Naine brune - Brown dwarf

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Concept d'artiste d'une naine brune de type T
Comparaison: la plupart des naines brunes sont légèrement plus petites que Jupiter (15–20%), mais elles sont toujours jusqu'à 80 fois plus massives en raison d'une plus grande densité. L'image n'est pas à l'échelle; Le rayon de Jupiter est 10 fois celui de la Terre et le rayon du Soleil est 10 fois celui de Jupiter.

Une naine brune est un type d' objet sous-cellulaire qui a une masse entre les planètes géantes gazeuses les plus massives et les étoiles les moins massives , environ 13 à 80 fois celle de Jupiter ( M J ).

Contrairement aux étoiles de la séquence principale , les naines brunes n'acquièrent pas suffisamment de masse pour déclencher une fusion nucléaire soutenue d' hydrogène ordinaire ( 1 H ) en hélium dans leur noyau. Pour cette raison, les naines brunes sont parfois appelées étoiles ratées . Ils sont, cependant, ont pensé à deuterium fusible ( 2 H ), et de lithium de fusible ( 7 Li ) si leur masse est>  65   M J . La masse minimale requise pour déclencher une combustion continue d'hydrogène constitue la limite supérieure de la définition actuellement utilisée par l' Union astronomique internationale. , tandis que la masse minimale brûlant le deutérium de ~ 13   M J forme la limite inférieure de la classe, au-dessous de laquelle se trouvent les planètes.

Il est également débattu de savoir si les naines brunes seraient mieux définies par leur processus de formation plutôt que par des limites de masse théoriques basées sur des réactions de fusion nucléaire. Selon cette interprétation, les naines brunes sont les objets qui représentent les produits de masse la plus faible du processus de formation d'étoiles , tandis que les planètes sont des objets formés dans un disque d'accrétion entourant une étoile. On pense que les objets flottants les plus cool découverts tels que WISE 0855 , ainsi que les jeunes objets de plus faible masse connus comme PSO J318.5−22 , ont des masses inférieures à 13   M J , et sont donc parfois appelés planétaires. objets de masse en raison de l'ambiguïté de savoir s'ils doivent être considérés comme des planètes voyous ou des naines brunes. Il existe des objets de masse planétaires connus pour orbiter autour des naines brunes, tels que 2M1207b , MOA-2007-BLG-192Lb et 2MASS J044144b .

Les astronomes classent les objets auto-lumineux par classe spectrale , une distinction intimement liée à la température de surface, et les naines brunes occupent les types M, L, T et Y. Comme les naines brunes ne subissent pas de fusion d'hydrogène stable, elles se refroidissent au fil du temps, passant progressivement à travers les types spectraux ultérieurs à mesure qu'ils vieillissent.

Malgré leur nom, les naines brunes apparaissaient à l'œil nu de couleurs différentes selon leur température. Les plus chaudes sont peut-être orange ou rouges, tandis que les naines brunes plus froides sembleraient probablement magenta à l'œil humain. Les naines brunes peuvent être entièrement convectives , sans couches ni différenciation chimique en fonction de la profondeur.

Bien que théorisé à l'origine dans les années 1960, ce n'est qu'au milieu des années 1990 que les premières naines brunes sans ambiguïté ont été découvertes. Comme les naines brunes ont des températures de surface relativement basses, elles ne sont pas très lumineuses aux longueurs d'onde visibles, émettant la majorité de leur lumière dans l' infrarouge . Avec l'avènement de dispositifs de détection infrarouge plus performants, des milliers de naines brunes ont été identifiées.

Les naines brunes connues les plus proches sont situées dans le système Luhman 16 , une binaire de naines brunes de type L et T à une distance d'environ 6,5 années-lumière. Luhman 16 est le troisième système le plus proche du Soleil après Alpha Centauri et Barnard's Star .

L'histoire

Le plus petit objet est Gliese 229B, environ 20 à 50 fois la masse de Jupiter, en orbite autour de l'étoile Gliese 229 . Il se trouve dans la constellation de Lepus , à environ 19 années-lumière de la Terre.

Théorisation précoce

Planètes, naines brunes, étoiles

Les objets maintenant appelés «naines brunes» ont été théorisés pour exister dans les années 1960 par Shiv S. Kumar et étaient à l'origine appelés nains noirs , une classification pour les objets sous-cellules sombres flottant librement dans l'espace qui n'étaient pas assez massifs pour soutenir la fusion d'hydrogène. Cependant: (a) le terme naine noire était déjà utilisé pour désigner une naine blanche froide ; (b)  les naines rouges fusionnent l'hydrogène; et (c) ces objets peuvent être lumineux à des longueurs d'onde visibles tôt dans leur vie. Pour cette raison, des noms alternatifs pour ces objets ont été proposés, y compris planétar et sous- sol . En 1975, Jill Tarter a suggéré le terme «naine brune», en utilisant «brun» comme couleur approximative.

