Les naines brunes se forment comme les étoiles

Dans le bestiaire des astres, il existe une catégorie d'objets intermédiaires entre les planètes et les étoiles, les naines brunes. Trop massives pour être rangées parmi les planètes, elles ne le sont pas assez pour que des réactions thermonucléaires s'enclenchent, si ce n'est temporairement. Car, en effet, à partir de 13 fois la masse de JupiterJupiter (M_J), leur deutérium pourrait fusionner.

L'intervalle de masse considéré comme définissant une naine brune est en général de 10 à 80 M_J. Mais il existe des variantes selon les auteurs. Il semble toutefois certain qu'au-delà de 75 M_J, les naines brunes ne sont plus des étoiles ratées car des réactions de fusion de l'hydrogènehydrogène peuvent s'y dérouler.

Suite à leur indiscutable découverte en 1995, la question s'est rapidement posée de savoir comment ces astres se formaient. Comme des planètes ou comme des étoiles ?

On découvrit ensuite des signatures observationnelles qui pouvaient s'interpréter comme des preuves de la présence de disques d'accrétiondisques d'accrétion et même de jets bipolaires, analogues à ceux associés à la formation des étoiles et des systèmes planétaires. Ce fut en particulier le cas à partir de 2005 et 2007 grâce à des observations d’astronomes de l’ESO.

Toutefois, la preuve définitive de la nature moléculaire de ces jets manquait et il semble que les effort conjoints d'astronomesastronomes du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics et de l'Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA) ait fini par porter leurs fruits en réglant définitivement la question.

 
Cliquez pour agrandir. En bleu, les chocs terminaux des jets moléculaires (rouges et jaunes) de ISO-Oph 102 avec le milieu interstellaire (vue d'artiste). Crédit : Crédit : ASIAA

Un même mécanisme pour deux échelles de taille

Un article publié dans Astrophysical Journal Letters expose en effet les résultats d'études sur la jeune naine brune connue sous le nom de ISOISO-Oph 102 et située à 125 parsecsparsecs, c'est-à-dire environ 407 années-lumièreannées-lumière dans le nuagenuage moléculaire de rho Ophiuchi. Observée à l'aide du Smithsonian's Submillimeter Array (SMA), cette naine brune d'une masse de 60 M_J éjecte indiscutablement des moléculesmolécules de monoxyde de carbonemonoxyde de carbone (CO). Il s'agit donc bien de jets moléculaires de même nature que ceux des jeunes étoiles en formation, comme les T TauriT Tauri.

Cliquez pour agrandir. Un zoom sur ISO-Oph 102 montrerait, comme ici sur cette vue d'artiste, un disque d'accrétion avec de la matière chutant sur la jeune naine brune terminant sa formation. Pour cela, une partie du moment cinétique de la matière s'accrétant sur la naine doit être évacuée sous forme de jets moléculaires bipolaires. Crédit : David A. Aguilar (CfA)

Ces jets semblent nécessaires pour évacuer une partie du moment cinétiquemoment cinétique de la matièrematière en train de s'effondrer sur la jeune étoile en formation.

Remarquablement donc, quelle que soit l'échelle, pour une naine brune ou une véritable étoile, un même mécanisme semble opérer. Dans le cas de ISO-Oph 102, la quantité de matière contenue dans les jets bipolaires est mille fois plus faible que dans le cas d'une étoile moyenne en formation et le flux l'est cent fois moins. Mais toutes ces caractéristiques semblent bien celles auxquelles on doit s'attendre par simple changement d'échelle d'un mécanisme unique.