Que sont les naines brunes ?

Globes colorés de différentes tailles avec annotations textuelles sur fond noir.

La qualité deMasseest ce qui sépare les planètes des naines brunes des étoiles. Voici une comparaison générale des masses de chacun. Image via la NASA/Caltech/ R. Hurt (IAPC).

La quantité de masse avec laquelle une étoile est née est ce qui détermine son destin. Les étoiles sont des objets nés avec de grandes masses - etdoncforte auto-gravité - de sorte que l'étoile se replie sur elle-même, créant des températures internes élevées. L'étincelle des hautes températuresréactions de fusion thermonucléaire, qui permettent aux étoiles de briller. Les planètes, d'autre part, ont des masses beaucoup plus petites et par conséquent une gravité plus faible et aucune fusion interne ; ils brillent principalement par la lumière réfléchie par leurs étoiles. Les naines brunes se situent quelque part entre les masses des planètes géantes comme Saturne et Jupiter, et les plus petites étoiles.

Nous pourrions parler des masses des naines brunes comme des fractions de la masse de notre soleil, mais les astronomes utilisent généralement la masse de Jupiter comme mesure standard. Une valeur de 13 masses de Jupiter est considérée comme la limite supérieure pour les planètes géantes gazeuses. Si la masse de la planète gazeuse est supérieure à 13 masses de Jupiter, une combustion thermonucléaire (fusion) dedeutérium– un élément rare issu du Big Bang – peut se produire à l'intérieur de l'objet. Le deutérium est un autre nom pour « l'hydrogène lourd », qui est de l'hydrogène avec unneutronattaché au proton dans le noyau de l'atome (plutôt que seulement unprotonseul). Une valeur supérieure à 80 masses de Jupiter est la limite inférieure pour la combustion normalehydrogène– le processus par lequel les étoiles sont capables de briller – et donc pour permettre à un objet de se qualifier comme étoile à part entière.

Ainsi, une naine brune est généralement définie comme tout corps se situant dans la plage de masses de 13 et 80 masses de Jupiter.

Mais il y a beaucoup plus dans cette histoire…

Espace étoilé, avec de nombreux objets encerclés et des encarts montrant des vues agrandies à côté d

Agrandir. | Les naines brunes font partie de la ménagerie des objets trouvés dans l'espace. Cette image montre la partie centrale de la nébuleuse d'Orion, une région de formation d'étoiles relativement proche dans notre propre galaxie de la Voie lactée. L'image montre une zone mesurant environ 4 par 3Années lumière. Chaque symbole identifie une paire d'objets, considérés comme un seul point lumineux au centre du symbole. Le cercle intérieur plus épais représente le corps principal, et le cercle extérieur plus fin indique le compagnon. Le rouge indique une planète ; orange une naine brune; et jaune une étoile. À côté de chaque symbole se trouve une paire d'images Hubble. L'image de gauche est l'image originale de l'objet principal (l'étoile) et de son compagnon. L'image de droite montre uniquement le compagnon, l'objet principal étant soustrait numériquement grâce à une technique de traitement d'image spéciale qui sépare les images des objets en paires binaires. Image viaSite Hubble.

Qu'est-ce qu'une étoile ?



Une étoile est une grande collection de poussière et de gaz qui s'est condensée à partir d'un nuage primordial qui a été perturbé d'une manière ou d'une autre.Divers mécanismespeut provoquer le dérangement. Par exemple, l'onde de choc d'une lointaine supernova - une étoile en explosion - pourrait perturber un nuage primordial dans l'espace, des siècles ou des millénaires plus tard et de nombreuxAnnées lumièreune façon. Le nuage perd son uniformité et les zones avec une densité légèrement plus élevée (et donc plus de gravité) commencent à attirer des molécules plus légères.

Au fur et à mesure que la matière s'agglomère de plus en plus en raison de sa gravité croissante, elle devient de plus en plus chaude, tout comme un pneu de vélo devient de plus en plus chaud au toucher lorsque vous le gonflez et comprimez ainsi les molécules d'air à l'intérieur. Finalement, la question atteint une masse critique; l'étoile commence àfusible deutériumavec de l'hydrogène ordinaire, ce qui faithélium-3molécules. Cela se produit à basse température (un peu moins de 1 000 000 degrés Kelvin ou 1 800 000 Fahrenheit).

Au moment où la fusion commence, nous pouvons décrire une étoile différemment. Maintenant, l'étoile est un objet en parfait équilibre (même temporairement) entre la force de poussée vers l'extérieur causée par les réactions de fusion dans son noyau, et la force de poussée vers l'intérieur de sa propre gravité. La gravité veut écraser davantage une étoile, mais la fusion l'empêche de se produire. Fusion veut étendre l'étoile, mais la gravité ne le permet pas. Le résultat est un bel équilibre : une star.

