La vie adulte : la séquence principale

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Pendant ce temps, le nuage continue à se condenser toujours sous l'effet de la gravitation. Mais il vient un moment où la pression du gaz comprimé à l'intérieur de l'étoile, jointe à la pression de radiation générée par les réactions nucléaires du coeur de l'étoile va finir par s'équilibrer avec l'effet de la gravitation et empêcher ainsi l'effondrement de se poursuivre.

A ce moment-là, l'étoile est en équilibre hydrodynamique, et d'une certaine manière, dans un état stable. Elle se situe alors sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russel, où elle va passer environ 90 % de sa vie. Elle brûle son hydrogène pour le transformer en hélium.

Le diagramme de Hertzsprung-Russel, ainsi nommé d'après les travaux du danois Ejnar Hertzsprung et de l'américain Henry Russel, est une représentation des étoiles en fonction de leur température de surface et de leur luminosité.

En effet, plus l'étoile est massive, plus la gravitation écrase le coeur de celle-ci. Le gaz interne comprimé va ainsi monter en pression en résistance à l'effondrement, donc en température. Cette augmentation de température va favoriser les réactions nucléaires (ce qui au passage fait aussi croître la pression de radiation).
En augmentant son taux de réaction nucléaire, l'étoile va brûler plus de carburant, et plus vite. Ce qui va augmenter d'autant sa luminosité, et réduire sa durée de vie.

Afin de maintenir l' équilibre hydrodynamique, la luminosité L d'une étoile doit être proportionnelle à Mp , où M est sa masse. La valeur de p varie entre 3 pour des étoiles très massives, et 4 pour les étoiles de moins de 10 masses solaires.
La durée de vie de l'étoile est simplement le rapport entre le carburant disponible, et le rythme auquel elle le brûle, c'est à dire sa luminosité.
La durée de vie d'une étoile est donc proportionnelle à 1/Mp.

 

diagramme de Hertzsprung-Russel
En positionnant les étoiles sur ce diagramme, on s'aperçoit qu'une grande majorité des étoiles se situe dans une bande qui va d'en haut à gauche (très chaud et très lumineux) vers le bas à droite (froid et peu lumineux).
Cette bande est appelé la séquence principale.


Les étoiles de la séquence principale sont classées en 7 groupes principaux, appelés classes spectrales, des plus chaudes vers les plus froides : O, B, A, F, G, K, M.

A l'intérieur de chaque groupe, on subdivise encore en sous-groupes de 0 à 9, toujours du plus chaud vers le plus froid.

Pour vous rappeler les classes spectrales, il vous suffit d'apprendre la petite phrase suivante
(adaptez le G selon votre désir) :

Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me.

Ainsi les étoiles les plus chaudes, O et B, sont bleues, tandis que les plus froides, du groupe M, sont rouges.

Notre soleil est une étoile de classe G2 , ce qui correspond à une température de surface d'environ 6000 K. Il rayonne donc principalement dans le jaune.

Pour définir le type spectral complet d'une étoile, on ajoute une classification indiquée en chiffres romains relative à la luminosité de l'étoile : de Ia, les supergéantes lumineuses, à V, les étoiles de la séquence principale.
La classe VI correspond aux sous-naines, étoiles équivalentes à celles de classe V mais moins lumineuses, car moins riches en éléments lourds.
La classe VII correspond aux naines blanches, que nous étudierons plus loin.

