Cycle de vie d'une étoile. Evolution stellaire

Comme tous les corps dans la nature, les étoiles ne peuvent pas non plus rester inchangées. Ils naissent, se développent et finalement « meurent ». L’évolution des étoiles prend des milliards d’années, mais il y a un débat sur l’époque de leur formation. Auparavant, les astronomes pensaient que le processus de leur « naissance » à partir de la poussière d'étoiles prenait des millions d'années, mais il n'y a pas si longtemps, des photographies de la région du ciel de la grande nébuleuse d'Orion ont été obtenues. Au cours de plusieurs années, un petit

Des photographies de 1947 montraient un petit groupe d’objets ressemblant à des étoiles à cet endroit. En 1954, certains d'entre eux étaient déjà devenus oblongs et, cinq ans plus tard, ces objets se sont divisés en objets distincts. Ainsi, pour la première fois, le processus de naissance des étoiles s'est déroulé littéralement sous les yeux des astronomes.

Examinons en détail la structure et l'évolution des étoiles, où commence et se termine leur vie sans fin, selon les normes humaines.

Traditionnellement, les scientifiques supposent que les étoiles se forment à la suite de la condensation de nuages ​​​​de gaz et de poussière. Sous l'influence des forces gravitationnelles, une boule de gaz opaque, de structure dense, se forme à partir des nuages ​​​​résultés. Sa pression interne ne peut équilibrer les forces gravitationnelles qui le compriment. Peu à peu, la boule se contracte tellement que la température de l'intérieur de l'étoile augmente et la pression du gaz chaud à l'intérieur de la boule équilibre les forces extérieures. Après cela, la compression s'arrête. La durée de ce processus dépend de la masse de l'étoile et varie généralement de deux à plusieurs centaines de millions d'années.

La structure des étoiles implique une température très élevée dans leur noyau, ce qui contribue à des processus thermonucléaires continus (l'hydrogène qui les forme se transforme en hélium). Ce sont ces processus qui provoquent un rayonnement intense provenant des étoiles. Le temps pendant lequel ils consomment l’hydrogène disponible est déterminé par leur masse. La durée du rayonnement en dépend également.

Lorsque les réserves d’hydrogène s’épuisent, l’évolution des étoiles approche du stade de formation. de la manière suivante. Une fois la libération d’énergie terminée, les forces gravitationnelles commencent à comprimer le noyau. Dans le même temps, la taille de l’étoile augmente considérablement. La luminosité augmente également à mesure que le processus se poursuit, mais uniquement en couche mince à la limite du noyau.

Ce processus s'accompagne d'une augmentation de la température du noyau d'hélium en contraction et de la transformation des noyaux d'hélium en noyaux de carbone.

On prévoit que notre Soleil pourrait devenir une géante rouge d’ici huit milliards d’années. Son rayon augmentera plusieurs dizaines de fois et sa luminosité augmentera des centaines de fois par rapport aux niveaux actuels.

La durée de vie d’une étoile, comme nous l’avons déjà noté, dépend de sa masse. Les objets dont la masse est inférieure à celle du Soleil « épuisent » leurs réserves de manière très économique, de sorte qu'ils peuvent briller pendant des dizaines de milliards d'années.

L'évolution des étoiles se termine par la formation. Cela arrive à celles dont la masse est proche de la masse du Soleil, c'est-à-dire n'en dépasse pas 1,2.

Les étoiles géantes ont tendance à épuiser rapidement leurs réserves de combustible nucléaire. Ceci est accompagné de perte importante masse, en particulier, en raison de la perte des coques extérieures. Il ne reste ainsi que la partie centrale qui refroidit progressivement et dans laquelle réactions nucléaires arrêté complètement. Au fil du temps, ces étoiles cessent d’émettre et deviennent invisibles.

Mais parfois, l’évolution et la structure normales des étoiles sont perturbées. Il s'agit le plus souvent d'objets massifs qui ont épuisé tous les types de combustible thermonucléaire. Ensuite, ils peuvent être convertis en neutrons, ou. Et plus les scientifiques en apprennent sur ces objets, plus de nouvelles questions se posent.

