Un peu de chimie

Séquence principale

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En astronomie, la  séquence principale est une bande continue et distinctive d'étoiles qui apparaît sur des diagrammes  de couleur stellaire par rapport à la luminosité. Ces diagrammes  de couleur sont connus sous le nom de diagrammes Hertzsprung-Russell d'après leurs co-développeurs, Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Les étoiles sur cette bande sont connues comme étoiles de séquence principale ou étoiles "naines".

Après la formation d'une étoile, elle génère de l'énergie thermique dans la région centrale dense par fusion nucléaire d'atomes d'hydrogène en hélium. Au cours de cette étape de la vie de l'étoile, elle est située le long de la séquence principale à une position déterminée principalement par sa masse, mais aussi sur la base de sa composition chimique et d'autres facteurs. Toutes les étoiles de la séquence principale sont en équilibre hydrostatique, où la pression thermique vers l'extérieur du noyau chaud est équilibrée par la pression vers l'intérieur de l'effondrement gravitationnel des couches sous-jacentes. La forte dépendance du taux de production d'énergie dans le noyau sur la température et la pression contribue à maintenir cet équilibre. L'énergie générée au cœur se dirige vers la surface et est rayonnée vers la photosphère. L'énergie est transportée soit par rayonnement soit par convection, cette dernière se produisant dans des régions à gradients de température plus importants, une opacité supérieure ou les deux.

La séquence principale est parfois divisée en parties supérieure et inférieure, se basant sur le processus le plus important qu'une étoile utilise pour produire de l'énergie. Dans les étoiles inférieures d'une masse inférieure à environ  1,5 fois la masse du Soleil  principalement les atomes d'hydrogène fusionnent ensemble dans une série d'étapes pour former l'hélium, une séquence appelée chaîne proton-proton. Au-dessus de cette masse, dans la séquence principale supérieure, le processus de fusion nucléaire utilise principalement des atomes de carbone, d'azote et d'oxygène comme intermédiaires dans le cycle CNO qui produit de l'hélium à partir d'atomes d'hydrogène. Les étoiles de séquence principale avec plus de deux masses solaires subissent une convection dans leurs régions centrales, ce qui agit pour stimuler l'hélium nouvellement créé et maintenir la proportion de combustible nécessaire pour la fusion. Au-dessous de cette masse, les étoiles ont des noyaux qui sont entièrement radiatifs avec des zones de convection près de la surface. Avec la diminution de la masse stellaire, la proportion de l'étoile formant une enveloppe de convection augmente de façon constante, alors que les étoiles de séquence principale inférieures à 0,4 la masse du soleil subissent une convection dans toute leur masse. Lorsque la convection du noyau ne se produit pas, un noyau riche en hélium se développe entouré par une couche externe d'hydrogène.

En général, plus une étoile est massive, plus sa durée de vie est courte sur la séquence principale. Après que le combustible d'hydrogène au noyau ait été consommé, l'étoile évolue loin de la séquence principale sur le diagramme HR. Le comportement d'une étoile dépend maintenant de sa masse, avec des étoiles inférieures à 0,23 la masse du soleil devenant naines blanches directement, alors que des étoiles avec jusqu'à dix masses solaires passent par un stade géant rouge. Des étoiles plus massives peuvent exploser comme une supernovae, ou s'affaisser directement dans un trou noir.

Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé «Main sequence» (voir la liste des auteurs).