Naine brune
Une naine brune est un objet qui est fait des mêmes choses que les étoiles, mais qui n'a pas assez de masse pour la fusion de l'hydrogène (la combinaison des atomes d'hydrogène en atomes d'hélium). C'est la fusion nucléaire qui fait briller les étoiles. Les naines brunes ne sont pas assez massives pour cela, ce ne sont donc pas des étoiles normales. D'autre part, ce ne sont pas des planètes géantes normales, car elles brillent. On pense qu'elles sont nombreuses, mais peu ont été découvertes car leur magnitude absolue est faible.
Leur masse se situe entre les géants gazeux les plus lourds et les étoiles les plus légères, avec une limite supérieure d'environ 75 à 80 fois la masse de Jupiter (MJ). On pense que les naines brunes plus massives que 13 MJ fusionnent avec le deutérium et que celles qui dépassent ~65 MJ fusionnent également avec le lithium.
Malgré leur nom, la plupart des naines brunes apparaissent magenta à l'œil humain. La naine brune connue la plus proche est WISE 1049-5319, à environ 6,5 années-lumière de distance, un système binaire de naines brunes découvert en 2013.
Le plus petit objet est Gliese 229B, environ 20 à 50 fois la masse de Jupiter, en orbite autour de l'étoile Gliese 229. Il se trouve dans la constellation Lepus, à environ 19 années-lumière de la Terre.
Découverte
On parle de ce qu'on appelle les naines brunes dans les années 1960. D'autres noms ont été proposés pour les naines brunes, notamment "planétaire" et "substar". Ils sont restés hypothétiques pendant des décennies.
Les premières théories suggéraient qu'un objet de moins de 0,09 masse solaire ne passerait jamais par l'évolution stellaire normale. La découverte de la combustion du deutérium à 0,012 masse solaire et l'impact de la formation de poussière dans les atmosphères extérieures froides des naines brunes à la fin des années 1980 ont remis ces théories en question. Cependant, de tels objets étaient difficiles à trouver car ils n'émettent presque pas de lumière visible. Leurs émissions les plus fortes se situent dans le spectre infrarouge (IR), et les détecteurs IR au sol étaient trop imprécis à l'époque pour identifier facilement les naines brunes.
Pendant de nombreuses années, les efforts pour découvrir les naines brunes ont été vains. En 1988, cependant, le GD 165B a été découvert, ne présentant aucune des caractéristiques attendues d'une étoile naine rouge de faible masse. Aujourd'hui, GD 165B est reconnu comme le prototype d'une classe d'objets appelés aujourd'hui "naines L". Bien que la découverte de la naine la plus froide ait été très importante à l'époque, on s'est demandé si GD 165B serait classée comme une naine brune ou simplement comme une étoile de très faible masse, car il est très difficile de faire la distinction entre les deux du point de vue de l'observation.
Peu après la découverte du GD 165B, d'autres candidats nains bruns ont été signalés. La plupart n'ont cependant pas été à la hauteur de leur candidature, car l'absence de lithium a montré qu'il s'agissait d'objets stellaires. Les vraies étoiles brûleront leur lithium dans un peu plus de 100 millions d'années (my), alors que les naines brunes ne le feront pas. Il est déroutant de constater que les naines brunes ont des températures et des luminosités similaires à celles de certaines vraies étoiles. En d'autres termes, la détection de lithium dans l'atmosphère d'un objet signifie que, s'il a plus de 100 my, il s'agit d'une naine brune.
En 1994/5, l'étude des naines brunes a changé avec la découverte de deux objets substellaires définis (Teide 1 et Gliese 229B).
La première naine brune confirmée a été découverte en 1994. Ils ont appelé cet objet Teide 1 et il a été trouvé dans l'amas ouvert des Pléiades. La nature a mis en évidence "Naines brunes découvertes, officielles" en première page de ce numéro. La distance, la composition chimique et l'âge de Teide 1 ont été établis car il se trouve dans le jeune amas d'étoiles des Pléiades. La masse de Teide 1 est 55 fois supérieure à celle de Jupiter, et nettement inférieure à la limite de masse stellaire.
Le Gliese 229B, dont la température et la luminosité étaient bien inférieures à la gamme stellaire, était plus remarquable. Fait remarquable, son spectre proche infrarouge présentait clairement une bande d'absorption du méthane à 2 micromètres, une caractéristique qui n'avait été observée auparavant que dans l'atmosphère des planètes géantes et celle de la lune de Saturne Titan. Cette découverte a permis d'établir une autre classe spectrale encore plus froide que les naines L, connues sous le nom de "naines T", dont Gliese 229B est le prototype.
Une naine brune de moins de 65 masses de Jupiter est incapable de brûler du lithium par fusion thermonucléaire à tout moment de son évolution. Des données spectrales de haute qualité ont montré que Teide 1 avait conservé la quantité initiale de lithium du nuage moléculaire d'origine à partir duquel les étoiles de la Pléiade se sont formées. Cela a prouvé l'absence de fusion thermonucléaire dans son noyau.
Le Teide 1 a été considéré pendant un certain temps comme le plus petit objet du système solaire qui avait été identifié par observation directe. Depuis lors, plus de 1800 naines brunes ont été identifiées. Certaines sont très proches de la Terre, comme Epsilon Indi Ba et Bb, une paire de naines brunes liées par gravitation à une étoile semblable au Soleil à environ 12 années-lumière du Soleil, et WISE 1049-5319, un système binaire de naines brunes à environ 6,5 années-lumière.
Impression d'artiste d'un nain L
Impression d'artiste d'un nain T
Impression d'artiste d'un nain Y
Questions
Depuis quelques années, un débat a lieu sur le critère à utiliser pour définir la séparation entre une naine brune de très faible masse et une planète géante (~13 masses de Jupiter). Une école de pensée est basée sur la formation, et une autre sur la physique intérieure.
Questions et réponses
Q : Qu'est-ce qu'une naine brune ?
R : Une naine brune est un objet composé des mêmes matériaux que les étoiles, mais sa masse est insuffisante pour permettre la fusion de l'hydrogène, qui est à l'origine de l'éclat des étoiles, ce qui signifie qu'il ne s'agit pas d'une étoile normale.
Q : Pourquoi les naines brunes ne sont-elles pas considérées comme des planètes géantes normales ?
R : Les naines brunes ne sont pas considérées comme des planètes géantes normales car elles brillent, ce qui n'est pas une caractéristique des planètes géantes.
Q : Pourquoi les naines brunes sont-elles difficiles à trouver ?
R : Les naines brunes sont difficiles à trouver en raison de leur faible magnitude absolue, bien qu'elles soient nombreuses.
Q : Quelle est l'étendue de la masse d'une naine brune ?
R : La masse d'une naine brune se situe entre celle des géantes gazeuses les plus lourdes et celle des étoiles les plus légères, avec une limite supérieure de 75 à 80 fois la masse de Jupiter.
Q : Que se passe-t-il lorsqu'une naine brune a une masse supérieure à 13 MJ ?
R : Lorsqu'une naine brune fusionne du deutérium, on pense qu'elle a une masse supérieure à 13 MJ.
Q : Que se passe-t-il lorsqu'une naine brune a une masse supérieure à ~65 MJ ?
R : On pense que les naines brunes qui ont une masse supérieure à ~65 MJ fusionnent également du lithium.
Q : Quelle est la couleur de la plupart des naines brunes pour l'oeil humain ?
R : Malgré leur nom de naines "brunes", la plupart d'entre elles apparaissent magenta à l'oeil humain.