Bien que les étoiles semblent éternelles à l’échelle du temps humain, elles naissent, vivent et meurent, comme tout dans la nature. Selon l'hypothèse généralement acceptée des nuages ​​​​de gaz et de poussière, une étoile naît à la suite de la compression gravitationnelle d'un nuage de gaz et de poussière interstellaire. À mesure qu'un tel nuage s'épaissit, il se forme d'abord Protoétoile, la température en son centre augmente régulièrement jusqu'à atteindre la limite nécessaire pour que la vitesse de mouvement thermique des particules dépasse le seuil après lequel les protons sont capables de vaincre les forces macroscopiques de répulsion électrostatique mutuelle ( cm. Loi de Coulomb) et entrer dans une réaction de fusion thermonucléaire ( cm. Désintégration et fusion nucléaires).

À la suite d'une réaction de fusion thermonucléaire en plusieurs étapes, quatre protons forment finalement un noyau d'hélium (2 protons + 2 neutrons) et toute une fontaine de diverses particules élémentaires est libérée. A l’état final, la masse totale des particules formées est moins les masses des quatre protons initiaux, ce qui signifie que de l'énergie libre est libérée lors de la réaction ( cm. Théorie de la relativité). Pour cette raison, le noyau interne de l'étoile nouveau-née se réchauffe rapidement à des températures ultra élevées et son excès d'énergie commence à éclabousser sa surface la moins chaude - et à l'extérieur. Dans le même temps, la pression au centre de l'étoile commence à augmenter ( cm.Équation d'état d'un gaz parfait). Ainsi, en « brûlant » de l’hydrogène au cours d’une réaction thermonucléaire, l’étoile ne permet pas aux forces d’attraction gravitationnelle de se comprimer jusqu’à un état super-dense, contrant ainsi l’effondrement gravitationnel avec une pression thermique interne continuellement renouvelée, ce qui entraîne une stabilité. équilibre énergétique. Les étoiles au stade de combustion active d’hydrogène seraient dans la « phase principale » de leur cycle de vie ou évolution ( cm. diagramme de Hertzsprung-Russell). La transformation d’un élément chimique en un autre à l’intérieur d’une étoile s’appelle la fusion nucléaire ou nucléosynthèse.

En particulier, le Soleil est au stade actif de la combustion d'hydrogène dans le processus de nucléosynthèse active depuis environ 5 milliards d'années, et les réserves d'hydrogène dans le noyau pour sa continuation devraient suffire à notre astre pendant encore 5,5 milliards d'années. Plus l'étoile est massive, plus elle dispose d'un approvisionnement en hydrogène, mais pour contrecarrer les forces d'effondrement gravitationnel, elle doit brûler de l'hydrogène à une intensité qui dépasse le taux de croissance des réserves d'hydrogène à mesure que la masse de l'étoile augmente. Ainsi, plus l'étoile est massive, plus sa durée de vie est courte, déterminée par l'épuisement des réserves d'hydrogène, et les plus grosses étoiles s'éteignent littéralement en « quelques » dizaines de millions d'années. Les plus petites étoiles, en revanche, vivent confortablement pendant des centaines de milliards d’années. Ainsi, à cette échelle, notre Soleil appartient à la « classe moyenne forte ».

Tôt ou tard, cependant, n’importe quelle étoile épuisera tout l’hydrogène apte à la combustion dans son four thermonucléaire. Et après? Cela dépend aussi de la masse de l’étoile. Le soleil (et toutes les étoiles n’excédant pas sa masse de plus de huit fois) mettent fin à ma vie d’une manière très banale. Alors que les réserves d'hydrogène dans les entrailles de l'étoile s'épuisent, les forces de compression gravitationnelle, qui attendaient patiemment cette heure depuis le moment même de la naissance de l'étoile, commencent à prendre le dessus - et sous leur influence l'étoile commence à rétrécir et à devenir plus dense. Ce processus a un double effet : la température dans les couches immédiatement autour du noyau de l'étoile augmente jusqu'à un niveau auquel l'hydrogène qu'elles contiennent subit finalement une fusion thermonucléaire pour former de l'hélium. Dans le même temps, la température dans le noyau lui-même, désormais presque entièrement constitué d'hélium, augmente tellement que l'hélium lui-même - une sorte de « cendre » de la réaction de nucléosynthèse primaire qui s'estompe - entre dans une nouvelle réaction de fusion thermonucléaire : de trois noyaux d'hélium, un noyau de carbone est formé. Ce processus de réaction de fusion thermonucléaire secondaire, alimenté par les produits de la réaction primaire, est l'un des moments clés du cycle de vie des étoiles.

