On peut dire qu'une étoile commence sa vie lorsqu'on arrive à la discerner à travers les débris de son nuage ou commençait sa formation.A ce moment, si la masse de l'étoile est de 20 à 30 fois celle du soleil,la fusion de l'hydrogène va commencer. Les autres, dont la température centrale n'auras pas atteint les 10 Millions de degrès, vont continuer à se contracter et, vont de ce fait se réchauffer afin d'atteindre cette température qui est nécessaire pour amorcer la fusion de l'hydrogène. Ceci peut donc montrer que la seule source d'énergie de l'étoile est gravitationnelle. Les études théoriques ont montré que les étoiles de la sequence principale sont celles qui utilisent la fusion de l'hydrogène en hélium comme source d'énergie (Sous l'effet de la chaleur, les atomes se déplacent beaucoup plus rapidement, et de ce fait, ils se heurtent plus violemment et peuvent entamer une fusion. Ainsi, deux hydrogène donnent deux protons qui est quelque chose de très instable et donc se lie avec un neutron et ainsi de suite pour créer de l'hélium. Durant cette fusion, un fragment de la masse de l'hydrogène de base est perdu, c'est ce fragment de masse qui va donner l'énergie nécessaire à l'étoile pour ne pas s'effondrer sur elle même (phénomène d'entropie). C'est exactement le même phénomène que pour la bombe H on utilise une bombe atomique pour dégager l'énergie nécessaire à la fusion et ainsi faire fusioner l'hydrogène afin de dégager une énorme quantité d'énergie). Le fait que cette phase de la vie d'une étoile soit la plus stable et la plus longue explique que la majorité des étoiles observables se trouvent dans leur  séquence principale. La durée de vie d'une étoile dépend de deux facteurs : la quantité d'hydrogène disponible en son centre et la vitesse à laquelle elle brûle ce combustible. La première quantité est proportionnelle à la masse de l'étoile. Si l'on multiplie la masse de l'etoile par deux, on obtient deux fois plus de combustible au centre. Le deuxième paramètre dépendra de la masse de l'étoile (En effet, plus l'étoile est grosse plus le combat qu'elle devra mener contre sa propre force gravitationnelle sera rude et donc plus elle consommera d'énergie). Faisons un exemple pour illustrer ceci ; imaginons une étoile de masse m et une étoile plus grosse de masse 10m l'étoile de masse m utilisera son énergie moins rapidement car sa force gravitationnelle sera moins forte et donc, elle aura moins d'énergie à utiliser pour éviter de s'effondrer sur elle même (réservoir d'énergie a un volume v et elle vit disons n années). Maintenant pour l'étoile de masse 10m, la force gravitationnelle est 10 fois plus grande que celle de l'étoile de masse m et donc elle devra utiliser 10 fois plus d'énergie pour ne pas s'effondrer sur elle même (v sera ici 5 fois plus grand celui de l'étoile de masse m. On a donc ici 5v et on utilise 10 fois plus d'énergie ce qui revient à dire que l'étoile de masse 10m vivra ici 2 fois moins longtemps que l'étoile de masse m(5/10=0.5)) •Nous allons etudier le diagramme de Hertzsprung-Russel. Ces deux scientifiques ont ellaborés un diagramme permettant de situer les étoiles ; notamment sur la sequence principale. Ci-dessus  le diagramme de Hertzsprung-Russel suivi d'une vulgarisation de celui-ci Le diagramme de Hertzsprung-Russel permet de classer les étoiles selon leur chaleur. Elles sont classés en 7 categories ( noté de O à M)  puis , dans chacune des categories , encore divisé de I à V en fonction de leur luminosité. Grace à ce diagramme , on peut s'apercevoir que la mojorité des étoiles se situent dans la sequence principale ( la diagonale au milieu du diagramme). On peut donc se poser la question suivante : quel est la denomination commune de toutes ces étoiles ? Quelle est leur composition ? Pour aborder le sujet , je choisirai une étoile que nous connaissons tous  , qui elle aussi se situe dans la seqence principale  : le Soleil. On peut donc se poser la question suivante : de quoi est composé le Soleil?  