Séquence principale - Définition

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Trajectoires d'évolution

Présentation des diagrammes de HR pour deux amas ouverts. NGC 188 (en bleu) est plus âgé, et présente un départ de la séquence principale plus bas que celui de M67 (en jaune).

Quand une étoile de la séquence principale a consommé l'hydrogène de son cœur, le ralentissement de la production d'énergie conduit l'effondrement gravitationnel à repartir. En ce qui concerne les étoiles de moins de \scriptstyle 0,23\,M_\odot, il est prévu qu'elles deviennent des naines blanches une fois que la production d'énergie par fusion nucléaire cessera, mais le processus est si lent qu'il leur faut plus que l'âge actuel de l'Univers. Dans les étoiles plus massives, jusqu'à \scriptstyle 10\,M_\odot, l'hydrogène entourant le cœur d'hélium atteint une température et une pression suffisantes pour subir la fusion, ce qui forme une couche de fusion de l'hydrogène. En conséquence, l'enveloppe externe de l'étoile se détend et se refroidit, et l'étoile devient une géante rouge. À ce point, l'étoile quitte donc la séquence principale et entre dans la branche des géantes. Elle suit une trajectoire d'évolution dans le diagramme de HR en diagonale opposée à la séquence principale, vers le haut à droite. C'est sa trajectoire d'évolution.

Le cœur d'hélium continue à se contracter, jusqu'à ce qu'il soit entièrement supporté par la pression de dégénérescence des électrons – un effet quantique qui limite la compression de la matière. Pour des étoiles de plus d'environ \scriptstyle 0,5  M_\odot, le cœur peut atteindre une température suffisante pour déclencher la fusion de l'hélium en carbone par le processus 3α. Les étoiles avec plus de 5 - \scriptstyle 7,5  M_\odot peuvent aussi fusionner des éléments de plus haut numéro atomique. Pour les étoiles de \scriptstyle 10  M_\odot ou plus, ce processus pourrait conduire à un cœur toujours plus dense, qui finalement s'effondre, éjectant les couches externes en une explosion de supernova, de type II, de type Ib ou de type Ic.

Quand un amas d'étoiles est formé à peu près au même moment, la durée de vie de ses étoiles dépend de leurs masses. Les étoiles les plus massives quittent la séquence principale en premier, suivies en série, au fur et à mesure, par des étoiles de masses toujours décroissantes. Les étoiles évoluent donc dans l'ordre de leur position sur la séquence principale, en commençant par les plus massives en haut à gauche du diagramme HR. La position actuelle où ces étoiles quittent la séquence principale est appelé le point de retournement. En connaissant le temps de vie sur la séquence prinicpale à cet endroit, il est possible d'estimer l'âge de l'amas.

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