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La vie autour des étoiles géantes rouges

En pointillé, l'évolution schématique du Soleil dans le diagramme HR dès le moment où il quitte la Séquence principale.

Quand la vieillesse apporte chaleur et quiétude (I)

La vie peut-elle se développer dans la zone habitable étendue entourant les étoiles géantes rouges ? C’est à cette question qu'ont essayé de répondre les astronomes Bruno Lopez[1] de l’Observatoire de la Côte d’Azur, Jean Schneider de l’Observatoire de Paris et William C. Danchi du centre GSFC de la NASA.

Ainsi que nous l'avons expliqué en astrophysique, les étoiles de masses inférieures à celles du Soleil, comprises entre 0.5 et 0.8 M subissent d'importants changements de température et de luminosité au cours de leur évolution. Ainsi si nous prenons le cas du Soleil (1 M, 1 L et 1 R par définition) qui est aujourd'hui installé sur la Séquence principale du diagramme Hertzprung-Russell, il est devenu 30% plus brillant qu'à l'époque de sa naissance suite aux réactions thermonucléaires de fusion de l'hydrogène qu'il réalise dans son noyau.

Le Soleil connaîtra également d'autres grands changements lorsqu'il quittera la Séquence principale dans 2.5 milliards d'années et deviendra une sous-géante. A ce stade ses propriétés ne seront pas encore fortement altérées. Mais environ 1.5 milliard d'années plus tard, lorsqu'il atteindra la Branche des Géantes Rouges (RGB), son rayon va progressivement atteindre 10 R tandis que sa luminosité va augmenter de 50%. Ensuite, dans une deuxième phase il quittera la branche RGB pour évoluer vers la Branche Asymptotique des Géantes, AGB. Arrivé à ce stade évolutif, il deviendra très instable. Son rayon pourrait atteindre une centaine de fois sa taille actuelle (100 R) et sa luminosité pourrait devenir presque dix mille fois plus importante (104 L). A quoi ressemblera alors le Soleil ? Dans le pire scénario, imaginez une immense boule incandescence et rougeâtre brillant à la magnitude -36 (contre -27 aujourd'hui) et sous-tendant un angle de 69° (contre 0.5° aujourd'hui) dans le ciel ! La température sur Terre pourrait atteindre 1200°C ! Voici une représentation d'un paysage terrestre tel qu'il pourrait être à cette époque. Le petit point jaune au-dessus à droite est la taille actuelle du Soleil...

Bien que la masse individuelle des étoiles géantes rouges ne soit pas connue avec précision, en théorie nous observons un pic dans la distribution des masses à environ 1.1 M, une valeur qui s'accorde avec l'estimation théorique généralement admise qui oscille entre 0.8 et 1.2 M.

La durée de vie d'une étoile de 1 M entre le moment où elle quitte la Séquence principale et la fin de la phase RGB est d'environ 2.5 milliards d'années, quatre fois plus courte que la période qu'elle passe sur la Séquence principale. Cette évolution s'accompagne d'une perte de masse qui joue un rôle important dans la dynamique orbitale ainsi que nous le verrons plus loin. En effet, en quittant la Séquence principale, une étoile comme le Soleil perdra de 28 à 40% de sa masse dans l'espace avant de terminer sa vie comme naine blanche.

Evolution de la zone habitable

Que devient dans ces conditions la "zone habitable" (ZH) définie comme la région entourant une étoile où on peut trouver de l'eau liquide à la surface d'une planète ?

Ainsi que nous l'avons déjà fait remarqué à propos de la chimie prébiotique, d'un point de vue biologique et étant donné les limites de nos connaissances en la matière, l'existence de la vie est fortement associée à la présence d'eau liquide, ce que confirma l'exobiologiste André Brack dans le magazine "Origine of Life" en 1993.

