Les "étoiles" naines brunes



Les étoiles sont des astres assez massifs pour fusionner l'hydrogène en hélium dans leurs cœurs, générant de l'énergie sous forme de lumière et de chaleur. La chaleur créée par ce processus essaie de faire grossir l’étoile, mais la gravité exerce une force qui oblige l’étoile à se contracter, créant un équilibre. Les planètes, qu'elles soient rocheuses ou gazeuses, ne sont pas assez massives pour déclencher une réaction de fusion nucléaire dans leurs cœurs. Jupiter, la planète la plus massive du système solaire, ne représente qu'1% de la masse nécessaire pour déclencher une réaction de fusion dans son noyau. Cet écart permet de différencier une planète géante d’une petite étoile. Mais existe-t-il des astres bien plus massifs qu'une planète, mais pas assez massifs pour devenir une véritable étoile ?


À la fin des années 1950, les astronomes commençaient à bien comprendre le fonctionnement des étoiles. Les équations mathématiques qui régissent les processus physiques de fusion de l'hydrogène en hélium étaient en cours d'élaboration. Dans les années 1960, les astrophysiciens ont réussi à déterminer la masse minimale que doit avoir une étoile pour pouvoir s'allumer : environ 0,075 fois la masse du Soleil, soit 75 fois la masse de Jupiter. A quoi ressemblerait un tel objet ?


Il pourrait se former comme une étoile, à partir de l'effondrement d'un nuage de gaz, comme le Soleil l'a fait il y 4,5 milliards d'années. Mais au lieu de s'allumer et de devenir une étoile, il en resterait simplement là. Elles seraient alors des étoiles étonnamment froides, à l’image d’une braise de charbon de bois. Elles rayonneraient leur chaleur essentiellement dans l’infrarouge. Après quelques milliards d'années, elles se seraient tellement refroidies qu'elles deviendraient complètement noires.


Les astronomes ont alors cherché un nom pour désigner ces étoiles avortées. Ces objets étant essentiellement noirs, on aurait pu les appeler « naine noire », mais ce nom est déjà utilisé pour désigner la mort des étoiles de type solaire. Les étoiles de très faible masse sont nommées “naines rouges”. Et ces nouveaux objets émettent leur lumière dans l'infrarouge et presque rien dans le visible. Ils sont donc quelque part entre le rouge et le noir. On les a alors nommés NAINES BRUNES, bien que cette pseudo-étoile ne soit pas réellement de couleur marron. Mais le nom est resté.


Les travaux se sont poursuivis pour déterminer à quoi ressemblaient les naines brunes, et beaucoup de progrès ont été fait bien qu’aucun exemple réel ne fusse trouvé.


Comme nous l’avons vu dans un article précédent, les astronomes classent les étoiles par leur température de surface à partir de leur spectre. Les plus chaudes sont les étoiles O, puis les étoiles B, A, F, G, K, M. Mais en 1988, les astronomes ont découvert une étoile si froide qu'elle ne rentrait pas dans la classe M. C'était la première d'une nouvelle classe d'étoiles plus froides. On lui a donc donné la lettre L. Pourquoi L ? Parce qu'il n'y avait aucun autre objet astronomique qui utilisait cette lettre ! Beaucoup d'autres étoiles L ont été trouvées. Ces étoiles étaient suffisamment massives pour démarrer la fusion de l’hydrogène. Ce n'étaient donc pas de vraies naines brunes.


Le problème, c’est que lorsque les naines brunes se forment, elles sont suffisamment chaudes pour imiter le spectre d’une étoile de classe L, ce qui rend difficile la distinction entre les deux. Il fallait donc trouver un moyen de les distinguer. Il a été déterminé qu'une naine brune de faible masse devait posséder du lithium, alors que les étoiles normales n’en n’ont pas. Le lithium est un élément léger qui suit l'hydrogène et l'hélium dans le tableau périodique. Dans les étoiles normales, il fusionne comme l'hydrogène, sauf que les étoiles épuisent rapidement leur réserve de lithium, de tel sorte qu’on ne le détecte plus. Il se trouve que les naines brunes, qui ont une masse inférieure à 65 fois la masse de Jupiter, sont incapables de fusionner le lithium. Il faut donc réaliser des observations très minutieuses pour détecter la signature du lithium dans les spectres, et ainsi distinguer les naines brunes des étoiles ordinaires.


