Si vous faites un graphique de la luminosité de quelques milliers d'étoiles près de nous, par rapport à leur couleur (ou température de surface) - un diagramme de Hertzsprung-Russell - vous verrez que la plupart d'entre elles sont sur une ligne presque droite, diagonale, allant de faible et rouge à brillant et bleu. Cette ligne est la séquence principale (bien sûr, vous devez tracer la luminosité absolue - ou la luminosité - pas la luminosité apparente; savez-vous pourquoi?).
Comme vous vous en doutez, la découverte de la séquence principale a dû attendre que les distances jusqu'à au moins quelques centaines d'étoiles puissent être raisonnablement bien estimées (afin que leurs magnitudes absolues, ou luminosités, puissent être déterminées). Cela s'est produit dans les premières années du 20e siècle (fait amusant: la découverte de Russell était de savoir comment la luminosité absolue était liée à la classe spectrale - OBAFGKM - plutôt qu'à la couleur).
Alors pourquoi la plupart des étoiles semblent-elles se trouver sur la séquence principale? Pourquoi ne trouve-t-on pas d'étoiles sur le diagramme H-R?
Au XIXe siècle, il aurait été impossible de répondre à ces questions, car la théorie quantique n'avait pas été inventée à l'époque, et personne ne connaissait la fusion nucléaire, ni même ce qui alimentait le Soleil. Dans les années 1930, cependant, les grandes lignes des réponses sont devenues claires… les étoiles sur la séquence principale sont alimentées par la fusion de l'hydrogène, qui a lieu dans leurs noyaux, et la séquence principale n'est qu'une séquence de masse (les étoiles rouges pâles sont les moins massive - à partir d'environ un dixième de celle du Soleil - et les bleus les plus brillants - environ 20 fois). Les étoiles se trouvent ailleurs sur le diagramme de Hertzsprung Russell, et leurs positions reflètent les réactions nucléaires qui les alimentent et où elles ont lieu (ou non; les naines blanches sont des cendres, se refroidissant lentement). Donc, d'une manière générale, il y a tellement d'étoiles sur la séquence principale - par rapport à ailleurs dans le diagramme H-R - parce que les étoiles passent beaucoup plus de leur vie à brûler de l'hydrogène dans leur cœur qu'à produire de l'énergie de toute autre manière!
Il a fallu plusieurs décennies de recherche pour déterminer les détails de l'évolution stellaire - quelles réactions nucléaires pour quelle masse et composition d'une étoile, comment la taille d'une étoile reflète sa structure interne et sa composition, comment certaines étoiles peuvent vivre longtemps après qu'elles devraient être des nains blancs, etc, etc, etc - et il y a encore beaucoup de questions sans réponse aujourd'hui (peut-être pouvez-vous aider à les résoudre?).
La séquence principale (Université de l'Utah), les étoiles de la séquence principale (Université de l'Oregon) et les étoiles (Imaginez l'univers de la NASA) sont trois bons endroits où aller pour en savoir plus.
Datation d'un cluster - une nouvelle astuce, V est pour la Saint-Valentin… V838, et capturez un FUor! ne sont que trois des nombreuses histoires de Space Magazine qui présentent la séquence principale.
Astronomy Cast couvre la séquence principale du point de vue de l'évolution stellaire dans La vie du soleil et La vie des autres étoiles; assurez-vous de les vérifier.
Références:
NASA
Hyperphysique
