Les étoiles de la séquence principale : Définition et cycle de vie

Les étoiles de la séquence principale font fusionner des atomes d’hydrogène pour former des atomes d’hélium dans leur noyau. Environ 90 % des étoiles de l’univers, y compris le soleil, sont des étoiles de la séquence principale. Ces étoiles peuvent aller d’environ un dixième de la masse du soleil jusqu’à 200 fois plus massives.

Les étoiles commencent leur vie sous forme de nuages de poussière et de gaz. La gravité attire ces nuages ensemble. Une petite proto-étoile se forme, alimentée par la matière qui s’effondre. Les proto-étoiles se forment souvent dans des nuages de gaz très denses et peuvent être difficiles à détecter.

« La nature ne forme pas les étoiles de manière isolée », a déclaré Mark Morris, de l’Université de Californie à Los Angeles (UCLS), dans un communiqué. « Elle les forme en amas, à partir de nuages natals qui s’effondrent sous l’effet de leur propre gravité. »

Les corps plus petits – avec moins de 0,08 la masse du soleil – ne peuvent pas atteindre le stade de la fusion nucléaire en leur cœur. Au lieu de cela, ils deviennent des naines brunes, des étoiles qui ne s’enflamment jamais. Mais si le corps a une masse suffisante, les gaz et les poussières qui s’effondrent brûlent de plus en plus et finissent par atteindre des températures suffisantes pour fusionner l’hydrogène en hélium. L’étoile s’allume et devient une étoile de la séquence principale, alimentée par la fusion de l’hydrogène. La fusion produit une pression vers l’extérieur qui s’équilibre avec la pression vers l’intérieur causée par la gravité, stabilisant l’étoile.

La durée de vie d’une étoile de séquence principale dépend de sa masse. Une étoile de masse plus élevée peut avoir plus de matière, mais elle la brûle plus rapidement en raison des températures plus élevées du noyau causées par des forces gravitationnelles plus importantes. Alors que le soleil passera environ 10 milliards d’années sur la séquence principale, une étoile dix fois plus massive ne restera dans les parages que 20 millions d’années. Une naine rouge, qui est deux fois moins massive que le soleil, peut durer de 80 à 100 milliards d’années, ce qui est bien plus long que l’âge de l’univers, qui est de 13,8 milliards d’années. (Cette longue durée de vie est l’une des raisons pour lesquelles les naines rouges sont considérées comme de bonnes sources pour les planètes abritant la vie, car elles sont stables pendant une si longue période).

Étoile brillante

Il y a plus de 2 000 ans, l’astronome grec Hipparque a été le premier à établir un catalogue des étoiles en fonction de leur luminosité, selon Dave Rothstein, qui a participé au site Web « Ask An Astronomer » de l’université Cornell en 2003.

« En gros, il regardait les étoiles dans le ciel et les classait en fonction de leur luminosité – les étoiles les plus brillantes étaient de ‘magnitude 1’, les suivantes de ‘magnitude 2’, etc, jusqu’à la ‘magnitude 6’, qui étaient les étoiles les plus faibles qu’il pouvait voir », écrit Rothstein.

Les instruments modernes ont amélioré les mesures de luminosité, les rendant plus précises.

Au début du 20e siècle, les astronomes ont réalisé que la masse d’une étoile est liée à sa luminosité, ou à la quantité de lumière qu’elle produit. Ces deux éléments sont liés à la température stellaire. Des étoiles 10 fois plus massives que le soleil brillent plus de mille fois plus.

La masse et la luminosité d’une étoile sont également liées à sa couleur. Les étoiles plus massives sont plus chaudes et plus bleues, tandis que les étoiles moins massives sont plus froides et ont un aspect rougeâtre. Le soleil se situe entre ces deux spectres, ce qui lui donne un aspect plus jaunâtre.

« La température de surface d’une étoile détermine la couleur de la lumière qu’elle émet », selon l’Observatoire mondial de Las Cumbres. « Les étoiles bleues sont plus chaudes que les étoiles jaunes, qui sont plus chaudes que les étoiles rouges. »

Cette compréhension a conduit à la création d’un tracé connu sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R), un graphique des étoiles basé sur leur luminosité et leur couleur (qui montre à son tour leur température). La plupart des étoiles se situent sur une ligne appelée  » séquence principale « , qui va du haut à gauche (où les étoiles chaudes sont plus brillantes) au bas à droite (où les étoiles froides ont tendance à être plus sombres).

Quand les étoiles s’éteignent

Éventuellement, une étoile de la séquence principale brûle l’hydrogène de son noyau, atteignant la fin de son cycle de vie. À ce moment-là, elle quitte la séquence principale.

Les étoiles dont la masse est inférieure à un quart de celle du soleil s’effondrent directement en naines blanches. Les naines blanches ne font plus de fusion en leur centre, mais elles rayonnent toujours de la chaleur. Finalement, les naines blanches devraient se refroidir en naines noires, mais les naines noires ne sont que théoriques ; l’univers n’est pas assez vieux pour que les premières naines blanches se refroidissent suffisamment et fassent la transition.

Les étoiles plus grandes voient leurs couches externes s’effondrer vers l’intérieur jusqu’à ce que les températures soient assez chaudes pour fusionner l’hélium en carbone. Ensuite, la pression de la fusion fournit une poussée vers l’extérieur qui dilate l’étoile plusieurs fois plus que sa taille initiale, formant une géante rouge. La nouvelle étoile est beaucoup plus faible qu’elle ne l’était en tant qu’étoile de la séquence principale. Le soleil finira par former une géante rouge, mais ne vous inquiétez pas – cela ne se produira pas avant un certain temps.

« Dans quelque cinq milliards d’années, après que le soleil sera devenu une géante rouge et aura réduit la Terre en cendres, il éjectera sa propre nébuleuse magnifique, puis s’éteindra sous la forme d’une étoile naine blanche », a déclaré Howard Bond, du Space Telescope Science Institute dans le Maryland.

Si l’étoile d’origine avait jusqu’à 10 fois la masse du soleil, elle brûle toute sa matière en 100 millions d’années et s’effondre en une naine blanche super dense. Les étoiles plus massives explosent dans une violente supernova, projetant les éléments les plus lourds formés dans leur noyau à travers la galaxie. Le noyau restant peut former une étoile à neutrons, un objet compact qui peut se présenter sous diverses formes.

La longue durée de vie des naines rouges signifie que même celles formées peu après le Big Bang existent encore aujourd’hui. Cependant, ces corps de faible masse finiront par brûler leur hydrogène. Ils deviendront plus sombres et plus froids, et finalement les lumières s’éteindront.

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