Séquence principale - Définition
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Variation luminosité-couleur
Au fur et à mesure que l'hélium inutilisable s'accumule dans le cœur d'une étoile de la séquence principale, la diminution de l'hydrogène par unité de masse amène une baisse graduelle du taux de fusion dans la masse. Pour compenser cet effet, la température et la pression du cœur augmentent graduellement, ce qui provoque une production totale d'énergie augmentée (pour soutenir la densité accrue de l'intérieur). Ceci produit une croissance lente, mais continue de la luminosité et du rayon de l'étoile dans le temps. Ainsi, par exemple, la luminosité du Soleil à ses débuts n'était que 70% de sa valeur actuelle. Avec l'âge, la position d'une étoile va changer sa position vers le haut sur le diagramme HR. Ceci résulte en un élargissement de la bande de la séquence principale, parce que les étoiles sont observées à des fractions aléatoires de leur temps de vie. La séquence principale observée est une bande plus large que la ligne étroite de la ZAMS.
D'autres facteurs contribuent à étaler la séquence principale sur le diagramme HR : incertitude sur la distance des étoiles, et présence d'étoiles binaires non résolues qui peuvent modifier les paramètres stellaires observés. Mais même une observation parfaite montrerait une séquence principale élargie, car la masse n'est pas le seul paramètre qui affecte la couleur et/ou la luminosité d'une étoile. Outre les variations en composition chimique – tant par l'abondance initiale que par l'évolution de l'étoile – l'interaction avec un compagnon rapproché, une rotation rapide, ou un champ magnétique peut aussi changer la position d'une étoile légèrement sur le diagramme HR, pour citer quelques facteurs. Par exemple, il y a des étoiles très pauvres en éléments de numéro atomique supérieur à celui de l'hélium – ce sont les étoiles à faible métallicité – qui se trouvent juste en-dessous de la séquence principale. Nommées sous-naines, ces étoiles effectuent la fusion de l'hydrogène dans leur cœur, et marquent la limite basse de la séquence principale, en ce qui concerne la composition chimique.
Une région presque verticale du diagramme HR, connue sous le nom de bande d'instabilité, est occupée par des étoiles variables pulsantes, notamment les céphéides. Ces étoiles varient en magnitude à intervalles réguliers, leur donnant une apparence pulsante. La bande coupe la partie supérieure de la séquence principale dans la région des classes A et F, entre 1 et 
. Les étoiles variables dans la partie de la zone d'instabilité qui coupe la partie supérieure de la séquence principale sont appelées variables de type Delta Scuti. Les étoiles de la séquence principale de cette région ne subissent que des changements de faible amplitude en magnitude, et cette variation est donc difficile à détecter. D'autres classes d'étoiles de la séquence principale instables, come les variables de type beta Cephei – à ne pas confondre avec les céphéides – ne sont pas reliées à cette bande d'instabilité.
Références et notes
Notes
- les lettres B et V se réfèrent à la magnitude d'une étoile, vue à travers un filtre coloré normalisé, bleu pour B et vert-jaune pour V. La différence montre dans quelle mesure la couleur s'éloigne du bleu.
- Pour les anglophones, une phrase mnémotechnique pour se rappeler la suite des types est « Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me »
- En mesurant la différence entre ces deux valeurs, on s'affranchit de la nécessité de connaître la distance de l'étoile. Cependant, voir extinction.
- Par définition. Le Soleil est une étoile de type G2 V typique.
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. C'est listé dans la table comme 1,26 fois la luminosité solaire. À la métallicité de Z=0,01, la luminosité est de 1,34 luminosité solaire, à la métallicité de Z=0,04, la luminosité est de 0,89 luminosité solaire. - (en) Martin V. Zombeck, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics, Cambridge University Press, 1990, 2e éd.
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