Lors de la combustion secondaire de l’hélium dans le cœur de l’étoile, tellement d’énergie est libérée que l’étoile commence littéralement à gonfler. En particulier, la coquille du Soleil, à ce stade de la vie, s'étendra au-delà de l'orbite de Vénus. Dans ce cas, l'énergie totale du rayonnement de l'étoile reste à peu près au même niveau que pendant la phase principale de sa vie, mais comme cette énergie est désormais émise à travers une surface beaucoup plus grande, la couche externe de l'étoile se refroidit jusqu'au partie rouge du spectre. L'étoile se transforme en géant rouge.

Pour les étoiles de classe solaire, une fois épuisé le combustible alimentant la réaction de nucléosynthèse secondaire, l’étape de l’effondrement gravitationnel recommence, cette fois finale. La température à l’intérieur du noyau n’est plus en mesure d’atteindre le niveau nécessaire pour initier le niveau suivant de réaction thermonucléaire. Par conséquent, l’étoile se contracte jusqu’à ce que les forces d’attraction gravitationnelle soient équilibrées par la prochaine barrière de force. Son rôle est joué par pression dégénérée gaz électronique (cm. limite de Chandrasekhar). Les électrons, qui jusqu'à ce stade jouaient le rôle de figurants au chômage dans l'évolution de l'étoile, ne participant pas aux réactions de fusion nucléaire et se déplaçant librement entre les noyaux en cours de fusion, se retrouvent à un certain stade de compression privés d'« espace vital ». et commencer à « résister » à une nouvelle compression gravitationnelle de l’étoile. L'état de l'étoile se stabilise et elle se transforme en un état dégénéré nain blanc, qui rayonnera la chaleur résiduelle dans l’espace jusqu’à ce qu’il refroidisse complètement.

Les étoiles plus massives que le Soleil connaissent une fin bien plus spectaculaire. Après la combustion de l'hélium, leur masse lors de la compression s'avère suffisante pour chauffer le noyau et l'enveloppe aux températures nécessaires au lancement des prochaines réactions de nucléosynthèse - carbone, puis silicium, magnésium - et ainsi de suite, au fur et à mesure que les masses nucléaires croissent. De plus, à chaque début de nouvelle réaction au sein de l’étoile, la précédente se poursuit dans sa coquille. En fait, tout éléments chimiques jusqu'au fer qui compose l'Univers se sont formés précisément à la suite de la nucléosynthèse dans les profondeurs d'étoiles mourantes de ce type. Mais le fer est la limite ; il ne peut pas servir de combustible pour des réactions de fusion nucléaire ou de désintégration à n'importe quelle température ou pression, car sa désintégration et l'ajout de nucléons supplémentaires nécessitent un afflux d'énergie externe. En conséquence, une étoile massive accumule progressivement un noyau de fer à l’intérieur d’elle, qui ne peut plus servir de combustible pour d’autres réactions nucléaires.

Une fois que la température et la pression à l’intérieur du noyau atteignent un certain niveau, les électrons commencent à interagir avec les protons des noyaux de fer, entraînant la formation de neutrons. Et en très peu de temps - certains théoriciens estiment que cela ne prend que quelques secondes - les électrons libres tout au long de l'évolution précédente de l'étoile se dissolvent littéralement dans les protons des noyaux de fer, la substance entière du noyau de l'étoile se transforme en un un paquet solide de neutrons et commence à se comprimer rapidement lors d'un effondrement gravitationnel, puisque la pression antagoniste du gaz électronique dégénéré tombe à zéro. L'enveloppe extérieure de l'étoile, sous laquelle tout support est arraché, s'effondre vers le centre. L'énergie de collision de la coque extérieure effondrée avec le noyau de neutrons est si élevée qu'elle rebondit à une vitesse énorme et se disperse dans toutes les directions à partir du noyau - et l'étoile explose littéralement dans un éclair aveuglant. supernova étoiles. En quelques secondes, une explosion de supernova peut libérer plus d’énergie dans l’espace que toutes les étoiles de la galaxie réunies au cours du même temps.

