L'énergie lumineuse d'une naine brune est quasi exclusivement tirée de l'énergie potentielle gravitationnelle, transformée enénergie interne parcontraction, contrairement à une étoile de laséquence principale qui tire son énergie des réactions nucléaires. La contraction s'achève lorsque se produit ladégénérescence de la matière, la naine brune a alors un diamètre de l'ordre de celui de la planèteJupiter. 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 latempérature effective et letype spectral restent sensiblement constants.
Bien que leur existence fût postulée dès les années 1960, c'est seulement depuis le milieu desannées 1990 qu'on a pu établir leur existence.
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 queplanetar ousubstar, diminutif du terme généralobjet substellaire, ou encore « naine noire »[4]. Néanmoins il convient de distinguer les naines brunes de ce que l'on appelle aujourd'huinaine noire, objets très différents : une naine noire est, en quelque sorte, le dernier stade d'unenaine blanche, alors qu'une naine brune est un genre d'étoile « ratée », ayant une masse insuffisante pour démarrer ou maintenir les réactions defusion nucléaire qui ont lieu dans les « vraies » étoiles.
Dès les années 1960, on postule l'existence de corps de masse trop faible pour entretenir la combustion stable de l'hydrogène (Kumar 1963).
Puisque les naines brunes n'émettent qu'un faible rayonnement, principalement dans l'infrarouge (un domaine delongueur d'onde pour lequel les détecteurs sont restés longtemps très peu sensibles), elles n'ont pas été détectées avant de nombreuses années.
C'est en 1995 qu'on a observé pour la première fois des naines brunes. D'abord,Teide 1, un objet de 40 à 60 fois la masse de Jupiter a été découvert dans lesPléiades[5],[6]. Quelques mois plus tard, la découverte de Gliese 229 B, une naine brune de 20 à 50 fois la masse de Jupiter, est annoncée[7]. Cette dernière se trouve en orbite autour d'une étoile de faible masse,Gliese 229.
La naine brune2M1207, (au centre), et une exoplanète orbitant autour (à gauche).
Les naines brunes ont une masse qui se situe entre les planètes les plus massives et les étoiles les moins massives. En raison de cettemasse trop faible, latempérature et lapression du cœur ne sont pas suffisantes pour maintenir les réactions defusion nucléaire de l'hydrogène. 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 ». C'est en quelque sorte une étoile avortée. Une fois la courte phase de réactions nucléaires terminée, lachaleur émise par une naine brune provient uniquement de sacontraction gravitationnellevia lemécanisme de Kelvin-Helmholtz.
En général, on considère qu'une naine brune doit avoir une masse supérieure à 13 fois celle deJupiter, ce qui est la masse minimale pour que l'astre puisse fusionner dudeutérium, et inférieure à 0,07masse solaire, masse au-dessus de laquelle les réactions de fusion (de l'hydrogène) peuvent s'enclencher durablement[1],[2].
Alternativement, il a été proposé qu'une naine brune se distingue d'uneplanète géante gazeuse par son mode de formation. En effet, la plupart des naines brunes flottent seules dans l'espace[réf. nécessaire]. Cela confirme qu'elles se forment comme des étoiles, c'est-à-dire de la fragmentation d'unnuage moléculaire, et non comme des planètes, qui naissent plutôt dans l'effondrement local d'undisque présent autour d'une étoile.
La découverte d'une naine brune entourée d'undisque protoplanétaire (voirCha 110913-773444) laisse à supposer que la formation des planètes, sous-produits naturels de laformation stellaire, est possible aussi autour des naines brunes.
La premièreexoplanète orbitant autour d'une naine brune est découverte en. Il s'agit de la planète2M1207 b, compagne de2M1207. La masse de ce corps est estimée entre 3 et 10 fois celle de Jupiter[8].
Vue d'artiste d'une naine brune de type « L ».Vue d'artiste d'une naine brune de type « T ».Vue d'artiste d'une naine brune de type « Y ».
Les naines brunes se subdivisent en plusieurstypes spectraux :
Naines M : type spectral des naines brunes les plus chaudes et des étoiles de très faible masse, lesnaines rouges.
Naines L : on connait quelques centaines denaines L, celles-ci présentent des signatures spectroscopiques de grains de poussière dans leur atmosphère et semblent y avoir uncycle de la pluie avec leurs grains de poussière (oxydes métalliques).
Naines T : leur température de surface est inférieure à1 200K. On connait environ60 naines T (novembre 2005), dont la plupart sont dans le voisinage immédiat duSoleil. Lesnaines T possèdent de fortes signaturesspectroscopiques duméthane et dumonoxyde de carbone. La plus froidenaine T connue a une température de750 K (~480 °C).
SelonJohn C. Forbes etAbraham Loeb, il pourrait exister des naines brunes dont la masse serait supérieure à la masse minimale pour la fusion de l'hydrogène. Ces objets sont qualifiés denaines brunes surmassives (en anglaisovermassive brown dwarfs)[10].
Teide 1, la première naine brune observée en 1995.
Gliese 229 B, beaucoup moins massive, découverte peu de temps après, en 1995.
WISE J085510.74-071442.5, située à7,2 années-lumière du Soleil, aurait la température de surface la plus basse connue (entre -48 et -13 °C).
WISE 1828+2650, située à une quarantaine d'années-lumière du Soleil, a elle aussi une température de surface particulièrement froide (environ30 °C)[11].
CFBDSIR 1458+10A etCFBDSIR 1458+10B : situées à75 années-lumière de notre système, découvertes par le travail d'astronomes internationaux sur lestélescopes Keck, CFHT et leVery Large Telescope (VLT), l'une des deux possède une température très basse :100 °C[12].
Mayrit 1701117, première naine brune qui émet un jet de matière (jets de Herbig-Haro) d'une longueur de0,7 année-lumière[13].
↑ Rebolo, R. et al. 1995, Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster, Nature, vol. 377, issue 6545, pp.129-131. Lien dans la base de donnéesADS.
↑ Leech, K. et al. 2000, Mid-IR Observations of the Pleiades Brown Dwarfs Teide 1 & Calar 3, From Giant Planets to Cool Stars, ASP Conference Series, vol. 3212, p.82. Lien dans la base de donnéesADS.
↑ Nakajima, T. et al. 1995, Discovery of a cool brown dwarf, Nature, vol. 378, issue 6556, pp.463-465. Lien dans la base de donnéesADS.
↑Subhanjoy Mohanty et Ray Jayawardhana « Les naines brunes, mi-étoiles mi-planètes », Dossier pour la Science n° 64, juillet-septembre 2009, p 94