Si la fusion du deutérium n'avait pas eu lieu, il y aurait très peu d'étoiles dans l'univers avec plus de trois fois la masse de notre soleil. C'est parce que - si la fusion d'hydrogène commençait dès que la masse et la température étaient suffisamment élevées - l'étoile n'aurait pas encore assez de masse pour que sa propre gravité résiste à la pression de poussée vers l'extérieur des réactions de fusion d'hydrogène. L'étoile se dilaterait et cette expansion ferait chuter sa température interne, ralentissant et mettant finalement fin aux réactions de fusion d'hydrogène dont les étoiles ont besoin pour briller.

La fusion au deutérium maintient une étoile suffisamment froide pour lui laisser le temps d'accumuler une masse suffisante pour que, lorsque la fusion de l'hydrogène commence réellement (environ 13 000 000 degrés K ou 23 000 000 F), elle puisse continuer. À ce moment-là, l'étoile est suffisamment dense pour avoir suffisamment d'auto-gravité pour résister à l'expansion, de sorte que les températures restent élevées à l'intérieur.

Lire la suite : Qu'est-ce qui fait briller les étoiles ?

Dans la plupart des cas, vous vous retrouvez avec une seule majeureaccumulationqui forme une étoile alimentée par la fusion d'hydrogène. Il est également possible que, dans les nuages ​​denses, plusieurs étoiles puissent se former. Et ainsi nous avons des systèmes à double étoile (appelésbinairesystème) et des étoiles triples (trinaire) et des étoiles quadruples (quaternaire).

En effet, il existe des exemples de systèmes très complexes à cinq, six et sept étoiles, appelés quintuple (quinténaire), sextuple (sexténaire) et septuple (septénaire), respectivement (cliquez sur chaque numéro pour des exemples). Ceux-ci peuvent tomber sur des orbites les uns autour des autres qui (bien que très complexes) peuvent encore être suffisamment stables pour permettre la formation planétaire.

5 globes de couleurs différentes, un immense étiqueté soleil, trois beaucoup plus petits et un minuscule étiqueté Terre.

Comparaison de taille générale entre une étoile de faible masse, une naine brune et la planète Jupiter. Bien que les naines brunes soient jusqu'à 80 fois plus massives que Jupiter, leur taille ne serait que de 10 à 15 % plus grande. Image via Wikimedia Commons.

Qu'est-ce qu'une planète ?

Après la formation stellaire et le début de la fusion de l'hydrogène, un vent solaire apparaît et balaie le gaz restant hors du système. Il y aura plusieurs accrétions mineures trop volumineuses pour être repoussées par la pression extérieure du vent solaire. Ils vont, en fait, tomber vers l'intérieur, vers l'étoile.

Puisque tout dans l'univers amoment angulaire- en d'autres termes, puisque le nuage tourne ou tourne - les particules du nuage initial qui se rassemblent pour former l'étoile auront tendance à tomber vers l'étoile dans un long chemin en spirale. Cela augmente leur temps de chute et ainsivitesse angulaire, c'est pourquoi les planètes finissent par tourner (tourner) et orbiter autour de leurs étoiles généralement toutes dans la même direction.

En raison de collisions et d'attractions mutuelles modifiant les orbites de la nouvelle formationprotoplanètes, beaucoup atteindront un point d'équilibre et s'installeront sur une orbite stable. Celles-ci finiront par devenir de véritables planètes – soit des mondes rocheux comme la Terre ou Mars, soit des géantes gazeuses comme Jupiter ou Saturne – enaccrétionles petits restes restants du nuage primordial d'origine via leur propre gravité.

Planètes de différentes tailles et couleurs sur fond noir avec la Terre étant beaucoup plus petite que les autres.

Les planètes sont des objets avec beaucoup moins de masse que les étoiles. Voici le concept d'un artiste, montrant une comparaison de 3exoplanètesdans le système Kepler-51 avec certaines des planètes de notre propre système solaire. Image via NASA/ ESA/ STScI/ CU Boulder Today.

Quelle est la différence entre les étoiles et les planètes ?

Les étoiles se forment à partir de l'effondrement de gaz et de poussières dans un nuage primordial. Par conséquent, ils ont une quantité relativement faible de ce que les astronomes appellentmétaux(aux astronomes,métallicitédésigne tout élément plus lourd que l'hydrogène et l'hélium).

