Naine Brune


Naine Brune

Naine brune

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

Les naines brunes forment une classe d'astres originale, de masse intermédiaire entre les planètes et les étoiles.

En raison de sa masse trop faible, la température et la pression en son cœur ne sont pas suffisantes pour démarrer ou maintenir les réactions de fusion nucléaire. C'est en quelque sorte une étoile avortée. Mais contrairement aux planètes, elle rayonne un peu de sa propre chaleur. 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 ». Si les réactions de fusion n'ont jamais eu lieu, sa chaleur provient de l'effondrement gravitationnel durant la phase de formation de cet astre.

La plupart des naines brunes flottent seules dans l'espace, ce qui confirme qu'elles se forment comme des étoiles et non comme des planètes. Aujourd'hui, on considère qu'une naine brune doit avoir une masse supérieure à 13 fois celle de Jupiter et inférieure à 0,07 masse solaire car au-dessus de cette masse, les réactions de fusion peuvent s'enclencher durablement. Le seuil de 13 masses joviennes a été choisi car il s'agit de la masse inférieure à laquelle un astre peut brûler du deutérium. Il s'agit aussi de la limite supérieure en masse pour les objets détectés par vitesse radiale en orbite autour de certaines étoiles. Une autre définition de la limite séparant les planètes des naines brunes a aussi été proposée, une naine brune se distingue d'une géante gazeuse, par les mécanismes qui ont mené à sa formation. Une naine brune nait de la fragmentation d'un nuage moléculaire, tout comme les étoiles, et les planètes naissent 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 n'est plus que le résidu de sa formation (ce type d'astre ne produisant pas d'énergie). Une jeune naine brune sera donc plutôt chaude, puis se refroidira lentement au cours de son existence. 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.

Les naines brunes ne sont pas facilement observables, puisqu'elles n'émettent qu'un faible rayonnement dans l'infrarouge.

C'est seulement depuis le milieu des années 1990 qu'on a pu établir leur existence.

Les différents types de naines brunes

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 semble 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 observé en 2008 à l'aide du télescope Canada-France Hawai (CFHT).

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