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Naines brunes vs étoiles : la distinction se précise

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En combinant plusieurs mesures précises concernant des naines brunes et des étoiles de faible masse sur la séquence principale, un groupe d'astrophysiciens a vérifié qu'il existait bien une séparation nette entre ces deux populations d'astres. Ainsi, il n'y aurait pas ou très peu d'étoiles dont les températures sont inférieures à 2.100 K environ, et pas ou très peu de naines brunes dont les températures sont supérieures à 1.800 K environ.

Une vue d'artiste de la naine brune 2MASSJ22282889-431026. Ce n'est pas une planète, même si on pense qu'elle partage des points communs avec des géantes gazeuses comme Jupiter. Elle tourne sur elle-même en 1,4 heure, et des nuages de la taille de la Terre circulent sous l'action des vents. © Nasa, JPL-Caltech, DP

Prédites théoriquement pendant les années 1960, les premières naines brunes ont été observées au milieu des années 1990. Ces astres, trop massifs pour être des géantes gazeuses comme Jupiter, mais pas assez pour être considérés comme des étoiles, doivent leur nom à Jill Tarter, une exobiologiste connue pour être l'une des figures de proue de Seti.

On a d'abord fait la découverte en 1995 de Teide 1, une naine brune située à environ 400 années-lumière de la Terre dans la constellation du Taureau, plus précisément dans l'amas ouvert des Pléiades. À peine âgée de 120 millions d'années, la naine brune affiche une température de surface estimée à environ 2.600 K. Est venue ensuite la même année la découverte de Gliese 229B, une naine brune située à 19 années-lumière de la Terre dans la constellation du Lièvre et qui fait partie d'une étoile binaire avec comme compagne une naine rouge, Gliese 229A.

Matière noire et naines brunes

Pendant un temps, on a pensé que les naines brunes pouvaient être une solution, au moins partielle, à l'énigme de la matière noire. Plutôt que d'exister sous la forme d'un gaz de particules élémentaires diffus dans les halos galactiques, les Wimp (weakly interacting massive particles), la matière noire, pouvait peut-être se trouver sous l'apparence de Macho (massive astronomical compact halo objects). Pour détecter les Macho, on a eu recours à la technique de microlentille gravitationnelle en observant des millions d'étoiles appartenant à deux galaxies naines satellites de la Voie lactée, les nuages de Magellan.

Lorsqu’on dresse une sorte de diagramme de Hertzsprung-Russell des étoiles (stars) de faible masse sur la séquence principale, on voit que le rayon décroît avec la température, à l'inverse des naines brunes (brown dwarfs). Il apparaît aussi un vide caractéristique dans les deux populations d'astres vers 2.000 K. © P. Marenfeld, NOAO, Aura, NSF

Lorsqu'un Macho (c'est-à-dire une naine brune), un trou noir ou tout autre astre très peu lumineux mais massif passait devant l'une de ces étoiles, il se produisait une brusque amplification caractéristique de sa luminosité. On a depuis posé des bornes sévères sur la masse des Macho, et il n'est plus possible d'expliquer l'existence de la matière noire avec des naines brunes. En réalité, les chercheurs s'en doutaient, car la nucléosynthèse primordiale pendant les trois premières minutes de l'univers, via l'abondance du deutérium cosmologique, nous avait déjà appris que la majorité de la matière noire ne pouvait pas exister sous forme de baryons. On sait toutefois, pour la même raison, qu'une partie des protons de l'univers primordial manquent à l'appel et pourraient donc bien se trouver, au moins en partie, dans des naines brunes.

Naines brunes et fusion thermonucléaire

Au cours des années, on a continué à étudier ces astres aussi bien théoriquement que du point de vue observationnel. Deux des questions récurrentes à leur sujet sont probablement celles de la limite en masse au-delà de laquelle un astre fait partie des étoiles (et non des naines brunes) ainsi que de la limite en dessous de laquelle l'astre est une géante gazeuse. Les chercheurs s'accordent sur un point : ce qui différencie une étoile d'une naine brune est le fait qu'elle est suffisamment massive pour que des réactions de fusion thermonucléaire durables, comme celles décrites par la chaîne proton-proton ou le cycle de Bethe-Weizsäcker, s'y enclenchent. On trouve alors des masses comprises entre 75 et 80 fois la masse de Jupiter (MJ), c'est-à-dire environ 0,07 masse solaire.

En ce qui concerne le critère de distinction entre une géante gazeuse et une naine brune, les scientifiques utilisent généralement le seuil de 13 MJ. Des réactions de fusion temporaires, en l'occurrence celle du deutérium, peuvent alors se produire, comme celle du lithium à partir de 65 MJ. Pour des naines brunes assez massives, on considère aussi que la pression qui s'oppose à la contraction de l'astre a une origine physique différente de celle que l'on trouve dans une géante gazeuse. Le phénomène qui entre en jeu est similaire à celui qui existe dans les naines blanches, à savoir la pression de dégénérescence d'un gaz d'électrons.

Une limite pour la température des étoiles naines

Ce phénomène conduit d'ailleurs à l'établissement d'un analogue du diagramme de Hertzsprung-Russell pour les naines brunes. Il vient de permettre aux astrophysiciens du Recons (Research Consortium on Nearby Stars) de mettre clairement en évidence la différence entre étoiles et naines brunes. Alors qu'une étoile augmente de taille lorsqu'on lui ajoute de la masse, une naine brune se contracte. Surtout, alors que le rayon d'une étoile décroît avec la température, il augmente chez les naines brunes.

En dressant une sorte de diagramme de Hertzsprung-Russell pour les étoiles de faible masse et en le comparant à celui des naines brunes, les chercheurs ont constaté que le rayon de ces étoiles diminue bien quand la température croît. En dessous d'une valeur de 2.100 K, il apparaît un vide aussi bien dans la population des naines brunes que des étoiles de faible masse. Puis on commence à trouver des naines brunes, dont le rayon augmente au fur et à mesure que les étoiles ont des températures de plus en plus basses. Ce brusque vide dans la distribution des étoiles de faible masse avait été prédit théoriquement.

Comme le montrent les travaux des chercheurs dans l'article qu'ils ont déposé sur arxiv, on dispose maintenant de valeurs précises pour évaluer les caractéristiques des étoiles les moins massives, c'est-à-dire quand se termine la séquence principale pour ces étoiles. Ils ont choisi comme référence l'étoile 2MASS J0513-1403. Sa température est de 2.100 K, son rayon représente 8,7 % de celui du Soleil et sa luminosité vaut 1/8.000 de celle de notre étoile.

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