L'étoile recueille la majorité de la matière gazeuse dans le nuage primordial et ses planètes se forment en accrétant les restes. Les planètes se forment avec beaucoup, beaucoup moins de masse que les étoiles, et ont donc une gravité beaucoup plus faible. Les éléments plus légers comme l'hydrogène et l'hélium – si courants dans les étoiles – ont tendance à échapper à la force gravitationnelle plus faible d'une planète. Ainsi, par rapport aux étoiles, les planètes ontmétalteneur. Les planètes sont généralement en orbite autour des étoiles. Pardéfinition la plus récente des astronomesdu mot planète, ilsdégager leurs propres orbitesde débris.

Globe rougeâtre avec une large bande sombre et des étoiles en arrière-plan.

Bien sûr, nous ne savons pas vraiment à quoi ressemblent les naines brunes. Ils sont loin et nous n'en avons jamais vu de près. Mais voici le concept d'un artiste de la naine brune appeléeLuhman 16A, basé sur des preuves récentes de bandes de type Jupiter à sa surface. Image viaCaltech/ R. Hurt (IAPC).

Où sont les naines brunes ?

Les naines brunes accumulent de la matière comme une étoile, pas comme une planète. Ils se condensent à partir d'un nuage gazeux - et ont une masse plus élevée que les planètes et ont donc une gravité plus forte - et donc ils retiennent leurs éléments plus légers (hydrogène et hélium) plus efficacement que les planètes et ont donc une teneur en métal relativement faible. Leur seule caractéristique défaillante est qu'ils n'ont pas collecté suffisamment de matériel pour commencer une fusion stellaire normale. Cependant, ils peuvent maintenir la fusion du deutérium jusqu'à ce que le deutérium disparaisse, ce qui est en fait essentiel à la formation d'étoiles avec des masses plus importantes, comme expliqué précédemment.

naines brunesa été trouvéen orbite autour d'autres soleils à des distances de 1 000 unités astronomiques (AU) ou plus. Une UA = une distance Terre-Soleil. Cependant, toutes les naines brunes n'orbitent pas loin de leurs étoiles ; certains ont été trouvés en orbite à des distances plus rapprochées, et quelques-unsnaines brunes voyousont été repérés sans orbite autour d'une étoile, bien que, bien sûr, ceux-ci soient difficiles à trouver !

À titre de comparaison, parmi les planètes connues de notre propre système solaire, Neptune est la planète principale en orbite la plus éloignée de notre soleil à 30 UA.

Les naines brunes ne sont donc pas des planètes, et ce sont des étoiles ratées, pas assez massives pour alimenter des réactions de fusion d'hydrogène. Ils obtiennent ainsi leur propre classement.

Pourquoi marron ?

Ce que nous appelons maintenantnaines brunesont été proposés pour la première fois dans les années 1960 par un astronomeShiv S. Kumar, qui à l'origine appelait ces objets des naines noires. Il les a représentés comme des objets substellaires sombres flottant librement dans l'espace qui n'étaient pas assez massifs pour soutenir la fusion de l'hydrogène. Le nomnaine brunele nom a ensuite été inventé par l'astronome et chercheur SETIJill Tarterdans son doctorat thèse. Elle cherchait à définir une limite supérieure à la masse maximale qu'un objet pourrait posséder avant de commencer la fusion d'hydrogène, et de devenir ainsi une étoile à part entière.

Les étoiles ne sont clairement pas 'brunes' et de nombreux objets de ce type se situent dans la plage de température de 300 à 500 Kelvin (80 à 440 F, ou température corporelle pour un être humain et plus), donc ils ne rayonnent que dans leinfrarougepartie de laspectre électromagnétique. Depuisnain noirétait déjà considéré comme décrivant des objets au point final de l'évolution stellaire (froidnaines blanches) - etnain rougeavait également un rôle à remplir, comme le nom des petites étoiles cool -brundoit avoir semblé un compromis approprié.

Vue latérale de la Voie lactée d

Voir sur les photos de la communauté ForVM. | Nisan Gertz a capturé cette image au cratère Ramon, en Israël, le 16 août 2020. Merci, Nisan.

Conclusion : les naines brunes sont des objets dont la masse se situe entre les planètes gazeuses les plus lourdes et les étoiles les plus légères, ce qui les rend suffisamment distinctes pour se qualifier pour leur propre classification. Ils sont donc généralement définis comme un corps se situant dans la plage de plus de 13 et moins de 80 masses jupiteriennes. On peut les trouver en orbite autour d'étoiles ou d'autres naines brunes, ou voyageant seuls dans la galaxie.