Séquence principale - Définition

Introduction

Le diagramme de Hertzsprung-Russell figure les étoiles. En abscisse, l'indice de couleur (B-V) ; en ordonnée, la magnitude absolue. La séquence principale se voit comme une bande diagonale marquée allant du haut à gauche au bas à droite. Ce diagramme représente 22 000 étoiles du catalogue Hipparcos, ainsi que 1 000 étoiles de faible luminosité (naines rouges ou blanches) extraites du catalogue Gliese des étoiles proches.

La séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui apparaissent sur des diagrammes où l'abscisse est l'indice de couleur B-V , et l'ordonnée la luminosité, ou, en sens inverse, la magnitude absolue des étoiles. Ces diagrammes couleur-luminosité sont connus sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell, d'après leur co-inventeurs Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Les étoiles figurant dans cette bande sont connues sous le nom d’étoiles de la série principale, ou « étoiles naines »

Une fois qu'une étoile s'est formée, elle crée de l'énergie dans son cœur chaud et dense, par fusion nucléaire des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Pendant cette période de la vie de l'étoile, elle se trouve sur la séquence principale, à un point défini principalement par sa masse, avec quelques corrections dues à sa composition chimique et autres. Toutes les étoiles de la séquence principale sont en équilibre hydrostatique, avec la pression thermique du cœur chaud qui équilibre la pression gravitationnelle des couches supérieures. Comme le taux de production d'énergie dans le cœur dépend fortement de la température et de la pression, cet équilibre est stable.

On divise parfois la séquence principale en parties supérieure et inférieure, en fonction du mécanisme exact de la réaction de fusion nucléaire qui domine. Les étoiles au-dessous de 1,5 masses du Soleil () fusionnent surtout les noyaux d'hydrogène par fusion directe et désintégration β des isotopes de l'hydrogène : deutérium et tritium (chaîne pp). Au-dessus de cette masse, la température centrale devient suffisante pour permettre la fusion de protons avec des noyaux de carbone (C), azote (N) et oxygène (O), et une chaîne utilisant ces noyaux comme intermédiaires, restitués après la production d'un noyau d'hélium se met en route. C'est le cycle CNO, qui dépasse rapidement en importance la chaîne pp.

L'énergie engendrée au cœur chemine vers la surface, et est rayonnée à partir de la photosphère. Entre le cœur et la photosphère, deux modes de propagation sont possibles : la conduction ou la convection, cette dernière survenant dans les régions de plus haut gradient de température, et/ou de plus haute opacité.

Les étoiles de la séquence principale de plus de présentent de la convection près du cœur, ce qui dilue l'hélium nouvellement formé, et maintient la proportion de combustible nécessaire à la fusion. Quand la convection au cœur n'a pas lieu, le cœur s'enrichit en hélium, entouré de couches riches en hydrogène. Pour les étoiles de masse plus faible, ce cœur convectif devient progressivement plus petit, et disparaît pour environ . En-dessous, les étoiles sont conductives près du cœur, mais convectives près de la surface. En faisant encore décroître la masse, on arrive à des étoiles sur la séquence principale dont l'ensemble de la masse est convective.

En général, plus l'étoile est massive, plus son temps de vie sur la séquence principale est court. Quand tout le combustible hydrogène du cœur a été consommé, l'étoile évolue en s'écartant de la séquence principale sur le diagramme HR. Le comportement d'une étoile dépend alors de sa masse : les étoiles de moins de deviennent des naines blanches, tandis que celles ayant jusqu'à passent par une étape de géante rouge. Les étoiles plus massives peuvent exploser en supernova, ou s'effondrer directement dans un trou noir.