Séquence principale - Définition

Formation

Quand une proto-étoile se forme dans l'effondrement par instabilité de Jeans (instabilité gravitationnelle) d'un nuage moléculaire géant de gaz et de poussière dans le milieu interstellaire local, sa composition initiale est complètement homogène, et consiste d'environ 70% d'hydrogène, 28% d'hélium et des quantités en traces des autres éléments, en masse. La masse initiale de l'étoile dépend des conditions locales dans le nuage. (La distribution des étoiles nouvellement formées est décrite empiriquement par la fonction de masse initiale). Pendant l'effondrement initial, cette étoile précurseur de la séquence principale engendre de l'énergie par contraction gravitationnelle. Quand elle arrive à une densité convenable, la production d'énergie commence dans le cœur, en utilisant la fusion nucléaire qui transforme l'hydrogène en hélium.

Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Naine brunes Naines blanches Naine rouges Sous-naines Séquence principale ("naines") Sous-géantes Géantes Géantes lumineuses Supergéantes Hypergéantes Magnitude absolue (MV)

Une fois que la fusion nucléaire de l'hydrogène devient le processus dominant de production d'énergie, et que le reste de l'énergie gagnée par contraction gravitationnelle a été dissipé, l'étoile se place sur une courbe du diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme HR), qui s'appelle la séquence principale standard. Les astronomes se réfèrent parfois à ce stade comme la séquence principale d'âge zéro (ZAMS, acronyme anglais pour Zero Age Main Sequence). La courbe ZAMS peut être calculée en utilisant des modèles informatiques des propriétés stellaires au moment où l'étoile commence la fusion. À partir de ce point, la luminosité et la température de surface des étoiles augmentent en général avec l'âge.

Une étoile va rester près de la position initiale sur la séquence principale jusqu'à ce qu'une partie importante de l'hydrogène de son cœur soit consommée. Elle commence alors à évoluer vers une étoile plus lumineuse. (Sur le diagramme HR, l'étoile se déplace vers le haut et vers la droite de la séquence principale.) Ainsi, la séquence principale représente la période primaire de combustion de l'hydrogène dans la vie d'une étoile.

Structure

Cette figure montre la coupe d'une étoile analogue au Soleil, montrant sa structure interne.

Comme il y a une différence de température entre le cœur et la surface, ou photosphère, l'énergie se propage vers l'extérieur. Les deux modes de transport de l'énergie sont la conduction et la convection. Dans la conduction, l'énergie est principalement transmise par rayonnement à ces températures. Une zone conductive est une zone stable par rapport à la convection, et il y a très peu de mélange de matière. Par contre, dans une zone convective, l'énergie est transportée en même temps que le plasma, la matière plus chaude allant vers l'extérieur, et étant remplacée par de la matière moins chaude provenant de la surface. La convection est un mode plus efficace que la conduction pour le transport de l'énergie, mais elle n'aura lieu que dans des conditions qui créent un fort gradient de température, c'est-à-dire où la température varie rapidement avec la distance au centre.

Dans les étoiles massives (au-dessus de ), le taux de production d'énergie par le cycle CNO est très sensible à la température, si bien que la fusion est fortement concentrée dans le cœur. Donc il existe un fort gradient de température dans cette région, ce qui résulte en une zone convective assurant un meilleur transport de l'énergie. Ce mélange de matière autour du cœur élimine l'hélium produit de la région fusionnant de l'hydrogène. Ceci permet à une fraction plus importante de l'hydrogène d'être consommée pendant le séjour sur la séquence principale. Par contre, les régions périphériques d'une étoile massive transportent l'énergie par conduction, avec pas ou peu de convection.

Les étoiles de masse intermédiaire, comme Sirius peuvent transporter l'énergie majoritairement par conduction, avec une petite zone convective près du cœur. Les étoiles moyennes ou petites, comme le Soleil, ont un cœur stable envers la convection, mais la convection prend place dans les couches externes, qui sont ainsi mélangées. Ceci résulte en une concentration croissante en hélium du cœur, entouré d'une enveloppe riche en hydrogène. Par contraste, les étoiles de très petite masse, peu chaudes (en-dessous de ) sont convectives dans leur ensemble. Ainsi l'hélium produit au cœur est réparti dans l'ensemble de l'étoile, produisant une atmosphère relativement uniforme, et une vie proportionnellement plus longue sur la séquence principale.