Sur base de ce que nous observons sur Terre, a posteriori rien ne sert de rechercher des traces de vie en dehors de la zone habitable qui s'étend entre 0.95 et 1.37 UA (2.4 UA dans un scénario optimiste) car les éléments vitaux que l'on y découvrirait seraient soit brûlés ou évaporés soit congelés et sans plus aucune réaction biochimique. Sur Terre, la vie ne peut se développer qu'entre 0 et +100°C environ, en présence d'eau liquide, quelques rares organismes extrêmophiles survivant les uns jusqu'à -15°C (Cryptoendolithes en Antarctique) les autres jusqu'à +121°C (Strain121 dans les fumeurs du Pacifique). Au-delà de ces valeurs rien ne survit sauf au moyen d'astuces (milieu liquide salé, sous pression, acide, etc).

Dans ce contexte, les limites de la "zone habitable" dépendent essentiellement de facteurs climatiques. La limite inférieure de la ZH dépend de la perte d'eau atmosphérique qui se produit au niveau de la stratosphère, assumant que de la vapeur d'eau est libérée de la surface de la planète. La limite supérieure de la ZH est déterminée par la plus basse température à laquelle se produit le changement de phase liquide/solide de l'eau (décongélation/congélation). Cette limite supérieure tient compte de l'effet de serre impliquant dans notre modèle le gaz carbonique et la vapeur d'eau. Une valeur moins conservatrice tient compte des propriétés radiatives des nuages glacés de gaz carbonique. En effet, une atmosphère épaisse, riche en gaz carbonique dans laquelle les particules ont un rayon supérieur à 6-8 mm produit un effet de serre très efficace pour maintenir la surface à une température supérieure à celle du point de congélation de l'eau.

Pour estimer les limites inférieures et supérieures de la zone habitable à différents stades évolutifs de l'étoile, il faut considérer une planète se comportant comme un corps gris présentant un albedo A, conduisant parfaitement la chaleur, ce qui implique une température uniforme à la surface de la planète. Sa température d'équilibre radiatif Tp est déterminée par la formule suivante :

Tp = [(1 − A) L / (16 π kB d2)]0.25 (1)

avec L, la luminosité de l'étoile

kB, la constante de Stefan-Boltzmann

d, la distance du centre de l'étoile à la planète

L'albedo est généralement de 0.2 ce qui est représentatif d'une planète ressemblant à la Terre, sachant toutefois que notre planète bleue est deux fois plus brillante, présentant un albedo de 0.37.

A partir de la température aux limites de la zone habitable, on peut déterminer les distances minimales et maximales de la zone habitable pour une étoile donnée. Si l'albedo dépend de la longueur d'onde, le terme dû à l'albedo s'annule.

A partir de ces calculs on obtient une température d'équilibre de 269 K et 203 K (-4 et -70°C) ce qui, pour le Soleil donne des limites inférieures et supérieures respectivement de 0.95 et 1.37 UA, conforme aux valeurs calculées en 1993 et 1998 par J.Kasting, F.Forget et leurs collègues pour les étoiles de type G semblables au Soleil.

Une valeur moins conservatrice établie par F.Forget, Pierrehumbert, M.Mischna et leurs collègues en 1997 et 2000 tient compte d'une température d'équilibre de 169 K (-174°C) seulement ce qui étend la zone habitable jusque 2.4 UA en fonction des propriétés radiatives des nuages glacés de dioxyde de carbone. Rapporté au système solaire, cela correspond à la Ceinture des astéroïdes située au-delà de l'orbite de Mars. De manière générale, la plupart des exobiologistes considèrent que la limite extérieure de la zone habitable se situe à au moins 1.8 UA et comprend donc l'orbite de Mars (1.5 UA).

Ces trois extrema de température d'équilibre permettent de définir deux limites extérieures possibles et de dériver la position et la largeur de la zone habitable autour d'une étoile à différentes époques de son évolution. On constate ainsi qu'à mesure que la température et la luminosité de l'étoile changeront au cours de son évolution, le rayon et la largeur de la ZH vont également évoluer au cours du temps.

