Naine jaune

Les naines jaunes transforment dans leur cœur de l'hydrogène en hélium, par un processus de fusion nucléaire (ou fusion thermonucléaire). La classe de luminosité permet de distinguer les étoiles en fonction de leur luminosité. Le mot « naine » désigne les étoiles de classe de luminosité V.

Leur température de surface est comprise entre 5 000 et 6 000 °C environ[1] et elles brillent d'un jaune vif, presque blanc. La durée de vie d'une telle étoile est d'environ dix milliards d'années.

Leur spectre montre des raies d'absorption du calcium ionisé très intenses, ainsi que de nombreuses raies de métaux neutres ou ionisés et des raies moléculaires de méthylidyne (CH)[2].

À la fin de leur vie, ces étoiles se mettent à grossir démesurément, pour devenir des géantes rouges, comme c'est le cas de Aldébaran. Lorsque cela arrivera au Soleil, il s'étendra jusqu'à engloutir entièrement Mercure, Vénus et la Terre. Plus tard, il s'effondrera sur lui-même, laissant derrière lui une bonne partie des gaz le composant, pour former une naine blanche entourée d'une nébuleuse planétaire.

Le cycle de vie du Soleil est typique d'une naine jaune.

Le Soleil (à gauche) comparé à Tau Ceti (à droite).

Le Soleil est l'exemple le plus connu de naine jaune. Il est composé de 74 % d’hydrogène, de 24 % d’hélium et de 2 % d'éléments plus lourds appelés en astronomie « métaux ».

Environ 10 % des étoiles de la Voie lactée, soit 10 à 40 milliards d'astres, sont des naines jaunes. Parmi elles, on peut citer Alpha Centauri A, Tau Ceti, Kepler-22 et 51 Pegasi[3]^,[4]^,[5].