Le terme «naine noire» fait toujours référence à une naine blanche qui a refroidi au point qu'elle n'émet plus de quantités significatives de lumière. Cependant, le temps nécessaire pour que même la naine blanche de masse la plus faible refroidisse à cette température est calculé comme étant plus long que l'âge actuel de l'univers; on s'attend donc à ce que de tels objets n'existent pas encore.

Les premières théories concernant la nature des étoiles de plus faible masse et la limite de combustion d'hydrogène suggéraient qu'un objet de population I avec une masse inférieure à 0,07  masse solaire ( M ) ou un objet de population II inférieur à 0,09  M ne passerait jamais par la normale évolution stellaire et deviendrait une étoile complètement dégénérée . Le premier calcul auto-cohérent de la masse minimale de combustion d'hydrogène a confirmé une valeur comprise entre 0,07 et 0,08 masse solaire pour les objets de la population I.

Fusion de deutérium

La découverte de la combustion du deutérium jusqu'à 0,013  masse solaire et l'impact de la formation de poussière dans les atmosphères extérieures fraîches des naines brunes à la fin des années 1980 ont remis ces théories en question. Cependant, ces objets étaient difficiles à trouver car ils n'émettent presque pas de lumière visible. Leurs émissions les plus fortes se situent dans le spectre infrarouge (IR), et les détecteurs infrarouges au sol étaient trop imprécis à l'époque pour identifier facilement les naines brunes.

Depuis, de nombreuses recherches par diverses méthodes ont permis de rechercher ces objets. Ces méthodes comprenaient des enquêtes d'imagerie multicolores autour des étoiles de champ, des enquêtes d'imagerie pour les compagnons faibles des nains de la séquence principale et des naines blanches , des enquêtes sur les jeunes amas d'étoiles et la surveillance de la vitesse radiale pour les compagnons proches.

GD 165B et classe "L"

Pendant de nombreuses années, les efforts pour découvrir les naines brunes ont été vains. En 1988, cependant, un faible compagnon d'une étoile connue sous le nom de GD 165 a été trouvé dans une recherche infrarouge de naines blanches. Le spectre du compagnon GD 165B était très rouge et énigmatique, ne montrant aucune des caractéristiques attendues d'une naine rouge de faible masse . Il est devenu clair que GD 165B devrait être classé comme un objet beaucoup plus froid que les derniers  nains M connus à l'époque. Le GD 165B est resté unique pendant près d'une décennie jusqu'à l'avènement du Two Micron All-Sky Survey ( 2MASS ) qui a découvert de nombreux objets avec des couleurs et des caractéristiques spectrales similaires.

Aujourd'hui, GD 165B est reconnu comme le prototype d'une classe d'objets désormais appelés " L nains".

Bien que la découverte de la naine la plus froide ait été très significative à l'époque, il a été débattu de savoir si GD 165B serait classé comme une naine brune ou simplement une étoile de très faible masse, car il est très difficile de faire la distinction entre les deux.

Peu de temps après la découverte de GD 165B, d'autres candidats nains bruns ont été signalés. La plupart n'ont cependant pas été à la hauteur de leur candidature, car l'absence de lithium les montrait comme des objets stellaires. Les vraies étoiles brûlent leur lithium à un peu plus de 100  Myr , alors que les naines brunes (qui peuvent, de manière déroutante, avoir des températures et des luminosités similaires aux vraies étoiles) ne le seront pas. Ainsi, la détection du lithium dans l'atmosphère d'un objet de plus de 100 Myr garantit qu'il s'agit d'une naine brune.

Gliese 229B et classe "T" - les nains de méthane

Le premier nain brun a été découvert en 1994 par les astronomes de Caltech Shrinivas Kulkarni , Tadashi Nakajima, Keith Matthews et Rebecca Oppenheimer, et les scientifiques de Johns Hopkins Sam Durrance et David Golimowski. Il a été confirmé en 1995 en tant que compagnon sous- cellulaire du Gliese 229 . Gliese 229b est l'un des deux premiers exemples de preuves claires pour une naine brune, avec Teide 1 . Confirmés en 1995, les deux ont été identifiés par la présence de la lignée lithium à 670,8 nm. Ce dernier s'est avéré avoir une température et une luminosité bien en dessous de la gamme stellaire.