Après l'explosion d'une supernova et l'expansion de la coquille d'étoiles d'une masse d'environ 10 à 30 masses solaires, l'effondrement gravitationnel en cours conduit à la formation d'une étoile à neutrons dont la matière est comprimée jusqu'à ce qu'elle commence à se faire sentir. pression des neutrons dégénérés - en d'autres termes, les neutrons (tout comme les électrons auparavant) commencent à résister à une compression supplémentaire, ce qui nécessite à moi-même espace vital. Cela se produit généralement lorsque l’étoile atteint une taille d’environ 15 km de diamètre. Le résultat est une étoile à neutrons en rotation rapide, émettant impulsions électromagnétiques avec sa fréquence de rotation ; ces étoiles s'appellent pulsars. Enfin, si la masse du noyau de l'étoile dépasse 30 masses solaires, rien ne peut arrêter son nouvel effondrement gravitationnel, et une explosion de supernova entraîne

Si suffisamment de matière s’accumule quelque part dans l’Univers, elle est comprimée en une masse dense dans laquelle commence une réaction thermonucléaire. C'est ainsi que les étoiles s'illuminent. Les premiers ont éclaté dans l'obscurité du jeune Univers il y a 13,7 milliards (13,7 * 10 9) d'années, et de notre Soleil il y a seulement 4,5 milliards d'années. La durée de vie d'une étoile et les processus qui se produisent à la fin de cette période dépendent de la masse de l'étoile.

Alors que la réaction thermonucléaire de conversion de l’hydrogène en hélium se poursuit dans une étoile, elle se situe sur la séquence principale. Le temps qu'une étoile passe sur la séquence principale dépend de sa masse : les plus grosses et les plus lourdes atteignent rapidement le stade de géante rouge, puis quittent la séquence principale à la suite d'une explosion de supernova ou de la formation d'une naine blanche.

Le destin des géants

Les étoiles les plus grosses et les plus massives brûlent rapidement et explosent sous forme de supernovae. Après l'explosion d'une supernova, il ne reste qu'une étoile à neutrons ou trou noir, et autour d'elles se trouve de la matière éjectée par l'énergie colossale de l'explosion, qui devient alors matière pour de nouvelles étoiles. Parmi nos voisins stellaires les plus proches, un tel sort attend, par exemple Bételgeuse, mais il est impossible de calculer quand elle explosera.

Nébuleuse formée à la suite de l’éjection de matière lors de l’explosion d’une supernova. Au centre de la nébuleuse se trouve une étoile à neutrons.

Une étoile à neutrons est un phénomène physique effrayant. Le noyau d’une étoile qui explose est comprimé, un peu comme le gaz dans un moteur. combustion interne, uniquement de manière très grande et efficace : une boule d'un diamètre de centaines de milliers de kilomètres se transforme en une boule de 10 à 20 kilomètres de diamètre. La force de compression est si grande que les électrons tombent sur noyaux atomiques, formant des neutrons - d'où son nom.

NASA Étoile à neutrons (vision d'artiste)

La densité de la matière lors d'une telle compression augmente d'environ 15 ordres de grandeur et la température atteint un niveau incroyable de 10 12 K au centre de l'étoile à neutrons et de 1 000 000 K à la périphérie. Une partie de cette énergie est émise sous forme de rayonnement photonique, tandis qu’une autre partie est emportée par les neutrinos produits au cœur d’une étoile à neutrons. Mais même grâce à un refroidissement très efficace des neutrinos, une étoile à neutrons se refroidit très lentement : il lui faut 10 16 voire 10 22 ans pour épuiser complètement son énergie. Il est difficile de dire ce qui restera à la place de l’étoile à neutrons refroidie, et impossible de l’observer : le monde est trop jeune pour cela. On suppose qu'un trou noir se formera à nouveau à la place de l'étoile refroidie.