L'exemple de la naine Jaune (soleil) C'est trés simple , tout d'abord il est constitué d'un coeur ( qui représente 60 % de sa masse , cependant il n'occupe qu'un quart de rayon environ). En dehors du noyau , il y a une zone radioactive qui est beaucoup moins chaude que le noyau mais qui l'est suffisament pour transformer les élements se trouvants à l'interieur du Soleil ( solides , gazs ...) en plasma. Cela veut dire que dans cette zone les atomes sont totalement ou partiellement ionisés. Toute cette zone radioactive représente aussi une barriére aux photons qui nous sont mortels.  Il y a aussi une zone, dite convective, ou de gigantesques bulles de gaz montent et descendent. Ce va et vient diminue fortement la chaleur du Soleil ( descend jusque 4200°C alors qu'au niveau du noyau , la temperature est de l'ordre de 15 millions de degrés).C'est cette zone ( la zone convective ) qui produit toute la lumière du Soleil.Cette zone fait environ 400 km d'épaisseur. La derniére couche (la chromosphère) est quasi transparente mais la chaleur y est plus importante que dans la couche convective (cette zone fait environ 1000 km). ( de l'orde de 20 000 °C). Enfin la couronne, qui fait plusieurs millions de kilomètres, atteint les quelques millions de degrés elle aussi. Toutes les étoiles sont donc constituées sur le même modèle :  -coeur -zone radio-active -zone convective -photosphére -chromosphére -couronne Selon la masse de l'étoile, celle-ci sera plus ou moins chaude et lumineuse. Plus sa masse sera élevée et plus elle sera chaude et lumineuse. Il existe 3 grands types d'étoile (appartenant à la séquence principale): -la naine rouge -la naine jaune -la géante bleue                                La naine rouge La naine rouge est une étoile peu massive entrée dans la séquence principale ce sont les étoiles les moins massives que l'on peut trouver dans l'univers. Elles ont une masse comprise entre 0,3 et 0,08 fois celle du soleil et une température de surface de moins de 3500 K. Ces étoiles n'emmètent que peu de lumière parfois moins d'un dix-millième de celle du Soleil. Comme leur masse est petite, ces étoiles vivent très longtemps car elles consomment leur hydrogène très lentement (elles vivraient entre quelques dizaines et 1000 Milliards d'années!). À cause de leur faible température, les naines rouges n'entament jamais la fusion de l'hélium et ne deviennent donc jamais des géantes rouges. Elles se contractent lentement jusqu'à ce que tout l'hydrogène qu'elles contiennent soi conssommé. Dans tous les cas, il ne s'est pas encore passé suffisamment de temps depuis le Big Bang pour que quiconque ait pu observer la séquence terminale d'une naine rouge.  Cette exoplanète a été découverte dernièrement. Elle orbite autour de la naine rouge Gliese 581. Elle est 14 fois plus proche de son étoile que la Terre du Soleil et orbite en à peine 13 jours. Toutefois les naines rouges sont peu chaudes ce qui explique que malgré la proximité de son étoile sa température soit si douce.                                  La naine jaune La naine jaune a déja été longuement évoqué précédemment avec le cas du soleil.                                                              La géante bleue Enfin, traitons le cas des géantes bleues qui sont les étoiles les plus massives. Leurs température très élevées leurs permettront plus tard la fusion d'éléments plus lourds que l'hélium. Etant donné leurs masses élevées, la fusion de l'hydrogène  dans le noyau est très rapide. Ces étoiles massives (Plus de 18 fois la masse du soleil!) de couleur bleue et de type spectral O ou B (cf : le diagramme de Hertzsprung-Russel). Les géantes bleues sont aussi très lumineuses (comme on peut le voir sur le diagramme). Sa température est elle aussi très élevée(20 000 degrès Kelvins) ce qui lui permet de nous envoyer des ultraviolets donc, la plupart des rayons qu'elle nous envoie nous sont invisibles à l'oeil nu.Cependant, leur durée de vie est plutôt courte (10~100 Millions d'années) du fait de leur masse importante (voir explication plus haut).Les géantes bleus sont assez rares dans l'univers car leur durée de vie est relativement restreinte.  Ci dessus une pouponnière d'étoiles où l'on peut apercevoir plusieurs géantes bleues (les plus brillantes)                                                                        Haut de page