Son spectre proche infrarouge présentait clairement une bande d'absorption de méthane à 2 micromètres, une caractéristique qui n'avait auparavant été observée que dans les atmosphères des planètes géantes et celle de la lune de Saturne Titan . L'absorption de méthane n'est attendue à aucune température d'une étoile de la séquence principale. Cette découverte a aidé à établir encore une autre classe spectrale encore plus froide que les  nains L , connus sous le nom de "  nains T ", dont Gliese 229B est le prototype.

Teide 1 - la naine brune de première classe "M"

La première naine brune confirmée a été découverte par les astrophysiciens espagnols Rafael Rebolo (chef d'équipe), María Rosa Zapatero Osorio et Eduardo Martín en 1994. Cet objet, trouvé dans l' amas ouvert des Pléiades , a reçu le nom de Teide 1 . L'article sur la découverte a été soumis à Nature en mai 1995 et publié le 14 septembre 1995. Nature a mis en évidence "Nains brunes découvertes, officielles" en première page de ce numéro.

Teide 1 a été découvert dans les images recueillies par l' IAC équipe le 6 Janvier 1994 à partir du télescope de 80 cm (IAC 80) à l' Observatoire du Teide et son spectre a été la première fois en Décembre 1994 à partir de 4,2 m William Herschel Telescope à l' Observatoire Roque de los Muchachos ( La Palma). La distance, la composition chimique et l'âge du Teide 1 ont pu être établis en raison de son appartenance au jeune amas d'étoiles des Pléiades. En utilisant les modèles d'évolution stellaire et sous-cellulaire les plus avancés à ce moment-là, l'équipe a estimé pour Teide 1 une masse de 55 ± 15   M J , ce qui est inférieur à la limite de masse stellaire. L'objet est devenu une référence dans les travaux ultérieurs liés aux jeunes naines brunes.

En théorie, une naine brune inférieure à 65   M J est incapable de brûler du lithium par fusion thermonucléaire à tout moment de son évolution. Ce fait est l'un des principes de test du lithium utilisés pour juger de la nature sous-cellulaire des corps astronomiques à faible luminosité et à basse température de surface.

Des données spectrales de haute qualité acquises par le télescope Keck 1 en novembre 1995 ont montré que Teide 1 avait encore l'abondance initiale de lithium du nuage moléculaire d'origine à partir duquel les étoiles des Pléiades se sont formées, ce qui prouve l'absence de fusion thermonucléaire dans son noyau. Ces observations ont confirmé que Teide 1 est une naine brune, ainsi que l'efficacité du test spectroscopique au lithium .

Pendant un certain temps, Teide 1 était le plus petit objet connu en dehors du système solaire qui avait été identifié par observation directe. Depuis lors, plus de 1800 naines brunes ont été identifiées, même certaines très proches de la Terre comme Epsilon Indi  Ba et Bb, une paire de naines brunes liées gravitationnellement à une étoile semblable au Soleil à 12 années-lumière du Soleil, et Luhman 16 , un système binaire de naines brunes à 6,5 années-lumière du Soleil.

Théorie

Le mécanisme standard pour la naissance d'étoiles est par l'effondrement gravitationnel d'un nuage interstellaire froid de gaz et de poussière. Au fur et à mesure que le nuage se contracte, il chauffe en raison du mécanisme Kelvin – Helmholtz . Au début du processus, le gaz de contraction rayonne rapidement une grande partie de l'énergie, permettant à l'effondrement de se poursuivre. Finalement, la région centrale devient suffisamment dense pour piéger le rayonnement. Par conséquent, la température centrale et la densité du nuage effondré augmentent considérablement avec le temps, ralentissant la contraction, jusqu'à ce que les conditions soient suffisamment chaudes et denses pour que des réactions thermonucléaires se produisent dans le cœur de la protoétoile . Pour la plupart des étoiles, la pression de gaz et de rayonnement générée par les réactions de fusion thermonucléaire dans le noyau de l'étoile la soutiendra contre toute nouvelle contraction gravitationnelle. L'équilibre hydrostatique est atteint et l'étoile passera la majeure partie de sa vie à fusionner l'hydrogène en hélium en tant qu'étoile de la séquence principale.

