Naine brune

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Gliese 229B (au milieu des deux vues), à gauche : vue de l'observatoire du Mont Palomar, à droite : Télescope spatial Hubble (NASA).

Une naine brune est un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure quant à elle ne fait pas unanimité; un critère couramment retenu est la capacité à brûler le deutérium, soit environ 13 masses joviennes.

La classification spectrale des naines brunes a motivé une extension de celle des étoiles : elles ont pour type spectral M, L, T voire Y pour les plus froides.

L'énergie lumineuse d'une naine brune est quasi-exclusivement tirée de l'énergie potentielle gravitationnelle, transformée en énergie interne par contraction, contrairement à une étoile de la séquence principale qui tire son énergie des réactions nucléaires. La contraction s'achève lorsque se produit la dégénérescence de la matière, la naine brune a alors un diamètre de l'ordre de celui de la planète Jupiter. En l'absence d'autre source d'énergie, une naine brune se refroidit au cours de son existence, et parcourt les types spectraux M, L et T ; ceci diffère d'une étoile de la séquence principale dont la température effective et le type spectral restent sensiblement constants.

Bien que leur existence fût postulée dès les années 1960, c'est seulement depuis le milieu des années 1990 qu'on a pu établir leur existence.

Histoire[modifier | modifier le code]

Dès les années 1960, on postule l'existence de corps de masse trop faible pour soutenir la combustion stable de l'hydrogène (Kumar 1963). Plusieurs termes sont alors utilisés pour désigner ces objets (par exemple planetar ou substar, diminutif du terme général objet substellaire). Le terme naine brune a été inventé en 1975, par Jill Tarter.

Puisque les naines brunes n'émettent qu'un faible rayonnement, principalement dans l'infrarouge (un domaine de longueur d'onde pour lequel les détecteurs sont restés longtemps très peu sensibles), elles n'ont pas été détectées avant de nombreuses années.

C'est en 1995 qu'on a observé pour la première fois des naines brunes. D'abord, Teide 1, un objet de 40-60 fois la masse de Jupiter a été découvert dans les Pléiades[1],[2]. Quelques mois plus tard, la découverte de Gliese 229B, une naine brune de 20-50 fois la masse de Jupiter, est annoncée[3]. Cette dernière se trouve en orbite autour d'une étoile de faible masse, Gliese 229.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

La naine brune 2M1207, (au centre), et une exoplanète orbitant autour (à gauche).

Les naines brunes ont une masse qui se situe entre les planètes les plus massives et les étoiles les moins massives. En raison de cette masse trop faible, la température et la pression du cœur ne sont pas suffisantes pour maintenir les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène. Une naine brune peut, à une certaine époque, avoir réussi à démarrer des réactions de fusion, mais n'avoir jamais atteint un état stable et avoir fini par « s'éteindre ». C'est en quelque sorte une étoile avortée. Mais contrairement aux planètes, une naine brune rayonne un peu de sa propre chaleur, qui vient de son effondrement gravitationnel.

En général, on considère qu'une naine brune doit avoir une masse supérieure à 13 fois celle de Jupiter, ce qui est la masse inférieure à laquelle un astre peut brûler du deutérium, et inférieure à 0,07 masse solaire, masse au-dessus de laquelle les réactions de fusion peuvent s'enclencher durablement.

Alternativement, il a été proposé qu'une naine brune se distingue d'une planète géante gazeuse par son mode de formation. En effet, la plupart des naines brunes flottent seules dans l'espace[réf. nécessaire]. Cela confirme qu'elles se forment comme des étoiles, c'est-à-dire de la fragmentation d'un nuage moléculaire, et non comme des planètes, qui naissent plutôt dans l'effondrement local d'un disque présent autour d'une étoile.

La découverte d'une naine brune entourée d'un disque protoplanétaire (voir Cha 110913-773444) laisse à supposer que la formation des planètes, sous-produits naturels de la formation stellaire, est possible aussi autour des naines brunes.

