Lorsque le Soleil deviendra une naine blanche, des perturbations ou des éjections des planètes restantes seront possibles au fil des éons
Système solaire après la phase de géante rouge
Dans environ ~5 milliards d'années, notre Soleil continuera la synthèse de l'hydrogène dans son noyau (séquence principale). Cependant, une fois ce carburant épuisé, il passera par les phases de géante rouge et de branche asymptotique des géantes, perdra une grande partie de sa masse et finira par devenir une naine blanche. Lors de ces stades tardifs, les orbites des planètes – en particulier celles des géantes externes – peuvent changer en raison de la perte de masse, des forces de marée gravitationnelles ou, si elles sont suffisamment proches, de la résistance du vent stellaire. Les planètes internes (Mercure, Vénus, probablement aussi la Terre) seront vraisemblablement englouties, mais les autres pourraient survivre sur des orbites modifiées. Sur des époques très longues (des dizaines de milliards d'années), d'autres facteurs, tels que des étoiles passant à proximité ou des marées galactiques, réarrangeront ou dissoudront encore davantage ce système. Nous détaillons ci-dessous chaque phase et ses conséquences possibles.
2. Facteurs principaux de la dynamique tardive du système solaire
2.1 Perte de masse solaire durant les phases de géante rouge et AGB
Pendant la phase de géante rouge et la phase AGB (branche asymptotique des géantes), la partie externe du Soleil s'étend et est lentement perdue par des vents stellaires ou des éjections pulsatoires fortes. On estime qu'à la fin de l'AGB, le Soleil pourrait avoir perdu ~20–30 % de sa masse :
- Luminosité et rayon : La luminosité solaire augmente jusqu'à des milliers de fois la valeur actuelle, le rayon peut atteindre ~1 UA ou plus durant la phase de géante rouge.
- Vitesse de perte de masse : Sur plusieurs centaines de millions d'années, des vents puissants éliminent progressivement les couches supérieures, formant finalement une nébuleuse planétaire.
- Effet sur les orbites : La masse réduite de l'étoile affaiblit son attraction gravitationnelle, donc les orbites des planètes restantes s'élargissent, selon la relation simple à deux corps où a ∝ 1/M☉. Autrement dit, si la masse solaire diminue à 70–80 %, les demi-grands axes des planètes peuvent croître proportionnellement [1,2].
2.2 Engloutissement des planètes internes
Mercure et Vénus seront presque certainement englouties par l'enveloppe externe gonflée du Soleil. La Terre se trouve à la limite – certains modèles suggèrent que la perte de masse pourrait suffisamment élargir son orbite pour éviter une immersion complète, mais les forces de marée pourraient néanmoins la détruire. À la fin de la phase AGB, seules les planètes externes (à partir de Mars) ainsi que les corps nains et petits pourraient subsister, bien que sur des orbites modifiées.
2.3 Formation de la naine blanche
À la fin de l'AGB, le Soleil éjecte ses couches externes sur des dizaines de milliers d'années, formant une nébuleuse planétaire. Il reste un noyau de naine blanche (~0,5–0,6 masse solaire), la fusion ne se produit plus ; il ne fait que rayonner de l'énergie thermique et se refroidit sur des milliards voire des trillions d'années. La masse réduite signifie que les planètes restantes ont des orbites élargies ou modifiées, ce qui détermine la dynamique à long terme dans le nouveau rapport masse étoile–planète.
3. Destin des planètes extérieures – Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune
3.1 Expansion des orbites
Pendant la phase de perte de masse de la géante rouge et de l'AGB, les orbites de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune s'élargiront adiabatiquement en raison de la diminution de la masse solaire. Approximativement, le demi-grand axe final af peut être estimé si la durée de la perte de masse est longue par rapport à la période orbitale :
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Où M⊙,i est la masse initiale du Soleil, et M⊙,f – finale (~0,55–0,6 M☉). Les orbites peuvent s'élargir d'environ 1,3–1,4 fois si l'étoile perd ~20–30 % de sa masse. Par exemple, Jupiter, à environ 5,2 UA, pourrait s'éloigner jusqu'à ~7–8 UA, selon la masse finale. Une expansion similaire est attendue pour Saturne, Uranus et Neptune [3,4].
3.2 Stabilité à long terme
Une fois que le Soleil est devenu une naine blanche, le système planétaire pourrait subsister encore des milliards d'années, bien qu'étendu. Toutefois, à long terme, des facteurs déstabilisants peuvent apparaître :
- Perturbations mutuelles des planètes : Sur des gigannées (109 ans), des résonances ou phénomènes chaotiques peuvent s'accumuler.
