Séquence principale : qu'est-ce que c'est ?

Selon leur situation sur la séquence principale, les étoiles n'ont pas la même masse et ne restent pas la même durée sur celle-ci comme on peut le voir ci-dessus. Selon leur masse, les étoiles finissent en supernovae (SN) ou naines blanches (NB). 

Zone du diagramme de Hertzsprung-Russell où se trouvent la majorité des étoiles observables. Le Soleil est situé sur la séquence principale et il y restera encore 5 milliards d'années avant de devenir une géante rouge et de finir sa vie sous forme de naine blanche après avoir parcouru la branche asymptotique des géantes.

(Crédit : CSIRO Australia 2004) 

Lorsqu'elles se trouvent sur la séquence principale les étoiles tirent leur énergie de deux grands types de réactions transformant l'hydrogène en hélium. Il s'agit du cycle proton-proton, dominant pour les étoiles de petites masses, comme le Soleil, et du cycle de Bethe appelé encore cycle CNO, pour les étoiles de quelques masses solaires. Il faut savoir que le taux de production d'énergie du cycle proton-proton dépend de la température dans le centre de l'étoile suivant une loi en T⁴, alors que celui du cycle CNO est en T²⁰, l'égalité de ces deux taux n'étant réalisée qu'aux alentours de 1,2 masse solaire. La quantité d'énergie libérée est donc très sensible à la température et à la masse de l'étoile qui consomme ses réserves d'autant plus rapidement qu'elle est massive.