Les trous noirs résultent de l’effondrement gravitationnel d’objets très massifs, comme les explosions de supernova. Peut-être qu’après des milliards d’années, les étoiles à neutrons refroidies se transformeront en trous noirs.

Le sort des stars de taille moyenne

D'autres étoiles, moins massives, restent sur la séquence principale plus longtemps que les plus grandes, mais une fois qu'elles la quittent, elles meurent beaucoup plus rapidement que leurs cousines neutroniques. Plus de 99 % des étoiles de l’Univers n’exploseront jamais et ne se transformeront ni en trous noirs ni en étoiles à neutrons – leurs noyaux sont trop petits pour de tels drames cosmiques. Au lieu de cela, les étoiles de masse intermédiaire deviennent à la fin de leur vie des géantes rouges qui, selon leur masse, deviennent des naines blanches, explosent et se dissipent complètement, ou deviennent des étoiles à neutrons.

Les naines blanches représentent désormais 3 à 10 % de la population stellaire de l'Univers. Leur température est très élevée - plus de 20 000 K, soit plus de trois fois la température de la surface du Soleil - mais toujours inférieure à celle des étoiles à neutrons, et en raison de leur température plus basse et de leur plus grande surface, les naines blanches se refroidissent plus rapidement - en 10 14 - 10 15 ans. Cela signifie que dans les 10 000 milliards d’années à venir, lorsque l’univers sera mille fois plus vieux qu’il ne l’est aujourd’hui, il y aura nouveau genre objet : une naine noire, produit du refroidissement d’une naine blanche.

Il n'y a pas encore de naines noires dans l'espace. Même les étoiles refroidissantes les plus anciennes à ce jour ont perdu au maximum 0,2 % de leur énergie ; pour une naine blanche avec une température de 20 000 K, cela signifie un refroidissement à 19 960 K.

Pour les petits

La science en sait encore moins sur ce qui se passe lorsque les plus petites étoiles, comme notre plus proche voisine, la naine rouge Proxima Centauri, se refroidissent que sur les supernovae et les naines noires. La fusion thermonucléaire dans leurs noyaux se déroule lentement et ils restent sur la séquence principale plus longtemps que les autres - selon certains calculs, jusqu'à 10 à 12 ans, et après cela, vraisemblablement, ils continueront à vivre comme des naines blanches, c'est-à-dire qu'ils le feront. briller encore 10 14 à 10 15 ans avant de se transformer en naine noire.

Evolution des étoiles de différentes masses

Les astronomes ne peuvent pas observer la vie d’une seule étoile du début à la fin, car même les étoiles les plus courtes existent depuis des millions d’années. Longue vie de toute l'humanité. Modifications au fil du temps des caractéristiques physiques et composition chimiqueétoiles, c'est-à-dire Les astronomes étudient l’évolution stellaire en comparant les caractéristiques de nombreuses étoiles à différents stades d’évolution.

Les modèles physiques reliant les caractéristiques observées des étoiles se reflètent dans le diagramme couleur-luminosité - le diagramme de Hertzsprung - Russell, sur lequel les étoiles forment des groupes séparés - des séquences : la séquence principale d'étoiles, des séquences de supergéantes, des géantes brillantes et faibles, des sous-géantes, sous-naines et naines blanches.

Pendant la majeure partie de sa vie, toute étoile se trouve sur ce qu’on appelle la séquence principale du diagramme couleur-luminosité. Toutes les autres étapes de l'évolution de l'étoile avant la formation d'un reste compact ne prennent pas plus de 10 % de ce temps. C’est pourquoi la plupart des étoiles observées dans notre Galaxie sont de modestes naines rouges ayant la masse du Soleil ou moins. La séquence principale contient environ 90 % de toutes les étoiles observées.

La durée de vie d'une étoile et ce qu'elle devient à la fin Le chemin de la vie, est entièrement déterminé par sa masse. Les étoiles dont la masse est supérieure à celle du Soleil vivent beaucoup moins que celui-ci, et la durée de vie des étoiles les plus massives n'est que de plusieurs millions d'années. Pour la grande majorité des étoiles, la durée de vie est d'environ 15 milliards d'années. Une fois qu’une étoile a épuisé ses sources d’énergie, elle commence à se refroidir et à se contracter. Le produit final de l’évolution stellaire est constitué d’objets compacts et massifs dont la densité est plusieurs fois supérieure à celle des étoiles ordinaires.