La classe 0 correspond à ce que l'on appelle des étoiles hypergéantes. Ces étoiles ont des masses très importantes -jusqu'à 100 voire 150 masses solaires- et des luminosités très élevées.
Pour être classifiée comme 'hypergéante', une étoile doit avoir une très grande taille et un rythme de perte de masse (on dit un indice de perte de masse) élevé.
Bien entendu, ces étoiles ont une durée de vie très courte, de l'ordre de quelques millions d'années seulement. Elles sont de plus extrèmement rares -on ne connait que 7 hypergéantes jaunes dans notre galaxie, ce qui les rend difficiles à étudier.
Note : Les étoiles de classe 0 sont parfois notées comme Ia-0 ou Ia+.

classification spectrale de quelques étoiles
Voici le positionnement d'un certain nombre d'étoiles connues
sur un tel diagramme :
 
Eta de la Carène Hypergéante bleue B0 0
Rho Cassiopée Hypergéante jaune G2 0
RW Cephée Hypergéante rouge K2 0
Rigel Supergéante bleue B8 Ia
Canopus Supergéante blanche F0 Ib
Bételgeuse Supergéante rouge M2 Iab
Arcturus Géante rouge K3 III
Achernar Etoile bleue B3 V
Véga Etoile bleue A0 V
Sirius Etoile blanche A1 V
le Soleil Naine jaune G2 V
61 du Cygne Naine rouge K5 V
Proxima du Centaure Naine rouge M5 V


Les étoiles les plus massives, de type O ou B, de par leur pression de radiation élevée produisent des vents stellaires intenses qui sont propulsés loin de l'étoile par le champ magnétique de celle-ci.

Le cas extrême est constitué des étoiles dites de Wolf-Rayet, dont la température de surface peut atteindre 50.000 K.
Ces étoiles sont caractérisées par une éjection de matière plus importante encore que pour une étoile de classe O.
Ce sont surtout des étoiles en dehors de la séquence principale, ce qui signifie que la combustion dans leur coeur est celle de l'hélium et non plus de l'hydrogène.
Ces étoiles seraient des descendantes d'étoiles O ou B en fin de vie.

Etoile de Wolf-Rayet WR124
Ci-contre, l'étoile WR124 du type Wolf-Rayet
dans la constellation du Sagittaire.

(source NASA/HST)


En émettant un intense rayonnement dans l'extrême ultra-violet, ces étoiles ionisent fortement leur entourage, provoquant ainsi la formation de régions dites H II. Les vents stellaires des étoiles les plus massives disperseront ces nuages libérant ainsi ces étoiles du nuage qui les a vu naitre.


La masse des étoiles

Quelle masse maximale peut atteindre une étoile ? La réponse n'est pas simple, d'une part parce que mesurer cette masse directement est souvent impossible, et nous devons nous contenter de mesures indirectes, et d'autre part parce que, comme nous venons de le voir, plus une étoile est massive, plus courte est sa durée de vie. Les étoiles très massives vivent très peu de temps (1 à 3 millions d'années), et on n'a donc que peu de chances de pouvoir en observer.

pistol star
L'étoile Pistol Star, dans la constellation du Sagittaire, est estimée à 100 masses solaires, ce qui en ferait la plus grosse étoile connue dans notre galaxie.
Sa puissance lumineuse émise est de l'ordre de 10 millions de fois celle du Soleil.
On pense qu'elle faisait à sa création près de 200 masses solaires et qu'elle perd des quantités de masse importantes qui servent à créer la nébuleuse qui l'entoure.

 

(source NASA/HST)

 

L'étoile LBV 1806-20, quand à elle, est estimée à 200 masses solaires, mais il pourrait s'agir d'un système double, voire multiple.

Les théories actuelles sur la formation des étoiles semblent limiter la masse initiale d'une étoile à 120 masses solaires pour assurer sa stabilité. Certaines études semblent indiquer que les toutes premières étoiles de l'univers auraient pu avoir une masse bien plus importante, jusqu'à 1000 masses solaires.
Bien évidemment, ces étoiles auraient vécu très peu de temps, mais auraient permis d'ensemencer l'univers en éléments lourds relativement tôt.


Références :
Properties of the WO Wolf-Rayet stars (R.L. Kingsburgh &al.)
Hubble Identifies What May Be the Most Luminous Star Known
Infrared Observations of the Candidate LBV 1806-20 (S.S. Eikenberry &al.)
Mass Limits to Primordial Star Formation from Protostellar Feedback (J.C. Tan & C.F.McKee)