Toutes les étoiles de faible masse naissent, à peu de choses près, comme notre Soleil. Par l’observation, on peut détecter quelques caractéristiques des étoiles ; pour en citer quelques unes, disons que leur luminosité, leur couleur et leur masse peuvent permettre d’en déduire leur température de surface. Ces caractéristiques sont difficilement mesurables ; cependant, elles permettent d’associer un type spectral à chaque étoile. Les étoiles sont de différentes couleurs, qui sont en relation à leur température de surface qui, elle, est normalement en relation à leur masse. Les étoiles chaudes sont bleues, tandis que les étoiles froides sont rouges. Notre Soleil est une étoile naine jaune appartenant au type spectral G avec une température de surface qui est contenue entre 5 000 K et 6 000 K. On peut détecter à sa surface des éléments chimiques tels que l’hydrogène et l’hélium, et bien sûr des éléments plus lourds. La masse du Soleil est de 1,9891 × 10 30 kg et son diamètre équatorial est de 1 392 684 km ; c’est une étoile très petite à comparer aux étoiles dites géantes comme Antarès (fig. 3). Cependant, il y a beaucoup d’étoiles plus petites (et moins massives) que notre Soleil… Sous la photosphère du Soleil (la surface) se trouvent trois zones distinctes (fig. 4). C’est dans son cœur que se produisent les réactions thermonucléaires (fusion nucléaire) qui transforment son hydrogène en hélium, soit 564 millions de tonnes d’hydrogène converties en 559 millions de tonnes d’hélium chaque seconde. La zone de radiation est située entre 0,25 et 0,7 rayon solaire. La matière de cette zone est tellement chaude et dense que le transfert de chaleur se fait par radiation thermique du centre vers les couches extérieures. La zone de convection, quant à elle, s’étend de 0,8 rayon solaire jusqu’à la photosphère. À ce stade, la matière n’est plus assez chaude et dense pour évacuer la chaleur par simple radiation : c’est donc par convection, et suivant des mouvements verticaux, que la chaleur est poussée vers la photosphère (voir la vidéo à la page suivante). La température y passe de 2 millions à 5 800 kelvins. À gauche : La nébuleuse d’Orion, Messier 42. Ci-dessus : Montage illustrant les tailles respectives de diverses étoiles par rapport au Soleil. Crédit (2) : Stéphane Lemon. Ci-dessous : Animation de la naissance d’une étoile. Le champ magnétique s’entremêle au disque de poussières, ce qui ralentit la rotation de l’étoile naissante et l’empêche de se désintégrer. Crédit : NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech) VIDÉO Mars/avril 2014 astronomie-quebec.com 29