Étoiles différentes masses arrivent finalement à l'un des trois états suivants : naines blanches, étoiles à neutrons ou des trous noirs. Si la masse de l’étoile est petite, alors les forces gravitationnelles sont relativement faibles et la compression de l’étoile (effondrement gravitationnel) s’arrête. Elle passe à un état de naine blanche stable. Si la masse dépasse une valeur critique, la compression continue. À très haute densité les électrons se combinent avec les protons pour former des neutrons. Bientôt, presque toute l'étoile n'est constituée que de neutrons et a une densité si énorme que l'énorme masse stellaire se concentre dans une très petite boule d'un rayon de plusieurs kilomètres et la compression s'arrête - une étoile à neutrons se forme. Si la masse de l’étoile est si grande que même la formation d’une étoile à neutrons n’arrêtera pas l’effondrement gravitationnel, alors la dernière étape de l’évolution de l’étoile sera un trou noir.

> Evolution du Soleil

Explorer étapes de l'évolution solaire: naissance et formation d'une étoile à partir d'une nébuleuse, création d'un disque et de planètes, étapes de développement et mort du Soleil, naine blanche.

Notre Soleil est un exemple typique d'étoile, évolué depuis nébuleuse stellaire Il y a 4,6 milliards d'années. Mais à quoi ressemblent la naissance et le développement du Soleil ? Étudions attentivement les étapes de l'évolution solaire.

Naissance et évolution du Soleil

Le Soleil et tous ses voisins ont commencé leur existence dans un gigantesque nuage de gaz moléculaire et de poussière. Il y a environ 4,6 milliards d'années, ce nuage a commencé à rétrécir sous l'influence de forces extérieures (le champ gravitationnel des étoiles proches ou la libération d'énergie de supernova). Lors de la compression, les forces internes du gaz et l'interaction des particules de poussière ont formé des zones d'espace avec densité plus élevée matière. Ces amas donneront plus tard naissance à la vie dans d’innombrables systèmes stellaires, dont le nôtre.

Dans le processus de compression des amas dû aux forces d'interaction des particules, notre future étoile a commencé à tourner. Force centrifuge créée grande balle matière au centre et un disque plat de poussière et de gaz plus proche du bord du système nouvellement créé. À partir de la boule centrale, les planètes et les astéroïdes se forment plus tard, ainsi qu'à partir du disque. Pendant les cent mille premières années après l’effondrement du nuage de gaz, le Soleil était une protoétoile en train de s’effondrer. Cela a continué jusqu'à ce que la température et la pression de l'étoile conduisent à l'inflammation de sa partie centrale - le noyau. A partir de ce moment, notre étoile s'est transformée en une étoile de type T Tauri - une étoile très active avec un fort vent solaire. Au fil du temps, le Soleil s'est progressivement stabilisé et a acquis sa forme actuelle. C’est ainsi qu’a commencé la vie de notre étoile la plus proche, mais ce n’est que la première étape de l’évolution du Soleil.

L'étape principale de l'évolution du Soleil

Le Soleil, dans son propre développement, se trouve à l'étape principale de la vie, comme la plupart des étoiles de l'Univers. En son cœur, chaque seconde, 600 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en hélium et 4*1027 Watts d'énergie sont produits. Ce processus au cœur du Soleil a commencé il y a 4,6 milliards d’années et n’a pas changé depuis. Mais l’approvisionnement en hydrogène de l’étoile n’est pas illimité : l’étoile disposera de suffisamment de carburant pour encore 7 milliards d’années de vie.

Plus l’hélium s’accumule dans une étoile, plus l’hydrogène brûle. La conséquence en est une plus grande production d’énergie et une augmentation de la luminosité de la lueur. Vous remarquerez à peine ces changements à court terme, mais au cours du prochain milliard d’années, le Soleil deviendra 10 % plus brillant. Et cela ne promet plus rien de bon pour les autres planètes de notre système.

