Le Soleil et les étoiles : Séquence principale



La séquence principale

Nous avons vu qu'en traçant le diagramme qui porte leur nom, les astronomes Hertzsprung et Russell mirent en évidence une longue diagonale sur laquelle se trouvaient la majorité des étoiles, la séquence principale. Les études théoriques ont montré que les étoiles de cette séquence sont celles qui utilisent la fusion de l'hydrogène en hélium comme source d'énergie. Le fait que cette phase de la vie d'une étoile soit la plus stable et la plus longue explique que la majorité des étoiles observables se trouvent sur la séquence principale.

La durée de vie d'une étoile sur la séquence principale dépend de deux facteurs : la quantité d'hydrogène disponible en son centre et la vitesse à laquelle elle brûle ce combustible. La première quantité est proportionnelle à la masse de l'étoile. Si vous multipliez celle-ci par deux, vous obtenez deux fois plus de combustible au centre. Le deuxième paramètre est lié à l'énergie produite en un temps donné par l'étoile, donc à sa luminosité. Or, nous avons vu que la luminosité n'est par simplement proportionnelle à la masse, mais augmente beaucoup plus vite que cela. Par exemple, si vous multipliez par deux la masse d'une étoile, sa luminosité est multipliée par un facteur 10.

Ces considérations ont d'importantes conséquences en ce qui concerne la durée de vie stellaire. Une étoile de deux masses solaires brûle son hydrogène 10 fois plus vite que le Soleil, mais ne possède un stock de combustible que deux fois plus grand. Sa durée de vie sur la séquence principale est donc cinq fois plus courte. Ainsi, les étoiles ont des durées de vie très diverses. Alors que le Soleil peut espérer une vie tranquille de 10 milliards d'années, les étoiles les plus massives n'ont à leur disposition que quelques millions d'années. Les étoiles les moins massives ont quant à elles plus de 100 milliards d'années à vivre. Il y a donc presque un facteur 10 000 entre l'espérance de vie la plus longue et la plus courte.

La séquence principale comme outil : l'âge des amas stellaires

Nous avons vu comment les astronomes avaient réussi à déterminer de nombreuses propriétés des étoiles comme la luminosité ou la masse. L'un des paramètres qu'il n'est pas possible de déterminer directement est l'âge d'une étoile. Il existe néanmoins un cas dans lequel cela est réalisable : celui des étoiles d'un amas. Ceci est possible car tous les membres d'un amas sont nés en même temps et ont donc le même âge.

Messier 80
L'amas globulaire Messier 80 photographié par le télescope spatial Hubble. Crédit : AURA/STScI/NASA

Pour comprendre comment cette propriété peut se révéler très utile, considérons quelques exemples. Commençons par un amas très jeune de quelques millions d'années. Les phases de formation stellaire étant relativement courtes, toutes les étoiles de l'amas ont rejoint la séquence principale. Étant donné que même les astres les plus massifs restent sur celle-ci pendant une dizaine de millions d'années, toutes les étoiles de l'amas en font encore partie. La séquence principale d'un amas jeune est donc complète et comprend des étoiles aussi bien bleues que rouges.

Passons à un amas de quelques dizaines de millions d'années. Dans ce cas, les étoiles les plus massives ont déjà quitté la séquence principale. Celle-ci va donc apparaître tronquée de sa partie bleue, alors que quelques géantes rouges font leur apparition. Dans un amas d'un milliard d'années, toutes les étoiles de masse supérieure à deux fois celle de Soleil ont quitté la séquence principale. Le diagramme de Hertzsprung-Russell la montre amputée de sa partie supérieure, alors qu'apparaissent de nombreuses géantes rouges, ainsi que des naines blanches. Finalement, un amas de 10 milliards d'années présente de très nombreuses géantes rouges, une séquence principale limitée à des étoiles rougeâtres peu massives, ainsi qu'un grand nombre de naines blanches.

La physionomie du diagramme de Hertzsprung-Russell d'un amas est donc très dépendante de l'âge de ce dernier. Il suffit en fait de déterminer quelles sont les étoiles les plus massives ou les plus chaudes encore présentes dans la séquence principale, pour obtenir une estimation précise de l'âge de l'amas et de ses constituants.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html