Le test au lithium n'est pas parfait, mais il fonctionne dans de nombreuses circonstances. En 1995, un groupe d'astronomes observait les Pléiades, un amas d'étoiles visible à l'œil nu dans la constellation du Taureau. Ils essayaient de trouver les étoiles ayant la plus faible masse dans cet amas afin d’obtenir le nombre exact d’étoiles qui le compose. Comme la distance de l’amas est bien connue, il est possible d’estimer correctement la luminosité de ses étoiles, et de connaître leur masse avec une bonne précision. Ils ont trouvé un objet étrange, qu'ils ont nommé Teide 1. C'était une étoile de couleur rouge dont la température de surface est estimée à 2600 K. Mais surtout, le lithium a été trouvé dans son spectre. Les meilleurs modèles de masse stellaire ont montré que cette astre devait avoir 50 fois la masse de Jupiter, soit 0,05 fois la masse du Soleil. C'était clairement un objet sous-stellaire. La toute première vraie naine brune venait d’être découverte.



À peu près au même moment, les astronomes ont découvert qu'une autre étoile proche, appelée Gliese 229, avait un compagnon extrêmement faible. Son spectre a montré qu'il était encore plus étrange que Teide 1. Le spectre de Gliese 229B montre qu'elle contient du lithium, mais également du méthane. Le méthane est une molécule fragile, qui se décompose rapidement avec la chaleur. Cela suppose que sa surface est nettement moins chaude que celle de Teide 1. La température de surface de Gliese 229B a été estimée à environ 1000 K. Il fallait donc inventer une nouvelle lettre à la classification spectrale des étoiles. C’est ainsi qu’est apparue la classe des naines T.


En 2009, la NASA a lancé le WISE telescope (Wide-field Infrared Survey Explorer). WISE prend des photos dans l'infrarouge, un domaine que nos yeux ne peuvent pas voir. Ces images sont ensuite colorisées pour les adaptées à nos yeux. Les longueurs d'ondes les plus courtes sont colorisées en bleu, les longueurs d'ondes moyennes en vert et les grandes longueurs d’ondes apparaissent en rouge. Les naines brunes émettent beaucoup de lumière dans la longueur d'onde intermédiaire. Sur les images de WISE, elles apparaissent en vert, ce qui les rend faciles à repérer.


WISE a trouvé des centaines de naines brunes. Aujourd’hui, plus de 2000 sont connues. Certaines sont tellement froides qu’il a encore fallu ajouter une lettre à la classification des étoiles. Désormais, il existe la classe des naines Y, qui ont une température de surface inférieure à 750 K. Ce qui nous donne : O B A F G K M L T et Y.


Vue d'artiste des objets sous-stellaires de classes spectrales L, T et Y


Si les naines brunes ne sont pas brunes, de quelle couleur sont-elles ?


Certaines sont si froides qu'elles n'émettent pas de lumière dans le visible, on les verrait donc noires. On pourrait donc se situer à côté d’elles sans les voir. D’autres, au contraire, sont suffisamment chaudes pour émettre une faible lumière dans le visible. De quelle couleur les verrait-on ? Elles pourraient être de couleur magenta ! On aurait pu penser qu'elles seraient rouges, mais c'est un peu plus compliqué que ça. N'oubliez pas que l’atmosphère des naines brunes contient des molécules qui absorbent des couleurs de lumière spécifiques. Dans certaines naines brunes, il y a des molécules comme le méthane et même de la vapeur d’eau. Certaines de ces molécules bloquent plus la lumière rouge que la lumière bleue, ce qui modifie leurs couleurs, leur donnant un aspect magenta.


