Séquence principale - Définition

Propriétés

La majorité des étoiles sur un diagramme HR typique se trouvent sur la séquence principale. Cette ligne est accentuée parce que le type spectral et la luminosité ne dépendent que de la masse de l'étoile, au moins en première approximation, tant que l'étoile accomplit la fusion de l'hydrogène dans son cœur – et c'est ce que font presque toutes les étoiles pendant la majorité de leur vie active.

Les étoiles de la séquence principale sont appelées naines, mais ce nom est surtout historique et un peu source de confusion. Pour les étoiles les moins chaudes, les naines, qu'elles soient rouges, orange ou jaunes, sont clairement plus petites et moins lumineuses que les autres étoiles de la même couleur.

Cependant, pour les étoiles blanches et bleues, plus chaudes, la différence de taille et de luminosité entre les étoiles naines de la séquence principale et les étoiles géantes devient plus faible ; pour les étoiles les plus chaudes, elle n'est pas directement observable. Pour ces étoiles la nomenclature naine ou géante se réfère à la différence entre les spectres, dont les raies indiquent si l'étoile est sur la séquence principale ou en-dehors. Néanmoins, des étoiles sur la séquence principale, même très chaudes et massives peuvent être appelées parfois naines.

L'usage commun du mot naine pour désigner les étoiles de la séquence principale amène à une autre sorte de confusion, parce qu'il y a des étoiles naines qui ne sont pas des étoiles de la séquence principale. Par exemple, les naines blanches sont une espèce d'étoile bien différente, beaucoup plus petites que celles de la série principale, comparables en taille à la Terre. Ce sont les stades ultimes de l'évolution de beaucoup d'étoiles de la séquence principale.

La température d'une étoile détermine son type spectral par son effet sur les propriétés physiques du plasma de sa photosphère. L'émission d'énergie d'une étoile en fonction de la longueur d'onde est influencée à la fois par la température et par la composition chimique. Un indicateur clé dans cette distribution d'énergie est donné par l'indice de couleur B − V, qui mesure la différence de magnitude apparente de l'étoile vue à travers un filtre standard bleu (B) et un filtre standard vert-jaune (V). Cette différence de magnitude constitue une mesure de la température de l'étoile.

Si l'on traite l'étoile comme un radiateur d'énergie idéal, connu sous le nom de corps noir, on peut relier la luminosité L et le rayon R à la température effective d'après la loi de Stefan-Boltzmann par :

où σ est la constante de Stefan-Boltzmann. Comme la position d'une étoile sur le diagramme HR donne une évaluation de sa luminosité, cette relation peut être utilisée pour estimer son rayon.

Paramètres stellaires

La table ci-dessous présente des valeurs typiques pour des étoiles sur la séquence principale. Les valeurs de la luminosité (L), du rayon (R) et de la masse (M) sont relatives à celles du Soleil, une étoile naine de classification spectrale G2 V. Les valeurs réelles pour une étoile peuvent différer de 20 à 30% des valeurs listées ci-dessous.

Table de paramètes stellaires de la séquence principale

Type spectral	Rayon	Masse	Luminosité	Température	Exemples
				K
O5	18	40	500 000	38 000	Zeta Puppis
B0	7,4	18	20 000	30 000	Phi1 Orionis
B5	3,8	6,5	800	16 400	Pi Andromedae A
A0	2,5	3,2	80	10 800	Alpha Coronae Borealis A
A5	1,7	2,1	20	8 620	Beta Pictoris
F0	1,4	1,7	6	7 240	Gamma Virginis
F5	1,2	1,29	2,5	6 540	Eta Arietis
G0	1,05	1,10	1,26	6 000	Beta Comae Berenices
G2	1,00	1,00	1,00	5 920	Soleil
G5	0,93	0,93	0,79	5 610	Alpha Mensae
K0	0,85	0,78	0,40	5 150	70 Ophiuchi A
K5	0,74	0,69	0,16	4 640	61 Cygni A
M0	0,63	0,47	0,063	3 920	Gliese 185
M5	0,32	0,21	0,007 9	3 120	EZ Aquarii A
M8	0,13	0,10	0,000 8	—	Van Biesbroeck's star