

La traînée de l'atmosphère solaire peut provoquer la désintégration de l'orbite de la Lune. Une fois que l'orbite de la Lune se fermera à une distance de 18 470 km (11 480 mi), elle franchira la limite de Roche de la Terre. Cela signifie que l'interaction des marées avec la Terre briserait la Lune, la transformant en un système d'anneaux. La majeure partie de l'anneau en orbite commencera alors à se désintégrer et les débris auront un impact sur la Terre. Par conséquent, même si la Terre n'est pas engloutie par le Soleil, la planète peut rester sans lune. [93] L'ablation et la vaporisation causées par sa chute sur une trajectoire décroissante vers le Soleil peuvent enlever le manteau de la Terre, ne laissant que son noyau, qui sera finalement détruit après au plus 200 ans. [94] [95] Suite à cet événement, le seul héritage de la Terre sera une très légère augmentation (0,01 %) de la métallicité solaire. [96] : IIC

Au-delà et destin ultime Modifier

Après avoir fusionné l'hélium dans son noyau en carbone, le Soleil recommencera à s'effondrer, évoluant en une étoile naine blanche compacte après avoir éjecté son atmosphère extérieure en tant que nébuleuse planétaire. La masse finale prédite est de 54,1% de la valeur actuelle, composée très probablement principalement de carbone et d'oxygène. [1]

Actuellement, la Lune s'éloigne de la Terre au rythme de 4 cm (1,6 pouces) par an. Dans 50 milliards d'années, si la Terre et la Lune ne sont pas englouties par le Soleil, elles se retrouveront bloquées dans une orbite plus grande et stable, chacune ne montrant qu'une face à l'autre. [97] [98] [99] Par la suite, l'action de marée du Soleil extraira le moment angulaire du système, provoquant la désintégration de l'orbite de la Lune et l'accélération de la rotation de la Terre. [100] Dans environ 65 milliards d'années, on estime que la Lune pourrait finir par entrer en collision avec la Terre, en raison de l'énergie restante du système Terre-Lune étant sapée par le Soleil restant, provoquant un mouvement lent de la Lune vers l'intérieur. Terre. [101]

Sur une échelle de temps de 10 19 (10 quintillions) d'années, les planètes restantes du système solaire seront éjectées du système par une relaxation violente. Si la Terre n'est pas détruite par le Soleil géant rouge en expansion et que la Terre n'est pas éjectée du système solaire par une relaxation violente, le destin ultime de la planète sera qu'elle entre en collision avec le Soleil nain noir en raison de la désintégration de son orbite par gravitation. rayonnement, en 10 20 (Short Scale : 100 quintillions, Long Scale : 100 trillions) ans. [102]


Contenu

Des incertitudes subsistent quant à la composition et à l'ordre de la liste, en particulier lors de la dérivation de divers paramètres utilisés dans les calculs, tels que la luminosité stellaire et la température effective. Souvent, les rayons stellaires ne peuvent être exprimés qu'en moyenne ou se situer dans une large plage de valeurs. Les valeurs des rayons stellaires varient considérablement selon les sources et les méthodes d'observation.

Toutes les tailles indiquées sur ce dernier comportent diverses inexactitudes et toutes peuvent être contestées. Cette liste est encore un travail en cours et divers paramètres sont extrêmement contestés.

Divers problèmes existent pour déterminer les rayons précis des plus grandes étoiles, qui, dans de nombreux cas, présentent des erreurs importantes. Les listes suivantes sont généralement basées sur diverses considérations ou hypothèses, notamment :


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