La «séquence principale» est-elle une séquence temporelle?

Les étoiles tracées par la luminosité et la température de surface s'inscrivent dans des motifs dans un diagramme de Hertzsprung – Russell . Un sous-ensemble diagonal approximatif de ce graphique est appelé la séquence principale. Est-ce en quelque sorte une séquence temporelle? Il y a un indice dans la section physique stellaire de l'article de wikipedia que la réponse est non, mais que cela a été pensé une fois:

La contemplation du diagramme a conduit les astronomes à spéculer qu'il pourrait démontrer une évolution stellaire, la principale suggestion étant que les étoiles se sont effondrées des géantes rouges aux étoiles naines, puis se sont déplacées le long de la ligne de la séquence principale au cours de leur vie.

Le mot "séquence" dans ce cas signifie-t-il maintenant juste un ordre particulier, et non une progression dans le temps qu'une étoile fait? La séquence principale n'est-elle qu'une sorte de plateau dans l'évolution stellaire où les étoiles passent une durée importante?

Est-ce en quelque sorte une séquence temporelle?

Pas vraiment. Du moins pas dans le sens d'une étoile glissant le long de la séquence principale. Cela n'arrive pas. Au lieu de cela, une étoile reste plus ou moins stationnée à un endroit de la séquence principale pendant sa durée de vie en tant qu'étoile de la séquence principale.

Une protoétoile est plus lumineuse et plus froide que l'étoile de la séquence principale d'âge zéro qu'elle deviendra. Une fois qu'une étoile "s'enflamme" (commence à fusionner l'hydrogène (pas le deutérium)), c'est quand une étoile entre dans la séquence principale. C'est là que l'étoile passe la majorité de sa vie. Dans le cas des petites étoiles, des étoiles dont la masse est inférieure à environ 40% de la masse du Soleil, c'est là que l'étoile passera la totalité de sa vie en tant qu'étoile. Les petites étoiles s'assombrissent et s'assombrissent à mesure qu'elles vieillissent.

Les étoiles plus grosses ne se mélangent pas complètement du noyau le plus intérieur aux régions ultrapériphériques. Ces étoiles plus grosses accumulent une cendre d'hélium en vieillissant. Cette fusion d'hydrogène se termine finalement lorsque tout l'hydrogène du cœur a été fusionné en hélium. C'est alors que l'étoile quitte la séquence principale. Contrairement aux petites étoiles, les étoiles plus grandes deviennent plus brillantes (plus lumineuses) à mesure qu'elles vieillissent.

Les étoiles plus grosses (étoiles supérieures à 40% des masses solaires) peuvent doubler ou tripler de luminosité à mesure qu'elles vieillissent. C'est une augmentation d'un tiers à un demi-ordre de grandeur, et c'est minuscule par rapport aux onze ou douze ordres de grandeur de luminosité indiqués sur un diagramme HR entre la plus petite naine rouge et la plus grande géante bleue. Cela signifie qu'une fois qu'une étoile non minuscule entre dans la séquence principale, elle reste plus ou moins à cet endroit de la séquence principale jusqu'à ce qu'elle quitte la séquence principale.

Non, la séquence principale ressemble plus à une ligne de départ . La plupart des étoiles passent longtemps sur un point ( 10 milliards d'années pour le soleil) pendant qu'elles fusionnent l'hydrogène en hélium. Puis ils s'en éloignent.

Dans ce diagramme, la ligne noire est la séquence principale. Les lignes colorées montrent des séquences temporelles. Ce progrès dans le temps d'une étoile individuelle est appelé sa trajectoire évolutive .

Les nombres le long de la ligne noire sont des masses solaires (1 = le soleil). Ce diagramme a évolué à travers une séquence d'images par les utilisateurs de Wikimedia Rursus , GAS et Jesusmaiz.

La séquence principale est principalement un plateau qu'une étoile atteint après sa formation complète, mais avant qu'elle ne commence à manquer d'hydrogène pour alimenter les réactions de fusion normales. Et oui, la séquence est surtout un ordre - en masse, pas en âge. Je dis surtout parce que l'âge a un certain effet (voir la section de l'article Wikipedia sur la séquence principale concernant la variation température-luminosité ). Le résultat est que les étoiles plus âgées sont légèrement plus chaudes et plus brillantes que les étoiles plus jeunes.

Pour la plupart des étoiles, une grande partie de la lumière qu'elle émet est un rayonnement du corps noir . La quantité d'énergie produite par une étoile est compliquée (comme expliqué sur la page pour la relation masse-luminosité ) mais le résultat est que pour les étoiles avec une masse plus grande, la production d'énergie augmente considérablement par rapport à sa surface et est donc plus chaude . La page sur le rayonnement du corps noir a une belle explication, y compris un graphique de la température montrant comment la température de surface des petites étoiles rouges et à mesure que la masse augmente, orange, jaune, vert et bleu.

Le taux de fusion plus élevé (par rapport à la taille) explique pourquoi les étoiles plus grandes manquent d'hydrogène plus rapidement que les étoiles plus petites.

Réponse courte

La réponse est non. La séquence principale est une séquence en masse (et non une séquence en temps).

Les étoiles les plus massives sont situées en haut à gauche (car elles sont les plus brillantes et les plus chaudes / les plus bleues). Les étoiles de masse les plus basses sont situées en bas à gauche (car elles sont plus faibles et plus froides / plus rouges).

Suivre la séquence principale du haut à gauche vers le bas à droite est donc une séquence de masse élevée à faible.

Un peu plus de fond

Les astronomes Hertzsprung et Russel ont été parmi les premiers à noter que la luminosité et les couleurs des étoiles ne sont pas seulement aléatoires, mais que la grande majorité des étoiles montre une relation étroite entre la luminosité et la couleur. Les étoiles les plus brillantes sont généralement plus bleues (= plus chaudes) et les étoiles plus faibles sont généralement plus rouges (= plus froides).

En traçant les propriétés des étoiles dans un diagramme qui montre la luminosité sur l'axe vertical et la couleur (ou la température) sur l'axe horizontal, il s'avère que la grande majorité des étoiles se trouvent dans une bande assez étroite dans ce diagramme. Nous appelons cela la séquence principale, simplement parce que la plupart des étoiles se trouvent dessus. (Il y a des exceptions, par exemple les géants rouges et les naines blanches ne mentent pas sur cette séquence, mais ce sont plus rares). Nous appelons maintenant ce diagramme le diagramme de Hertzsprung-Russel.

La plupart des stars se trouvent sur cette séquence car elles y passent environ 90% de leur temps de vie, sans trop changer. Le soleil est également l'une des nombreuses étoiles de la séquence principale. Toutes les étoiles de la séquence principale sont propulsées par la fusion nucléaire de l'hydrogène dans leurs centres chauds. Il s'agit d'une source de carburant si efficace pour une étoile qu'elle dure 90% de sa vie.

Les modèles informatiques ont aidé les astronomes à comprendre comment les étoiles se déplacent dans le diagramme de Hertzsprung-Russel lorsqu'elles vieillissent. Lorsque les étoiles manquent de carburant hydrogène dans leurs centres, elles commencent à changer et quittent la séquence principale. C'est alors qu'ils peuvent devenir des géants rouges. Ces changements sont relativement rapides. C'est pourquoi nous ne voyons pas beaucoup d'étoiles loin de la séquence principale. Les traces de la façon dont les étoiles se déplacent dans le diagramme à mesure qu'elles vieillissent sont appelées traces évolutives. Ces pistes évolutives peuvent être considérées comme des séquences de temps.