Évolution des étoiles - Définition

La séquence principale

Durant la phase de séquence principale, l'étoile est en équilibre hydrostatique, elle subit deux forces qui s'opposent et la maintiennent en équilibre :

• d'une part les réactions thermonucléaires qui ont lieu au cœur de l'étoile, qui exercent une pression radiative qui tend à la faire augmenter de volume, ce qui entraîne une diminution de la température de l'étoile ;
• d'autre part les forces de gravité, qui ont tendance à la faire se contracter et donc à réaugmenter la température de l'étoile.

Ces deux forces sont en équilibre, maintiennent les réactions nucléaires au centre de l'étoile et préviennent tout emballement du cœur de l'étoile.

Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre d'un million de degrés, il devient le siège de réactions thermonucléaires (fusion du deutérium, du lithium et du béryllium). Vers 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène du plasma, les plus communs, commencent à fusionner pour donner essentiellement de l'hélium ⁴He, suivant une réaction de fusion nucléaire appelée cycle proton-proton, de rendement global égal à 64 000 GJ.kg^-1 (par kg d'hydrogène).

Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle carbone-azote-oxygène, ou cycle CNO, dont l'efficacité est beaucoup plus dépendante de la température que le cycle proton-proton. Dans le soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle. Mais dans les étoiles plus massives, la prédominance du cycle CNO a des conséquences majeures sur leur structure.

Parce que les conditions de température et de pression qui permettent la fusion de l'hydrogène ne se rencontrent que dans le cœur des étoiles, et parce qu'il n'y a pas de convection entre ce cœur et l'enveloppe de l'étoile (pour apporter du combustible neuf au cœur), il se produit un empoisonnement du cœur en déchets (l'hélium), qui va conduire à l'arrêt des réactions de fusions. En fait, dans le cas du soleil, environ 10 % de sa masse d'hydrogène seulement fusionne en hélium au cours de la séquence principale. Sachant que la luminosité du Soleil est de 3,9×10²⁶ W et que sa masse est de 1,99×10³⁰ kg, on peut en déduire que la durée de vie d'une étoile comme le Soleil est d'environ 10 milliards d'années sur la séquence principale. Cette durée de vie dépend toutefois fortement des réactions nucléaires qui se déroulent au sein de l'étoile : les étoiles massives, qui contiennent beaucoup plus d'hydrogène que le soleil ont paradoxalement une durée de vie sur la séquence principale beaucoup plus courte.

Au fur et à mesure de sa vie sur la séquence principale, l'étoile doit légèrement se contracter pour contrer l'effet de l'empoisonnement de son cœur en déchets. Ceci conduit à une légère augmentation au cours du temps de sa luminosité.

Tableau récapitulatif

1 M = 1,9891×10³⁰ kg