Voici la première image directe d'une naine brune en orbite autour d'une étoile

Deux communiqués provenant d'une équipe internationale d'astronomesastronomes viennent de faire savoir qu'une naine brune en orbite autour de HIP 21152, une jeune étoile semblable au Soleil dans l'amas des Hyades avait été imagée directement. Ont été utilisés le système d'optique adaptative extrême du télescope Subaru (SCExAO) et du spectrographespectrographe d'imagerie à haute résolutionrésolution angulaire coronographique (Charis), ainsi que l'optique adaptative des télescopes de l'observatoire Keckobservatoire Keck avec une caméra proche infrarougecaméra proche infrarouge deuxième génération (Nirc2).

Cet amas des HyadesHyades est le plus proche du Système solaireSystème solaire et on peut le voir à l'œilœil nu avec son motif en forme de V dans la constellation du Taureauconstellation du Taureau ; peut être vu à l'œil nu, parce que ce groupe de jeunes étoiles est né presque en même temps, l'amas des Hyades a attiré l'attention des astronomes en tant que cible de recherche importante pour l'étude de l'évolution des étoiles et des planètes.

Située à environ 150 années-lumièreannées-lumière du Soleil, la naine brune, tout naturellement appelée HIP 21152 B, est le premier compagnon sous-stellaire confirmé d'une étoile de la séquence principaleétoile de la séquence principale dans l'amas des Hyades découverte par imagerie directe, comme l'explique un article publié déjà depuis l'année dernière dans The Astrophysical Journal Letters.

Quatre images directes de la naine brune HIP 21152 B prises à l'aide du télescope Subaru et de l'observatoire Keck. L'étoile hôte est masquée dans les images (comme indiqué par l'icône avec une étoile jaune) et sa compagne naine brune est encerclée. La masse de HIP 21152 B est similaire à celle d'une planète géante — entre 22 et 36 masses de Jupiter. © M. Kuzuhara et al., W. M. Keck Observatory, Subaru Telescope

Des astres étudiés depuis 60 ans

L'existence des naines brunes a été prédite théoriquement par l’astronome indien Shiv S. Kumar pendant sa thèse au cours de la période 1958-1962. Il s'intéressait à la théorie des étoiles de très faible massemasse (M < 0.1 masse solaire), étoiles qu'il avait appelées des naines noires. Mais, notamment parce ces objets peuvent être lumineux aux longueurs d'ondelongueurs d'onde visibles au début de leur vie car ils sont chauffés par la contraction gravitationnelle lors de leur formation et selon le mécanisme de KelvinKelvin-Helmholtz ; c'est une autre dénomination à leur sujet qui fera fortune et qui est utilisée depuis que les premières naines brunes ont été observées au milieu des années 1990. Ces astresastres, trop massifs pour être des géantes gazeusesgéantes gazeuses comme JupiterJupiter, mais pas assez pour être considérés comme des étoiles, doivent en effet leur nom de naine brune à Jill Tarter, une exobiologiste connue pour être l'une des figures de proue de Seti.

Les naines brunes sont intéressantes car il s'agit d'astres intermédiaires entre une étoile et une planète en termes de masse et qui ne se trouvent pas dans notre Système solaire. Elles sont également utiles pour étudier l'évolution et l'atmosphèreatmosphère des planètes géantesplanètes géantes, car les planètes de type Jupiter et les naines brunes les plus légères devraient avoir des caractéristiques similaires.

Des milliers de naines brunes ont été trouvés depuis la première découverte en 1995 mais celles en orbite autour d'une étoile sont rares, avec une fréquencefréquence de seulement quelques cas pour 100 étoiles. HIP 21152 B devrait donc être un objet de référence pour l'étude de l'évolution des planètes géantes, des naines brunes et de leurs atmosphères.

Les astronomes ont déjà établi, grâce à des analyses spectrales de l'atmosphère de HIP 21152 B, qu'elle est en transition en passant d'une naine brune de type L à une naine brune de type TT, ce qui signifie qu'elle se refroidit, avec une température de 1 200-1 300 K.

Différents types de naines brunes

Comme Futura l'avait déjà expliqué, les naines brunes s'inscrivent plus ou moins toujours dans le débat concernant d'une part, la limite en masse au-delà de laquelle un astre fait partie des étoiles (et non des naines brunes) et d'autre part, concernant la limite en dessous de laquelle l'astre est une géante gazeuse. Les astrophysiciensastrophysiciens s'accordent toutefois sur un point : ce qui différencie une étoile d'une naine brune est le fait qu'elle est suffisamment massive pour que des réactions de fusionfusion thermonucléaire durables, comme celles décrites par la chaîne proton-protonchaîne proton-proton ou le cycle de Bethecycle de Bethe-Weizsäcker, s'y enclenchent. On trouve alors des masses comprises entre 75 et 80 fois la masse de Jupiter (M_J), c'est-à-dire environ 0,07 masse solaire.

En ce qui concerne le critère de distinction entre une géante gazeuse et une naine brune, les scientifiques utilisent généralement le seuil de 13 M_J. Des réactions de fusion temporaires, en l'occurrence celle du deutérium, peuvent alors se produire, comme celle du lithiumlithium à partir de 65 M_J.

Les naines brunes se subdivisent en plusieurs types spectraux comme les étoiles ordinaires. Les plus chaudes et les plus lumineuses font ainsi partie des naines dites M, voisines donc des naines rougesnaines rouges de même type. Viennent ensuite les deux sortes principales de naines brunes avec tout d'abord celles de types L, qui ont des températures grossièrement comprises entre 1 500 K et 2 500 K, et les naines de type T là aussi avec des températures grossièrement entre 1 500 et 500 K. Les naines Y ont des températures en dessous de 500 K.

Il existe toutefois de légères variations dans la littérature à leur sujet, on trouve ainsi parfois pour les naines T qu'elles doivent avoir des températures de surface inférieures à 1 200 K.