Les naines brunes présentent une autre caractéristique très inhabituelle : à mesure qu'elles deviennent plus massives, elles ne changent pas de taille. Normalement, quand vous ajoutez de la masse dans un objet, il grossit. Prenez deux morceaux d'argile et écrasez-les l’un contre l’autre.. Vous obtenez un morceau plus massif, mais également plus gros. Idem pour les planètes et les étoiles. Mais les naines brunes sont différentes. Dans leurs noyaux, la densité est très élevée, et la physique est un peu différente de ce à quoi vous vous attendriez. Les détails sont complexes mais le résultat final c'est que lorsque vous leur ajoutez plus de masse, elles deviennent en fait plus denses, mais pas plus grosses. Cet effet devient important quand on atteint la masse de Jupiter, ce qui signifie qu'une naine brune deux fois plus massive que Jupiter ne sera en réalité pas beaucoup plus grande !


Quelle est la différence entre une petite naine brune et une très grande planète ?



Eh bien, pas beaucoup ! En fait, la nature semble ne pas s'embarrasser de frontière, contrairement à nous les humains. Pour les astronomes, une planète se forme par accrétion à partir d'un disque de matière autour d'une étoile. Une naine brune se forme comme n’importe qu’elles étoiles, à partir de l'effondrement d'un nuage de gaz et de poussière. Sauf qu’à la fin, on se retrouve avec deux objets de pratiquement la même taille, et de même masse, mais l'une serait une planète et l'autre une naine brune, selon la façon dont elles se sont formées. La différence n’est pas très claire. Comme nous l’avons vu, les naines brunes de plus de 65 fois la masse de Jupiter fusionnent le lithium. Il s'avère que celles qui ont une masse d’environ 13 fois Jupiter peuvent également fusionner le deutérium, un isotope de l’hydrogène. Ce qui n’est pas le cas de la planète Jupiter. Nous avons là une vraie différence entre étoile et planète, sauf que … une naine brune ne s’allume pas ! En ce sens, elle n’est pas une vraie étoile.


Vous le voyez, il n’est pas facile de faire des classements, et de définir ce qui est étoile et ce qui est planète. Pour le moment, les astronomes considèrent les naines brunes comme des objets sous-stellaires, c'est-à-dire à la limite de masse entre les planètes et les étoiles. En attendant d’en apprendre davantage.


Une dernière chose. L'étoile la plus proche du Soleil est une naine rouge appelée Proxima du Centaure. Elle orbite autour de l'étoile binaire Alpha du Centaure. Elle est située à environ 4,2 années-lumière de notre système solaire. En 2013, les astronomes ont découvert un système binaire composé de deux naines brunes, appelé Luhman 16. Elles se situent à seulement 6,5 années-lumière, ce qui en fait, après l’étoile de Barnard, le 3ème système stellaire connu le plus proche de la Terre. Alors pourrait-il y avoir une naine brune encore plus faible et plus froide plus près de nous ? C’est peut-être possible. Mais pour le moment, Proxima du Centaure est la seule véritable étoile la plus proche de notre système solaire.


Les étoiles les plus proches du Soleil


A RETENIR :

  • Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre les planètes géantes et les petites étoiles.

  • Elles n'ont été découvertes que récemment. Des milliers sont maintenant connus, mais leur étude ne fait que commencer.

  • Les plus massifs peuvent fusionner du deutérium, voire du lithium, mais pas de l'hydrogène, ce qui les distingue des étoiles « normales ».

 

BIBLIOGRAPHIE :

  • Cours du Diplôme Universitaire d'astronomie (2004)

  • Astronomie et astrophysique, Séguin et Villeneuve, 2e édition, Ed : De Boeck Université (2002)

  • Les nouveaux mondes du cosmos, Michel Mayor, Ed : Seuil (2001)

 

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