1. Effondrement gravitationnel : Les étoiles commencent leur vie sous la forme de nuages moléculaires géants dans l’espace interstellaire. Lorsqu’un nuage devient suffisamment dense, il subit un effondrement gravitationnel, formant une protoétoile.
2. Formation Protoétoile : À mesure que la protoétoile s’effondre, elle se réchauffe et sa température et sa pression centrales augmentent. Les réactions de fusion nucléaire démarrent dans le cœur lorsque la température et la pression atteignent des valeurs critiques. À ce stade, la protoétoile devient une étoile de la séquence principale.
3. Brûlage d'hydrogène de base : Au cours de la phase de séquence principale, les étoiles fusionnent l’hydrogène en hélium dans leur noyau. L'énergie libérée par la fusion nucléaire neutralise la force gravitationnelle, équilibrant la structure de l'étoile et l'empêchant de s'effondrer sous sa propre gravité.
4. Durée de vie de la séquence principale : La durée de vie d'une étoile sur la séquence principale dépend de sa masse. Les étoiles plus massives ont une durée de vie de séquence principale plus courte car elles brûlent plus rapidement leur hydrogène. Les étoiles de faible masse ont une durée de vie de séquence principale plus longue et peuvent rester dans cette phase pendant des milliards d’années.
5. Luminosité et évolution des couleurs : À mesure que les étoiles évoluent le long de la séquence principale, leur luminosité et leur couleur changent. Les étoiles plus massives sont plus lumineuses et ont des couleurs plus bleues, tandis que les étoiles moins massives sont moins lumineuses et ont des couleurs plus rouges.
6. Effondrement progressif du noyau : À mesure que les étoiles continuent de fusionner de l’hydrogène dans leur noyau, celui-ci se contracte et devient plus chaud. L'augmentation de la température et de la densité du noyau entraîne finalement des changements dans la structure interne et la production d'énergie de l'étoile.
7. Épuisement de l'hydrogène du noyau : Finalement, les étoiles épuisent l’hydrogène contenu dans leur noyau. Lorsque l’hydrogène du noyau est épuisé, l’étoile ne peut plus maintenir sa structure actuelle et commence à évoluer hors de la séquence principale.
8. Transition vers la phase suivante : Après avoir quitté la séquence principale, les étoiles entrent dans différentes étapes d’évolution en fonction de leur masse. Les étoiles massives deviennent des supergéantes et finissent par exploser sous forme de supernovae, tandis que les étoiles moins massives deviennent des géantes rouges puis évoluent en naines blanches.
L’évolution des étoiles le long de la séquence principale est un élément crucial de l’astronomie stellaire et donne un aperçu du cycle de vie des étoiles et de leur impact sur l’univers.
