Naine brune

Une naine brune est un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus gros qu'une planète géante. Il y a accord sur la limite supérieure : une naine brune ne peut entretenir de réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène, moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure 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 et T.

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, les premières naines brunes n'ont été mises en évidence qu'à la fin des années 1990.

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 de l'hydrogène. 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. 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.

Exoplanète

En 2004, il est découvert la première exoplanète orbitant autour d'une naine brune. Il s'agit de la planète 2M1207b orbitant autour de 2M1207.

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).

• 2M1207
• Gliese 229 B
• Gliese 22 C
• HR 5568 D