- Passages d'étoiles : Le Soleil se déplace dans la Galaxie, donc des rapprochements d'étoiles proches (quelques milliers d'UA ou moins) peuvent perturber les orbites.
- Marées galactiques : Sur des échelles de dizaines ou centaines de milliards d'années, de faibles marées galactiques peuvent affecter les orbites extérieures.
Certains modèles indiquent que ~1010–1011 Au fil des années, les orbites des planètes géantes peuvent devenir suffisamment chaotiques, provoquant des éjections ou des collisions. Cependant, ce sont des échelles de temps longues, et le système peut rester au moins partiellement inchangé en l'absence de perturbations fortes. Finalement, la stabilité dépend aussi de l'environnement stellaire local.
3.3 Exemples de planètes pouvant subsister
Il est souvent mentionné que Jupiter (ayant la plus grande masse) et ses satellites peuvent subsister le plus longtemps, restant en orbite autour de la naine blanche. Saturne, Uranus et Neptune sont plus sensibles à l'éjection en raison des perturbations initiées par Jupiter. Cependant, ces processus de changement orbital peuvent durer de milliards à trillions d'années, de sorte qu'une partie de la structure du système solaire pourrait exister encore très longtemps durant la phase de refroidissement de la naine blanche.
4. Petits corps : astéroïdes, ceinture de Kuiper et nuage d'Oort
4.1 Astéroïdes de la ceinture intérieure
La plupart des corps du ceinture principale d'astéroïdes (2–4 UA) sont relativement proches du Soleil. La perte de masse et les résonances gravitationnelles pourraient déplacer leurs orbites vers l'extérieur. Bien que l'« enveloppe » de la géante rouge puisse s'étendre jusqu'à ~1–1,2 UA et ne couvre pas directement la ceinture principale, un vent stellaire ou une radiation renforcés pourraient provoquer une dispersion ou des collisions supplémentaires. Après la phase AGB, une partie des astéroïdes subsisterait, mais des résonances chaotiques avec les planètes extérieures en éjecteraient certains.
4.2 Ceinture de Kuiper, disque diffus
La ceinture de Kuiper (~30–50 UA) et le disque diffus (50–100+ UA) ne devraient probablement pas entrer en collision avec l'enveloppe physique de la géante rouge, mais ressentiraient une diminution de la masse stellaire, ce qui entraînerait une expansion proportionnelle des orbites. De plus, avec le changement d'orbite de Neptune, la distribution des TNO pourrait se réorganiser. Sur des milliards d'années, les passages d'étoiles peuvent disperser de nombreux TNO. Il en va de même pour le nuage d'Oort (jusqu'à ~100 000 UA) : il ressentira peu directement le gonflement gigantesque, mais sera très sensible aux passages d'étoiles et aux marées galactiques.
4.3 Contamination des naines blanches et impacts cométaires
En observant les naines blanches dans d'autres systèmes, on voit une « contamination métallique » dans l'atmosphère – des éléments lourds qui devraient couler mais persistent grâce à l'apport constant de débris astéroïdaux ou cométaires. De même, dans le cas de notre future naine blanche, il pourrait rester des astéroïdes/comètes qui s'approchent périodiquement de la limite de Roche, sont détruits et enrichissent l'atmosphère de la naine en métaux. Ce serait la dernière « transformation » du système solaire.
5. Échelles de temps de désintégration finale ou de survie
5.1 Refroidissement des naines blanches
Lorsque le Soleil deviendra une naine blanche (~7,5+ milliards d'années dans le futur), son rayon sera similaire à celui de la Terre, et sa masse d'environ 0,55–0,6 M☉. La température initiale est très élevée (~100 000+ K), décroissant lentement sur des dizaines/centaines de milliards d'années. Jusqu'à ce qu'elle devienne une « naine noire » (théoriquement, l'âge de l'Univers est encore insuffisant pour atteindre cette étape), les orbites planétaires peuvent rester stables ou être perturbées pendant ce temps.
5.2 Éjections et passages
Sur 1010–1011 Des passages stellaires aléatoires sur plusieurs milliers d'UA par an peuvent progressivement éjecter des planètes et petits corps dans l'espace interstellaire. Si le système solaire traversait un environnement plus dense ou un amas, le taux de désintégration serait encore plus élevé. Finalement, il pourrait ne rester qu'une naine blanche solitaire sans planètes survivantes ou avec un ou deux corps lointains restants.