La zone habitable se déplace graduellement vers l'extérieur du système stellaire dès que l'étoile quitte la Séquence principale. En fonction du temps nécessaire à l'apparition de la vie, celle-ci pourrait exister sur une planète située à une distance de 2 à 9 UA d'une étoile de 1 M durant les premières phases de l'évolution RGB et jusqu'à 22 UA de l'étoile durant la seconde phase qui suit le flash de l'hélium. Nous verrons dans les prochains chapitres quelles sont les conséquences de ces changements pour la survie des organismes.

La figure 1(a) présentée ci-dessous décrit l'évolution temporelle des limites intérieures et extérieures de la ZH pour une étoile de 1 M venant juste de quitter la Séquence principale. La courbe continue représente l'évolution de la limite intérieure de la ZH tandis que la courbe tirettée représente la limite extérieure conservatrice et la courbe pointillée la limite extérieure moins conservatrice. A partir de l'équation (1) on peut montrer que la distance qui passe graduellement de 1 UA à plusieurs dizaines d'UA est proportionnelle à √L, ce qui signifie que la limite extérieure de la ZH augmente rapidement lorsque l'étoile atteint la Branche Géante Rouge et l'Asymptotique Géante du diagramme HR, phases durant lesquelles elle devient très lumineuse.

Figure 1 - a) Au haut, évolution temporelle des limites intérieure et extérieure de la zone habitable pour une étoile de 1 M¤ venant juste de quitter la Séquence principale. L'échelle de temps oscille entre 12.5 et 12.8 milliards d'années. b) Au centre, évolution correspondante du rayon stellaire. c) En bas, durée de transit de la zone habitable représentée à différentes distances de l'étoile. Documents B.Lopez et al. (2005).

La largeur de la zone habitable est également proportionnelle à √L. On peut donc en conclure que cette largeur est directement proportionnelle à la distance qui sépare l'étoile de la zone habitable. C'est pourquoi au cours de l'évolution stellaire la ZH ressemble à une coquille qui s'étend progressivement vers l'extérieur.

La durée de transit de la zone habitable à hauteur d'une planète située à 1 UA d'une étoile est de l'ordre d'un milliard d'années.

La figure 1(b) montre l'évolution du rayon d'une étoile (en R) durant la même période que celle couverte dans la Figure 1(a). Dès l'instant où l'étoile quitte la Séquence principale, la zone habitable se déplace progressivement vers 2 UA (Figure 1(c)). Ici également, la durée de transit à cette distance est d'environ 1 milliard d'années.

Une bosse/plateau s'observe dans la courbe jusqu'à 9 ou 13 UA selon les modèles, distance à laquelle la durée des conditions habitables dure quelques centaines de millions d'années. Rapporté au système solaire, cela correspond aux orbites compris entre Saturne et à mi-chemin d'Uranus.

Ce plateau augmente la durée des conditions d'habitabilité et résulte d'une augmentation locale de la luminosité stellaire suivi par un minimum au stade initial RGB. A 15 UA de l'étoile, la durée des conditions habitables dure plus de 10 millions d'années et à de plus grandes distances la durée diminue graduellement. Durant toute cette période, une étoile de 1 M n'a pas encore atteint le stade AGB.

Pour une étoile de 1.5 M, l'évolution de la zone habitable est beaucoup plus rapide car l'étoile évolue chimiquement plus rapidement qu'une étoile de 1 M. Les figures 2(a), 2(b) et 2(c) illustrent cette évolution en représentant les limites intérieure et extérieure de la zone habitable, le rayon de l'étoile et la durée de transit de la zone habitable.

Figure 2 - a) En haut, évolution des limites intérieure et extérieure de la zone habitable entourant une étoile de 1.5 M. L'échelle de temps oscille entre 5.0 et 5.6 milliards d'années. b) Au centre, évolution correspondante du rayon stellaire. c) En bas, durée de transit de la zone habitable représentée à différentes distance de l'étoile. Documents B.Lopez et al. (2005).

