Naine brune

Gliese 229B (au milieu des deux vues), à gauche : vue de l' observatoire du Mont Palomar, à droite : Télescope spatial Hubble (NASA).

Une naine brune est, d'après la définition provisoire adoptée, en 2003, par l' Union astronomique internationale, un objet substellaire dont la vraie masse est inférieure à la masse minimale nécessaire à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène mais supérieure à celle nécessaire à la fusion thermonucléaire du deutérium [1], correspondant à une masse située entre 13 MJ et 75 MJ [2]. En d'autres termes, il s'agit d'un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l' hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure quant à elle ne fait pas unanimité ; un critère couramment retenu est la capacité à fusionner le deutérium, soit environ 13 masses MJ.

La classification spectrale des naines brunes a motivé une extension de celle des étoiles : elles ont pour type spectral M, L, T voire Y pour les plus froides.

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, c'est seulement depuis le milieu des années 1990 qu'on a pu établir leur existence.

Terminologie

Naine brune est le calque de l' anglais brown dwarf — composé de brown (« brun(e) ») et de dwarf (« nain(e) ») — qui a été introduit, en 1975, par l' astronome américaine Jill Tarter [3].

Ce nom, ellipse d'« étoile naine brune », provient de la logique des noms donnés aux étoiles de la séquence principale (« naines ») en fonction de leur couleur (laquelle dépend de leur masse) : naines jaunes (comme le Soleil), naines orange puis naines rouges pour les moins massives, et enfin donc naines brunes pour les objets de masse encore plus faible.

Antérieurement, plusieurs termes avaient été utilisés pour désigner ces objets, tels que planetar ou substar, diminutif du terme général objet substellaire, ou encore « naine noire » [4]. Néanmoins il convient de distinguer les naines brunes de ce que l'on appelle aujourd'hui naine noire, objets très différents : une naine noire est, en quelque sorte, le dernier stade d'une naine blanche, alors qu'une naine brune est un genre d'étoile « ratée », ayant une masse insuffisante pour démarrer ou maintenir les réactions de fusion nucléaire qui ont lieu dans les « vraies » étoiles.

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