Qu'est-ce qu'un Étoile de la séquence principale ?
Une étoile de la séquence principale est une étoile dans la longue phase stable de sa vie, fusionnant l'hydrogène en hélium dans son cœur. Environ 90 % des étoiles visibles s'y trouvent, dont le Soleil — et une étoile y demeure l'écrasante majorité de son existence.
Le trait déterminant est un bras de fer. La gravité tire chaque gramme de l'étoile vers le centre ; la pression du plasma chauffé par la fusion pousse vers l'extérieur. Quand les deux s'équilibrent exactement, l'étoile est en équilibre hydrostatique et ne change quasiment pas pendant des milliards d'années. Cet équilibre s'auto-corrige : comprimez le cœur et la fusion accélère, ce qui le réchauffe et le regonfle. Ce thermostat explique pourquoi les étoiles comptent parmi les objets les plus stables de la nature.
Un seul nombre à la naissance fixe tout le reste : la masse. Une étoile dix fois plus lourde que le Soleil n'est pas simplement plus grosse — elle brûle plus chaud, plus bleu, des milliers de fois plus brillante, et épuise son carburant en quelques millions d'années au lieu de dix milliards. Voilà la séquence principale : une ligne unique allant des étoiles chaudes, massives, bleues et éphémères à une extrémité, aux étoiles froides, petites, rouges et quasi immortelles à l'autre. Les astronomes repèrent les positions le long de cette ligne par les classes spectrales O, B, A, F, G, K et M. Le Soleil est une étoile G2V, presque exactement au milieu.
Le modèle présenté ici montre une photosphère de type solaire : des cellules de convection grandes comme des continents qui montent, refroidissent et replongent en quelques minutes, des taches magnétiques plus sombres où les lignes de champ étranglent le flux de chaleur, et des boucles de plasma arquées au-dessus du limbe. Rien n'est peint ici — la surface est engendrée par des champs de bruit évalués sur la sphère, comme la vraie granulation est engendrée par la convection.