Evolution sur la séquence principale
C’est la phase la plus longue de la vie d’une étoile. L’étoile ne varie pratiquement pas pendant cette période, elle reste stable et en équilibre mécanique comme thermodynamique. Son diamètre va varier de 20% sur toute la période. C’est sa composition chimique qui va surtout changer.
En effet, les réactions de fusion dans le cœur de l’étoile transforment de l’hydrogène en hélium. Ainsi l’énergie provient de ce qu’on appelle la chaine PP (proton-proton, création d’hélium).
Comme le centre consomme en premier son hydrogène, les réactions se rependent à des rayons plus élevés, alors l’étoile se contracte et libère de l’énergie gravitationnelle, ce qui provoque parallèlement une augmentation de température dans le cœur.
Chaque couche se réchauffe petit à petit, Pour lutter contre son poids grandissant (la masse est inchangée, mais le rayon du cœur diminue, donc la gravité augmente), l’étoile produit davantage d’énergie. Sa luminosité augmente donc légèrement. L’étoile devient de plus en plus rouge !
Exemple avec le Soleil : à sa naissance, le diamètre du soleil était de 0,94 R☉ (rayon solaire aujourd’hui), sa luminosité 70% celle d’aujourd’hui ; alors que quand l’hydrogène se trouvant dans le cœur sera consommé, sa luminosité sera doublée.
Or si on suit tout ce raisonnement, chaque étoile devrait être identique ! On sait cependant que les étoiles se comportent différemment sur la séquence principale en fonction de leur masse. Les transformations chimiques sont produites avec deux familles de réactions, la chaine PP et le cycle de Bethe, le cycle carbone-azote-oxygène CNO. Ces cycles comportent respectivement 3 et 1 variantes.
Une étude plus poussée sur les domaines de prédominance de ces réactions en fonction de la temperature nous permettrait d’arriver à ces résultats :
- Pour les petites étoiles de moins de 0,26 masse solaire, seule la chaine PP est réalisée, l’étoile est convective et sa matière est lentement brassée pour être transformée.
- Pour les étoiles de masse faible, entre 0,26 et 1,5 masse solaire, le cœur est radiatif (ne se brasse pas), les réactions de fusion se produisent de plus en plus loin du cœur mais de façon progressive. L’étoile devient un peu bleue puis commence ensuite à rougir.
- Pour les étoiles massives, d’une masse supérieure à 1,5 masse solaire, le cœur est convectif, les réactions CNO sont majoritaires, le brassage est vif et rend le cœur homogène. Ensuite, l’étoile pourra devenir une géante rouge.
Lorsque la gravité empêchera la fusion de l’hydrogène, l’étoile perdra sa source d’énergie, elle quitte alors la séquence principale pour se diriger vers sa fin de vie.
N'hésitez pas à poser des questions!
Guillaume et Yann