Séquence Principale
Accueil Remonter Naissance Séquence Principale Géantes Cadavres stellaires Diagramme HR

 

Séquence Principale

 

Pour le restant de sa «vie», l'étoile devra lutter un combat constant contre sa propre masse. Ainsi, la gravité de l'étoile tend à approcher le gaz de la périphérie vers le centre, ce qui génère une pression qui tend à comprimer l'astre vers son centre. Ce faisant, le gaz qui consiste l'étoile est comprimé, et conséquemment, s'échauffe. L'énergie (thermique) ainsi générée sert à lutter contre la gravité. Cependant, cette augmentation de chaleur n'est pas suffisante pour équilibrer la force gravitationnelle. Pour éviter de s'effondrer, l'étoile doit alors générer une pression opposée, soit vers l'extérieur. Elle y parvient par le biais de la fusion thermonucléaire, qui a lieu dans son noyau. Ce processus génère une grande quantité d'énergie, qui est alors irradiée vers l'extérieur, luttant ainsi contre la gravité. Cet équilibre fragile doit être maintenu pendant toute la vie de l'astre, il est ce qui assure sa survie en tant qu'étoile «normale» (que l'on nomme la Séquence Principale).

 

Image d'une étoile sur la Séquence Principale, brûlant l'hydrogène par fusion en son coeur. L'énergie générée lors de la fusion nucléaire est véhiculée par radiation jusqu'à une certaine distance, puis par convection (i.e. le gaz chaud monte vers le haut et le gaz froid redescend en un cycle continu), jusqu'à la photophère, qui est la zone où les photons que nous observons sont produits. C'est cette zone du Soleil que nous observons de la Terre.

 

Mais il vient un jour où le carburant fait défaut: l'étoile quitte alors la Séquence Principale et devient alors une géante.

 

Page Web créée par Bruno Navert

Signez mon livre d'or!

Précédent Suivant

Dernière modification: 12 avril, 2003