Si, cependant, la masse de la protoétoile est inférieure à environ 0,08  M , les réactions normales de fusion thermonucléaire à l' hydrogène ne s'enflammeront pas dans le cœur. La contraction gravitationnelle ne chauffe pas très efficacement la petite protoétoile , et avant que la température dans le noyau ne puisse augmenter suffisamment pour déclencher la fusion, la densité atteint le point où les électrons deviennent suffisamment serrés pour créer une pression de dégénérescence des électrons quantiques . Selon les modèles intérieurs nains bruns, les conditions typiques du noyau pour la densité, la température et la pression devraient être les suivantes:

Cela signifie que la protoétoile n'est pas assez massive et pas assez dense pour atteindre les conditions nécessaires pour soutenir la fusion d'hydrogène. La matière infaillante est empêchée, par la pression de dégénérescence électronique, d'atteindre les densités et les pressions nécessaires.

Une autre contraction gravitationnelle est empêchée et le résultat est une «étoile défaillante», ou naine brune qui se refroidit simplement en rayonnant son énergie thermique interne.

Naines brunes de masse élevée contre étoiles de faible masse

Le lithium est généralement présent dans les naines brunes et non dans les étoiles de faible masse. Les étoiles, qui atteignent la température élevée nécessaire à la fusion de l'hydrogène, appauvrissent rapidement leur lithium. La fusion du lithium-7 et d'un proton se produit, produisant deux noyaux d' hélium-4 . La température nécessaire à cette réaction est juste en dessous de celle nécessaire à la fusion d'hydrogène. La convection dans les étoiles de faible masse garantit que le lithium dans tout le volume de l'étoile est finalement épuisé. Par conséquent, la présence de la raie spectrale du lithium dans une naine brune candidate est un indicateur fort qu'il s'agit bien d'un objet sous-cellulaire.

Le test du lithium

L'utilisation du lithium pour distinguer les naines brunes candidates des étoiles de faible masse est communément appelée test de lithium et a été lancée par Rafael Rebolo , Eduardo Martín et Antonio Magazzu . Cependant, le lithium est également observé chez les très jeunes étoiles, qui n'ont pas encore eu le temps de tout brûler.

Les étoiles plus lourdes, comme le Soleil, peuvent également retenir le lithium dans leurs couches externes, qui ne chauffent jamais assez pour fusionner le lithium, et dont la couche convective ne se mélange pas avec le noyau où le lithium serait rapidement épuisé. Ces étoiles plus grosses se distinguent facilement des naines brunes par leur taille et leur luminosité.

À l'inverse, les naines brunes à l'extrémité supérieure de leur gamme de masse peuvent être suffisamment chaudes pour épuiser leur lithium lorsqu'elles sont jeunes. Les nains de masse supérieure à 65   M J peuvent brûler leur lithium à l'âge d'un demi-milliard d'années, le test du lithium n'est donc pas parfait.

Méthane atmosphérique

Contrairement aux étoiles, les naines brunes plus anciennes sont parfois suffisamment froides pour que, sur de très longues périodes, leurs atmosphères puissent recueillir des quantités observables de méthane qui ne peuvent pas se former dans des objets plus chauds. Les nains confirmés de cette manière incluent Gliese 229B .

Pluie de fer

Les étoiles de la séquence principale se refroidissent, mais atteignent finalement une luminosité bolométrique minimale qu'elles peuvent maintenir grâce à une fusion régulière. Cela varie d'une étoile à l'autre, mais représente généralement au moins 0,01% de celui du Soleil. Les naines brunes refroidissent et s'assombrissent régulièrement au cours de leur vie: des naines brunes suffisamment âgées seront trop faibles pour être détectables.

La pluie de fer dans le cadre des processus de convection atmosphérique n'est possible que dans les naines brunes, et non dans les petites étoiles. Les recherches en spectroscopie sur les pluies de fer sont toujours en cours, mais toutes les naines brunes n'auront pas toujours cette anomalie atmosphérique. En 2013, une atmosphère hétérogène contenant du fer a été imagée autour du composant B dans le système proche Luhman 16 .

Naines brunes de faible masse contre planètes de masse élevée

Un concept artistique de la naine brune autour de l'étoile HD 29587 , un compagnon connu sous le nom de HD 29587 b , et estimé à environ 55 masses de Jupiter.

Comme les étoiles, les naines brunes se forment indépendamment, mais, contrairement aux étoiles, n'ont pas suffisamment de masse pour «s'enflammer». Comme toutes les étoiles, elles peuvent se produire seules ou à proximité d'autres étoiles. Certaines étoiles en orbite peuvent, comme les planètes, avoir des orbites excentriques.

Ambiguïtés de taille et de consommation de carburant

Les naines brunes ont toutes à peu près le même rayon que Jupiter. À l'extrémité supérieure de leur gamme de masse ( 60–90   M J ), le volume d'une naine brune est régi principalement par la pression de dégénérescence électronique , comme c'est le cas chez les naines blanches; en bas de gamme ( 10   M J ), leur volume est régi principalement par la pression coulombienne , comme c'est le cas dans les planètes. Le résultat net est que les rayons des naines brunes ne varient que de 10 à 15% sur la gamme des masses possibles. Cela peut rendre difficile leur distinction des planètes.

