Séquence principale

L'allumage des réactions nucléaires marque l'installation sur la séquence principale. Ce sera une étape très longue et stable. Son point de départ, à partir duquel ont définit ordinairement l'âge d'une étoile est appelé l'âge zéro. Sur un diagramme HR, les étoiles d'une composition chimique donnée, s'installent en fonction de leur masse sur une ligne appelée séquence principale d'âge zéro ou ZAMS (= Zero age main sequence).

A partir de là, et pendant les neuf dixièmes leur vie nucléaire les étoiles ne vont avoir d'autre occupation que de convertir dans leur coeur leurs noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Il s'agit du moyen le plus efficace pour produire de l'énergie, et les réserves d'hydrogène par comparaison avec celles des autres constituants d'une étoile, on comprend que cette séquence dite principale, qui est aussi celle dans laquelle se trouve le Soleil depuis 4,5 milliards d'années, corresponde à l'âge d'or d'une existence stellaire. Le rayon et la luminosité d'une étoile évolue peu pendant son séjour sur la séquence principale. Il peut bien y avoir des éruptions qui ne concernent d'ailleurs que les couches périphériques des étoiles, mais elles n'affectent en rien le flux moyen d'énergie rayonnée qui reste extrêmement stable. La perte de masse par l'effet des vents stellaires reste également très limitée, même dans le cas des étoiles les plus massives, qui sont davantage affectées par le phénomène.

La conversion de l'hydrogène en hélium s'effectue essentiellement selon deux chaînes : les réactions proton-proton et le cycle CNO de Bethe, où le carbone joue un rôle de catalyseur. Les premières sont largement dominantes dans les étoiles les moins massives, et restent le principal mécanisme de production d'énergie dans notre Soleil. Le cycle CNO gagne cependant en importance au fur et à mesure que l'on considère des étoiles de plus en plus massives pour finir par devenir le mécanisme presque exclusif de production d'énergie dans les étoiles.

La durée du séjour d'une étoile sur la séquence principale est elle aussi fonction de sa masse. Les grosses étoiles, pour maintenir leur équilibre, doivent dépenser leur combustible nucléaire et rayonner l'énergie produite à un taux accéléré, et vivent donc beaucoup moins longtemps que les petites étoiles. Par exemple, Dzêta Puppis (Poupe), énorme étoile de type O, ne peut escompter vivre plus d'un million d'années. Le Soleil, quarante fois moins massif a une espérance de vie sur séquence principale de 10 milliards d'années. Proxima centauri (Centaure), sa plus proche voisine, a une masse dix fois inférieure à celle du Soleil et tiendra le même cap pendant quelque chose comme 3200 milliards d'années (Les Mini-étoiles).