Pour une étoile de la Séquence principale, la durée du transit de la zone habitable à 3 UA dure plus d'un milliard d'années. A 5 UA le transit peut durer entre 100 millions et plusieurs centaines de millions d'années en fonction de la taille de la zone habitable. Il est intéressant de noter que bien que l'étoile évolue rapidement, la durée du transit de la ZH à des distances inférieures à 15 UA de l'étoile reste supérieure à 10 millions d'années.

Pour une étoile de 2 M qui se situe sur la Séquence principale illustrée par les figures 3(a), 3(b) et 3(c), la zone habitable se situe à environ 5 UA. Après avoir quitté la Séquence principale, la zone habitable perdure plus de 100 millions d'années pour des distances inférieures à 10-15 UA. Notons que la ZH persiste durant 1.7 milliard d'années environ mais la période de transit peut localement durer moins de 25 millions d'années (Figure 3(a)).

Figure 3 - a) En haut, éolution de la limite intérieure et extérieure de la zone habitable entourant une étoile de 2 M. L'échelle de temps oscille entre 5.0 et 5.6 milliards d'années. b) Au centre, évolution correspondante du rayon stellaire. c) En bas, durée de transit de la zone habitable représentée à différentes distance de l'étoile. Documents B.Lopez et al. (2005).

Les calculs précédents sont basés sur l'évolution de la zone habitable pour des étoiles dont la masse oscille entre 0.8 et 1.2 M sur la Séquence principale et qui l'ont quittée au moment de l'épuisement des réserves d'hydrogène dans le noyau pour entamer le premier flash de l'hélium. Après cet événement, les étoiles de cette catégorie connaissent une longue période de calme où elles entament un long processus de fusion de l'hélium durant lequel elles présentent une luminosité quasi constante.

A partir de leur masse initiale, on peut ainsi interpoler la durée de vie de chaque étape de la vie d'une étoile : Séquence principale, phase sous-géante, géante rouge, flash de l'hélium, premières et secondes phases de fusion de l'hélium, etc.

Le tableau suivant représente la durée de vie des étoiles ayant respectivement des masses de 1.0, 1.5 et 2.0 M sur la Séquence principale. Pour une étoile de 1 M, juste après le flash de l'hélium la fusion de l'hélium nucléaire prolonge la durée de la zone habitable d'un milliard d'années et plus longtemps encore pour les étoiles plus massives.

Masse (M)

Séquence princ.

Sous-géante

Géante rouge

Fusion He

1.0

7.41

2.63

1.45

0.95

1.5

1.72

0.41

0.18

0.26

2.0

0.67

0.11

0.04

0.10

Durée de vie en milliards d'années des différentes étapes de l'évolution stellaire en fonction de la masse initiale de l'étoile. Documents B.Lopez et al. (2005).

Durant la phase de fusion de l'hélium, la luminosité des étoiles est d'approximativement 230 L pour 1 M, 930 L pour 1.5 M et à nouveau 230 L pour 2 M. Pour une étoile de 1 M, durant la phase de fusion de l'hélium il existe donc une période supplémentaire d'habitabilité dans la région comprise entre 7 et 22 UA.

Pendant le stade RGB et du fait de l'augmentation de la luminosité de l'étoile (Fig.1), la zone habitable se déplace rapidement vers l'extérieure au point que le rayon intérieur de la ZH > 20 UA. Rapporté au système solaire, cela correspond à l'orbite d'Uranus.

Une fois l'étoile installée dans la fusion de l'hélium, la région située entre 7 et 22 UA devient à nouveau habitable. Il s'offre donc un "nouveau départ" pour la vie à cette période de l'évolution stellaire. Cette dernière phase est particulièrement intéressante car elle est très longue et rapportée au système solaire elle comprend les orbites de deux planètes géantes.

Deuxième partie

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[1] Bruno Lopez, Jean Schneider et William C. Danchi, Astronomy & Astrophysics, “Can Life develop in the expanded habitable zones around Red Giant Stars?", 23 mars 2005. Par contraste, lire aussi Rory Barnes et René Heller, Astrobiology, "Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary", 2013.


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