On qualifie une naine brune de froide à 1 000 °C, et de chaude à partir de 2 000 °C. La chaleur émise par une naine brune étant le résidu de sa formation, une jeune naine brune sera plutôt chaude, puis se refroidira lentement au cours de son existence. D'ailleurs, les jeunes naines brunes ont des températures de surface semblables à celles des étoiles peu massives et plus âgées et en sont presque indifférenciables. Ce n'est qu'après quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années (dépendant de la masse de la naine brune) que celles-ci atteignent les températures des étoiles les plus froides (environ 1 800 K). Quand les naines brunes atteignent des âges de plusieurs milliards d'années, elles ont des températures de surface allant de 400 K à 1 000 K.


Exoplanète[modifier | modifier le code]

En 2004, il est découvert la première exoplanète orbitant autour d'une naine brune à environ 170 années-lumière. Il s'agit de la planète 2M1207b orbitant autour de 2M1207. La masse de ce corps est estimée entre 3 et 10 masses de Jupiter[4].

Les différents types de naines brunes[modifier | modifier le code]

Vue d'artiste d'une naine brune de type « L ».
Vue d'artiste d'une naine brune de type « T ».
Vue d'artiste d'une naine brune de type « Y ».

Les naines brunes se subdivisent en plusieurs types spectraux :

  • Naines M : Type spectral des naines brunes les plus chaudes et des étoiles de très faible masse, les naines rouges.
  • Naines L : On connait quelques centaines de naines L, celles-ci présentent des signatures spectroscopiques de grains de poussière dans leur atmosphère et semblent y avoir un cycle de la pluie avec leurs grains de poussière (oxydes métalliques).
  • Naines T : Leurs températures de surface sont inférieures à 1 200 K. On connait environ 60 naines T (novembre 2005) dont la plupart sont dans le voisinage immédiat du Soleil. Les naines T possèdent de fortes signatures spectroscopiques du méthane et du monoxyde de carbone. La plus froide naine T connue a une température de 750 K.
  • Naines Y : Celles-ci présentent une température (de surface) de l'ordre de 500 K (~230 °C) et les signatures spectroscopiques de l'ammoniac. La première naine Y (CFBDS0059) a été observée en 2008 à l'aide du télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). La naine brune Y la plus froide ayant été découverte, WISE 1828+2650, possède une température de surface d'environ 300 K[5].

Naines brunes remarquables[modifier | modifier le code]

  • Teide 1, la première naine brune observée en 1995.
  • Gliese 229 B, beaucoup moins massive, qui a été découverte peu de temps après, en 1995.
  • 2M1207, qui a une planète en orbite.
  • Gliese 22 C
  • HR 5568 D
  • CFBDSIR 1458+10A et CFBDSIR 1458+10B : situées à 75 années-lumière de notre système, découvertes par le travail d'astronomes internationaux sur les télescopes Keck, CFHT et le Very Large Telescope (VLT), l'une des deux possède une température très basse : 100 °C[6].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Rebolo, R. et al. 1995, Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster, Nature, vol. 377, issue 6545, pp.129-131. Lien dans la base de données ADS
  2. Leech, K. et al. 2000, Mid-IR Observations of the Pleiades Brown Dwarfs Teide 1 & Calar 3, From Giant Planets to Cool Stars, ASP Conference Series, vol. 3212, p.82. Lien dans la base de données ADS
  3. Nakajima, T. et al. 1995, Discovery of a cool brown dwarf, Nature, vol. 378, issue 6556, pp.463-465. Lien dans la base de données ADS
  4. Subhanjoy Mohanty et Ray Jayawardhana « Les naines brunes, mi étoiles mi planètes », Dossier pour la Science n° 64, juillet septembre 2009, p 94
  5. Robert Nemiroff & Jerry Bonnell (traducteur Didier Jamet), « La plus froide des naines brunes », Astronomy Picture of the Day (traduction Ciel des Hommes),‎ 30 août 2011
  6. (fr) « Un duo de brunes très froides », Sciences et avenir,‎ 24 mars 2011 (consulté le 25 mars 2011).

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Lien externe[modifier | modifier le code]

  • (en) Dwarf Archives, une archive qui répertorie tous les objets de type spectral L et T, ainsi que plusieurs objets de type spectral M.