Une augmentation du rendement de l'énergie de fusion nucléaire à l'intérieur du Soleil sur un milliard d'années entraînera une forte Effet de serre par terre, comme ça que se passe-t-il actuellement. Au fil du temps, l'humidité contenue dans l'atmosphère de la planète s'érodera à mesure radiation solaire.

Dans 3,5 milliards d’années, le Soleil sera 40 % plus brillant qu’aujourd’hui. La température à la surface de la Terre augmentera tellement que la présence d'eau liquide deviendra impossible. Les océans s’évaporeront et la vapeur ne s’attardera pas dans l’atmosphère. Les glaciers fondront et la neige ne restera qu'un mythe d'époques révolues. Toutes les conditions de vie sur la planète seront détruites par le rayonnement solaire impitoyable. Notre planète bleue va enfin se transformer en une Vénus chaude et desséchée.

Rien n'est éternel. Cette règle est vraie pour tout : pour nous, pour notre maison - la Terre et pour le Soleil. Même si la fin n’arrivera pas demain et ne se produira pas du vivant de quiconque vit aujourd’hui, un jour, dans un avenir lointain, l’étoile épuisera tout son carburant et entamera son dernier voyage vers l’oubli. Comment se terminera le développement du Soleil ?

Dans environ 6 milliards d’années, le Soleil aura épuisé tout l’hydrogène de son noyau. Après cela, l’hélium inerte accumulé dans le noyau de l’étoile deviendra instable et commencera à s’effondrer sous son propre poids. En conséquence, le noyau commencera à chauffer et à devenir plus dense. Le Soleil commencera à grossir jusqu’à entrer dans le stade de géante rouge. L’étoile croissante dévorera Vénus et probablement même la Terre. Mais même si notre planète survit, la chaleur de l’étoile rougeoyante réchauffera sa surface et la transformera en un enfer pour toute vie organique connue.

La mort de n’importe quelle étoile du stade géante rouge n’est pas loin. Le Soleil aura encore suffisamment de température et de pression pour commencer étape suivante la fusion nucléaire : le carbone est synthétisé à partir de l’hélium, qui sera cette fois le combustible. Cette étape prendra environ cent millions d'années - jusqu'à ce que tout l'hélium soit épuisé. À la fin, la coquille deviendra instable et l’étoile commencera à vibrer intensément. En très peu de temps, ces pulsations projetteront la majeure partie de l’atmosphère solaire dans l’espace.

Lorsqu'il ne restera plus rien de l'atmosphère de la récente géante, à la place d'une grande étoile brillante, une naine blanche sera suspendue dans l'espace - une petite étoile de la taille de la Terre, faite de carbone pur, de masse égale à celle de l'étoile. Un diamant de la taille de notre planète brillera longtemps sous l'effet du rayonnement thermique, mais cela ne suffit pas pour la fusion nucléaire. Au fil du temps, il refroidira jusqu'à une température environnement– quelques degrés au-dessus du zéro absolu.

C'est ainsi que se terminera la vie de notre Soleil - un piédestal solitaire en diamant.

Il n’existe pas un seul scénario réaliste dans lequel le Soleil exploserait. Bien qu’elle nous paraisse énorme, notre étoile est petite par rapport aux étoiles inimaginablement grandes dont l’Univers regorge. Même lorsque le Soleil brûle tout l’hydrogène, celui-ci grandit d’abord, puis rétrécit jusqu’à atteindre la taille d’une petite planète, se refroidissant lentement sur des milliards d’années.

Pour qu’une étoile explose, sa masse doit dépasser largement celle du Soleil. Si notre étoile était dix fois plus grande, on pourrait alors parler d’explosion. Les étoiles supermassives, après avoir consommé de l'hydrogène et de l'hélium, continuent de synthétiser des éléments plus lourds - jusqu'au fer, dont la synthèse ne s'accompagne pas de libération d'énergie. Ensuite, la pression interne de l'étoile, qui la protégeait des effets des forces gravitationnelles, disparaît et l'étoile explose, libérant une énorme quantité d'énergie dans l'espace.

Après l'explosion, ces étoiles laissent des étoiles à neutrons qui tournent rapidement autour de leur axe, voire des trous noirs.