Qu'est-ce Qu'une Étoile de la Séquence Principale ?

Les étoiles de la séquence principale sont le type le plus commun dans l'Univers. Les étoiles de la séquence principale sont stables. Ils fusionnent les noyaux d'hydrogène pour former des noyaux d'hélium, libérant de l'énergie et émettant de la lumière.

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Une étoile de séquence principale est une étoile dans la partie stable de son cycle de vie. Ils sont le type le plus commun d'étoile dans l'univers. Notre étoile, le Soleil, est dans la phase de séquence principale. Il est à mi-chemin à travers cette étape, et deviendra finalement un géant rouge dans environ cinq milliards d'années.

Toutes les étoiles de la séquence principale sont en équilibre, ce qui signifie que la pression vers l'extérieur causée par les réactions de fusion est équilibrée par la force de gravité qui tire l'étoile ensemble. La pression et la température d'une étoile de séquence principale augmentent lorsque vous vous rapprochez de son centre. Le temps qu'une étoile passe à ce stade de sa vie dépend de la masse de l'étoile. Contre-intuitivement, les étoiles massives ont une durée de vie plus courte que les étoiles plus petites. Les grandes étoiles massives utilisent leur combustible nucléaire à un rythme beaucoup plus rapide que les petites étoiles. Les étoiles peuvent avoir une taille allant d'un dixième de la taille de notre soleil à des centaines de fois plus grandes. La couleur d'une étoile varie également en fonction de sa taille. Les grandes étoiles sont plus chaudes et émettent plus de lumière bleue. les petites étoiles sont plus petites et émettent plus de lumière rouge.

L'étape principale de la séquence se produit après qu'une nébuleuse stellaire s'effondre en raison de la force de gravité. Lorsque la nébuleuse s'effondre, la température interne augmente. Lorsque le noyau du protostar nouvellement formé atteint une certaine température, la fusion nucléaire commence. La fusion nucléaire est une réaction nucléaire qui libère de l'énergie en fusionnant des noyaux plus petits et plus légers dans un noyau plus gros et plus lourd. Ce processus libère des photons d'énergie. Ces photons sont absorbés et réabsorbés plusieurs fois avant de quitter l'étoile. La quantité d'énergie libérée peut être calculée en utilisant la fameuse équation d'Einstein, E = mc ² , où E est la quantité d'énergie, m est le changement de masse et c est la vitesse de la lumière.

La plupart des étoiles de la séquence principale sont presque entièrement composées d'hydrogène et d'hélium. Certains ont un petit pourcentage d'éléments plus lourds, tels que le carbone ou l'oxygène. Les scientifiques peuvent analyser la composition d'une étoile de la séquence principale en étudiant la lumière qu'ils émettent.

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