Séquence principale - Définition

Production d'énergie

Toutes les étoiles de la séquence principale ont une région de cœur où l'énergie est produite par fusion nucléaire. La température et la densité de ce cœur sont à des niveaux suffisants pour entretenir la production d'énergie capable de soutenir le poids du reste de l'étoile. Une réduction de la production d'énergie produirait une compression par ce poids, ce qui rétablirait la production d'énergie à son niveau convenable, en raison de l'élévation de la pression et de la température. Inversement, un accroissement trop prononcé de la production d'énergie ferait gonfler l'étoile, diminuant ainsi la pression et la température du cœur. L'étoile forme donc un système auto-régulé en équilibre hydrostatique, stable tout au long de son séjour sur la séquence principale.

Ce graphique montre le logarithme de la production relative d'énergie (ε) pour les processus de fusion par la chaîne p-p (PP), le cycle CNO et le triple α à différentes températures. La ligne pointillée représente la production combinée par la chaîne pp et le cycle CNO dans une étoile. À la température du cœur du Soleil, la chaîne pp domine encore.

Les étoiles de la séquence principale produisent leur énergie par deux processus de fusion de l'hydrogène, et le taux de production d'énergie par chacun dépend de la température au cœur. Les astronomes divisent la séquence principale en deux parties (voir figure) : l'inférieure est celle où domine la chaîne pp où les isotopes de l'hydrogène proton, deutérium et tritium fusionnent directement, le tritium subissant la désintégration β qui transforme lentement les protons en neutrons pour former les α ; la supérieure est celle où domine le cycle CNO, où les protons fusionnent avec des noyaux plus lourds, carbone, azote et oxygène, qui subissent la désintégration β et finalement éjectent un α pour recommencer le cycle.

C'est à une température de 18 millions de kelvins que le cycle CNO dépasse en productivité la chaîne pp. Ceci correspond à une étoile d'environ . Ainsi en gros, les étoiles F ou moins chaudes utilisent la chaîne pp, tandis que les A ou plus chaudes utilisent le cycle CNO. La transition d'un mode de production à l'autre s'effectue sur un intervalle de moins de  : dans le Soleil, seulement 1,5% de l'énergie est produite par le cycle CNO. Inversement, les étoiles de plus de tirent presque toute leur énergie du cycle CNO.

La limite supérieure observée pour les étoiles de la séquence principale est de 120 à . L'explication théorique pour cette limite est que les étoiles qui la dépassent ne peuvent pas rayonner l'énergie assez vite pour rester stables, si bien que toute masse additionnelle sera éjectée par une série de pulsations, jusqu'à ce que l'étoile atteigne une limite stable. La limite inférieure pour une fusion nucléaire entretenue par la chaîne pp est d'environ . En-dessous de cette masse, on trouve des objets sous-stellaires qui n'entretiennent pas la fusion de l'hydrogène, et que l'on appelle naines brunes.

Temps de vie

La quantité totale d'énergie qu'une étoile peut produire par fusion nucléaire de l'hydrogène est évidemment limitée par la quantité d'hydrogène qui peut être utilisée dans le cœur. Pour une étoile en équilibre, l'énergie produite au cœur est égale à l'énergie rayonnée en surface. Comme la luminosité est la quantité d'énergie rayonnée par unité de temps, le temps de vie total peut être estimé, en première approximation comme l'énergie totale produite, divisée par la luminosité de l'étoile.

Pour une étoile d'au moins , une fois que la réserve d'hydrogène dans le cœur est épuisée, elle gonfle pour devenir une géante, et peut commencer à fusionner des noyaux d'hélium en carbone (processus à 3 α ). La production d'énergie de cette voie par unité de masse n'est qu'un dixième de celle de l'hydrogène, et la luminosité de l'étoile s'accroît. Ceci aboutit à un séjour bien plus court à ce stade que dans la séquence principale (Par exemple, le Soleil ne devrait rester que 130 millions d'années à ce stade, à comparer aux 12 milliards passés à fusionner l'hydrogène.). Ainsi, environ 90% des étoiles observées au-dessus de sont sur la séquence principale. En moyenne, les étoiles de la séquence principale suivent une loi empirique donnant la luminosité en fonction de la masse. La luminosité L de l'étoile est en gros proportionnelle à la masse M à la puissance 3,5 :

Cette relation s'applique aux étoiles de la séquence principale entre 0,1 et .

La quantité d'hydrogène disponible pour la fusion est proportionnelle à la masse de l'étoile. Donc le temps de vie de l'étoile sur la séquence prinicpale peut être estimé en le comparant aux modèles d'évolution du soleil. Le Soleil a été sur la séquence principale pendant environ 4,5 milliards d'années, et la quittera pour devenir une géante rouge dans 6,5 milliards d'années, pour un temps de vie total sur la séquence principale d'environ 10¹⁰ ans. D'où :

où et sont respectivement la masse et la luminosité de l'étoile,   et   celles du soleil et est la valeur estimée du temps de vie de l'étoile sur la séquence principale.

Ce diagrammem donne un exemple de la relation masse-luminosité pour des étoiles d'âge zéro sur la séquence principale (ZAMS). La masse et la luminosité se rapportent au Soleil actuel.

Bien que les étoiles plus massives aient plus de matière disponible pour la fusion, et pourraient donc vivre plus longtemps, elles doivent rayonner beaucoup plus quand leur masse est plus grande. Donc les étoiles les plus massives peuvent ne rester sur la séquence principale que quelques millions d'années, tandis que les étoiles de masse inférieure à peuvent y rester plus de 10¹² années.

La relation masse-luminosité exacte dépend de l'efficacité du transport de l'énergie du cœur vers la surface. Une opacité plus élevée a un effet isolant, qui retient plus d'énergie près du cœur, si bien que l'étoile n'a pas besoin de produire autant d'énergie pour maintenir l'équilibre hydrostatique. Inversement, une opacité plus faible entraîne que l'énergie s'échappe plus facilement, et l'étoile doit consommer plus de matière fusible pour maintenir l'équilibre. Remarquer, cependant, qu'une opacité suffisamment élevée peut déclencher le transport de l'énergie par convection, ce qui change les conditions nécessaires pour maintenir l'équilibre.

Dans les étoiles de haute masse sur la séquence principale, l'opacité est dominée par la diffusion par les électrons, qui ne dépend pratiquement pas de la température. Donc la luminosité n'augmente plus que comme le cube de la masse de l'étoile. Pour les étoiles en-dessous de , l'opacité devient dépendante de la température, ce qui conduit à une variation de la luminosité approchant la 4^e puissance de la masse de l'étoile. Pour les étoiles de très petite masse, les molécules dans l'atmosphère contribuent aussi à l'opacité. En-dessous d'environ , la luminosité de l'étoile varie comme la masse à la puissance 2,3, ce qui produit une diminution de la pente du graphique de la luminosité en fonction de la masse. Même ces raffinements ne sont cependant qu'une approximation, et la relation masse-luminosité peut dépendre de la composition de l'étoile.