6. Comparaison avec d'autres naines blanches
6.1 Naines blanches « contaminées »
Les astronomes détectent souvent des naines blanches avec des éléments lourds (par exemple, calcium, magnésium, fer) dans leur atmosphère, qui devraient rapidement couler mais persistent en raison de l'apport constant de petits corps (astéroïdes/comètes). Dans certains systèmes de naines blanches, on trouve des disques de poussière formés par la destruction d'astéroïdes. Ces données indiquent que des restes planétaires peuvent subsister pendant la phase de naine blanche, fournissant périodiquement de la matière.
6.2 Exoplanètes autour des naines blanches
Plusieurs candidats planétaires ont été détectés autour des naines blanches (par exemple, WD 1856+534 b), de grande taille comparable à Jupiter, en orbites très proches (~1,4 jours). On pense que ces planètes ont pu migrer vers l'intérieur après la perte de masse de l'étoile ou rester en place, résistant à l'expansion de l'étoile. Cela donne des indices sur la façon dont les planètes géantes du système solaire pourraient survivre ou changer après des processus similaires.
7. Signification et perspectives plus larges
7.1 Compréhension du cycle de vie des étoiles et de la structure planétaire
En étudiant l'évolution à long terme du système solaire, il est évident que la vie des étoiles et de leurs planètes se poursuit bien au-delà de la fin de la séquence principale. Le destin des planètes révèle des phénomènes communs – perte de masse, expansion des orbites, interaction de marée – caractéristiques des étoiles similaires au Soleil. Cela montre que des destins similaires peuvent arriver aux systèmes d'exoplanètes autour d'étoiles en évolution. Ainsi se termine le cycle de vie des étoiles et des planètes.
7.2 Habitabilité finale et évacuations possibles
Certaines hypothèses suggèrent que des civilisations avancées pourraient communiquer avec la « gestion de la masse stellaire » ou déplacer des planètes vers l'extérieur pour survivre après la fin des périodes stables de l'étoile. Réaliste, d'un point de vue cosmique, quitter la Terre (par exemple vers Titan, ou même au-delà du système solaire) pourrait être la seule voie pour l'humanité ou ses descendants futurs d'exister pendant des éons, car la transformation du Soleil est inévitable.
7.3 Vérification des observations futures
En analysant plus avant les naines blanches « polluées » et les exoplanètes éventuellement encore présentes autour d'elles, nous comprendrons de plus en plus précisément comment la vie des systèmes de type terrestre se termine définitivement. Parallèlement, l'amélioration de la modélisation solaire révèle l'étendue des couches de la géante rouge et la vitesse de la perte de masse. La collaboration entre astrophysique stellaire, mécanique orbitale et études d'exoplanètes développe des images de plus en plus détaillées de la façon dont les planètes atteignent leurs états finaux lorsque l'étoile meurt.
8. Conclusion
Sur une période plus longue (~5–8 milliards d'années), le Soleil, en passant par les phases de géante rouge et de branche asymptotique des géantes (AGB), subira une importante perte de masse et, probablement, engloutira Mercure, Vénus et peut-être la Terre. Les corps restants (planètes externes, objets plus petits) s'éloigneront à mesure que la masse de l'étoile diminuera. Finalement, ils orbiteront autour de la naine blanche. Pendant encore des milliards d'années, des passages d'étoiles aléatoires ou des interactions en résonance peuvent progressivement démanteler le système. Le Soleil – déjà un vestige froid et faible – ne rappellera guère la famille planétaire autrefois prospère.
Cette fin est caractéristique des étoiles d'environ 1 masse solaire, témoignant de la brièveté de la durée de l'habitabilité des planètes. Une meilleure compréhension de ces phases évolutives finales est apportée par des modèles numériques, des données d'observation de géantes rouges brillantes et des exemples de « naines blanches polluées ». Ainsi, bien que notre ère stable de la séquence principale actuelle soit réjouissante, la carte cosmique du temps explique qu'aucun système planétaire n'est éternel – le lent déclin du système solaire est la dernière partie de son voyage de plusieurs milliards d'années.
Liens et lectures complémentaires
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). « Notre Soleil. III. Présent et futur. » The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). « Futur lointain du Soleil et de la Terre revisité. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). « Les planètes peuvent-elles survivre à l'évolution stellaire ? » The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). « Évolution des systèmes planétaires post-séquence principale. » Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., et al. (2010). « Évolution des étoiles naines blanches. » Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.