Étoile de la pré-séquence principale

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
Ce modèle est-il pertinent ? Cliquez pour en voir d'autres.
Cet article ne cite pas suffisamment ses sources (indiquez la date de pose grâce au paramètre date).

Si vous disposez d'ouvrages ou d'articles de référence ou si vous connaissez des sites web de qualité traitant du thème abordé ici, merci de compléter l'article en donnant les références utiles à sa vérifiabilité et en les liant à la section « Notes et références » (modifier l'article, comment ajouter mes sources ?).

Une étoile de la pré-séquence principale (calque de l'anglais pre-main sequence star) est une étoile encore à un stade d'évolution antérieur à celui de la séquence principale. Ce peut être une étoile variable de type T Tauri ou de type FU Orionis, dont la masse (M) est inférieure à deux fois celle (M) du Soleil (M < 2 M), ou une étoile de Herbig Ae/Be, de masse comprise entre deux et huit masses solaires (2 M < M < 8 M). Aucune étoile de la pré-séquence principale de plus de huit masses solaires (M > 8 M) n'a encore été observée.

Ces objets trouvent leur source d'énergie dans la contraction gravitationnelle (mécanisme de Kelvin-Helmholtz), contrairement à la production par combustion de l'hydrogène des étoiles de la séquence principale[1],[2],[3],[4]. Sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, l'étape de pré-séquence principale des étoiles de masse inférieure à 0,5 masse solaire se traduit par un déplacement sur les trajets de Hayashi (presqu'à la verticale vers le bas) et ensuite le long des trajets de Henyey (en) (presqu'horizontalement vers la gauche, vers la séquence principale).

La distinction entre les étoiles de la pré-séquence principale et les étoiles naines de la séquence principale peut se faire en utilisant les spectres des étoiles pour mesurer la corrélation entre la gravité et la température. Une étoile de la pré-séquence principale aura un rayon supérieur à une étoile de la séquence principale, et donc aura une densité et une gravité de surface inférieures.

Une étoile de la pré-séquence principale est considérée comme une proto-étoile jusqu'à ce que la matière alentour s'effondre sur la condensation centrale. Lorsque l'enveloppe de gaz ou la poussière environnante se disperse et que l'accrétion cesse, l'étoile est considérée comme faisant partie de la séquence principale.

Les étoiles de la pré-séquence principale deviennent optiquement visibles après la ligne de naissance stellaire[5]. L'étape de la pré-séquence principale occupe moins de 1 % de leur durée de vie, alors que par contraste, elle passera environ 80 % de sa vie dans la séquence principale.

On pense que pendant cette phase, toutes les étoiles disposent d'un disque circumstellaire dense, site probable de formation planétaire.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) Richard B. Larson, « The physics of star formation », Reports on Progress in Physics, vol. 66, no 10,‎ , p. 1669–73 (DOI 10.1088/0034-4885/66/10/r03, Bibcode 2003RPPh...66.1651L, arXiv astro-ph/0306595, lire en ligne)
  2. (en) Neil F. Comins et William J. Kaufmann III, Discovering the Universe,‎ (ISBN 978-1429255202), p. 350
  3. (en) Derek Ward-Thompson et Anthony P. Whitworth, An Introduction to Star Formation, Cambridge University Press,‎ (ISBN 978-1107627468), p. 119
  4. (en) Stahler, S. W. and Palla, F., The Formation of Stars, Weinheim, Wiley-VCH,‎ (ISBN 3-527-40559-3)
  5. Muriel Gargaud, "L'environnement de la terre primitive", Presses Univ de Bordeaux, 2005 - 653 pages. P. 564.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]