Étoile de la pré-séquence principale
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| Fonction de masse initiale |
| Instabilité gravitationnelle |
| Mécanisme de Kelvin-Helmholtz |
| Hypothèse de la nébuleuse |
| Migration planétaire |
Une étoile de la pré-séquence principale (calque de l'anglais pre-main sequence star) est une proto-étoile dont le stade d'évolution précède directement celui de la séquence principale.
Description[modifier | modifier le code]
Une étoile de pré-séquence principale peut être une étoile variable de type T Tauri ou de type FU Orionis, dont la masse (M) est inférieure à deux fois celle du Soleil (M < 2 M⊙), ou encore une étoile Ae/Be de Herbig, de masse comprise entre deux et huit masses solaires (2 M⊙ < M < 8 M⊙). En 2016, aucune étoile de la pré-séquence principale de plus de huit masses solaires (M > 8 M⊙) n'avait 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 (presque à la verticale vers le bas) et ensuite le long des trajets de Henyey (en) (presqu'horizontalement vers la gauche, vers la séquence principale).
Évolution[modifier | modifier le code]
L'étape de la pré-séquence principale (1 % de la vie d'une étoile) précède celle de la séquence principale (80 % de la vie).
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, entraînant une augmentation de densité et de gravité de surface de l'étoile. 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.
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.
On pense que pendant la pré-séquence principale, toutes les étoiles disposent d'un disque circumstellaire dense, site probable de formation planétaire.
Visibilité[modifier | modifier le code]
Les étoiles de la pré-séquence principale deviennent optiquement visibles après la ligne de naissance stellaire[5].
Notes et références[modifier | modifier le code]
- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « pre-main sequence star » (voir la liste des auteurs).
- (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)
- (en) Neil F. Comins et William J. Kaufmann III, Discovering the Universe, , 638 p. (ISBN 978-1-4292-5520-2), p. 350
- (en) Derek Ward-Thompson et Anthony P. Whitworth, An Introduction to Star Formation, Cambridge University Press, , 341 p. (ISBN 978-1-107-62746-8), p. 119
- (en) Stahler, S. W. and Palla, F., The Formation of Stars, Weinheim, Wiley-VCH, , 852 p. (ISBN 3-527-40559-3)
- Muriel Gargaud, "L'environnement de la terre primitive", Presses Univ de Bordeaux, 2005 - 653 pages. P. 564.