De plus, de nombreuses naines brunes ne subissent aucune fusion; même ceux qui se situent dans le haut de gamme de la masse (plus de 60   M J ) refroidissent assez rapidement pour ne plus subir de fusion après 10 millions d'années .

Spectre de chaleur

Les spectres de rayons X et infrarouges sont des signes révélateurs de naines brunes. Certains émettent des rayons X ; et toutes les naines «chaudes» continuent à briller de manière révélatrice dans les spectres rouge et infrarouge jusqu'à ce qu'elles refroidissent à des températures semblables à celles d'une planète (sous 1 000 K).

Les géantes gazeuses présentent certaines des caractéristiques des naines brunes. Comme le Soleil, Jupiter et Saturne sont tous deux composés principalement d'hydrogène et d'hélium. Saturne est presque aussi grande que Jupiter, bien qu'elle n'ait que 30% de sa masse. Trois des planètes géantes du système solaire (Jupiter, Saturne et Neptune ) émettent beaucoup plus de chaleur (jusqu'à environ deux fois) qu'elles n'en reçoivent du Soleil. Et les quatre planètes géantes ont leurs propres systèmes «planétaires» - leurs lunes.

Norme actuelle de l'AIU

Actuellement, l' Union astronomique internationale considère un objet au-dessus de 13   M J (la masse limite pour la fusion thermonucléaire du deutérium) comme une naine brune, alors qu'un objet sous cette masse (et en orbite autour d'une étoile ou d'un reste stellaire) est considéré comme une planète.

Le seuil de 13 masse de Jupiter est une règle empirique plutôt que quelque chose de signification physique précise. Les objets plus gros brûleront la plupart de leur deutérium et les plus petits ne brûleront que peu, et la valeur de masse de 13 Jupiter se situe quelque part entre les deux. La quantité de deutérium brûlé dépend également dans une certaine mesure de la composition de l'objet, plus précisément de la quantité d' hélium et de deutérium présents et de la fraction d'éléments plus lourds, qui détermine l'opacité atmosphérique et donc la vitesse de refroidissement radiatif.

À partir de 2011, l' Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait des objets jusqu'à 25 masses de Jupiter, disant: «Le fait qu'il n'y ait pas de particularité autour de 13   M Jup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse». À partir de 2016, cette limite a été augmentée à 60 masses de Jupiter sur la base d'une étude des relations masse-densité. L' exoplanète Data Explorer inclut des objets jusqu'à 24 masses de Jupiter avec l'avertissement: "La distinction 13 Jupiter-masse par le groupe de travail de l'AIU est physiquement démotivée pour les planètes avec des noyaux rocheux, et problématique du point de vue de l'observation en raison de l' ambiguïté sin i ." Les archives des exoplanètes de la NASA incluent des objets d'une masse (ou masse minimale) égale ou inférieure à 30 masses de Jupiter.

Nain sub-brun

Une comparaison de taille entre le Soleil , une jeune naine sous-brune, et Jupiter . À mesure que la naine sous-brune vieillit, elle refroidira et rétrécira progressivement

Les objets en dessous de 13   M J , appelés nain sub-brun ou nain brun de masse planétaire , se forment de la même manière que les étoiles et les naines brunes (c'est-à-dire par l'effondrement d'un nuage de gaz ) mais ont une masse inférieure à la masse limite pour la fusion thermonucléaire de deutérium .

Certains chercheurs les appellent des planètes flottantes, tandis que d'autres les appellent des naines brunes de masse planétaire.

Rôle d'autres propriétés physiques dans l'estimation de masse

Alors que les caractéristiques spectroscopiques peuvent aider à faire la distinction entre les étoiles de faible masse et les naines brunes, il est souvent nécessaire d'estimer la masse pour arriver à une conclusion. La théorie derrière l'estimation de la masse est que les naines brunes avec une masse similaire se forment de la même manière et sont chaudes lorsqu'elles se forment. Certains ont des types spectraux similaires aux étoiles de faible masse, comme 2M1101AB . En refroidissant, les naines brunes doivent conserver une gamme de luminosités en fonction de la masse. Sans l'âge et la luminosité, une estimation de la masse est difficile; par exemple, une naine brune de type L pourrait être une vieille naine brune de masse élevée (peut-être une étoile de faible masse) ou une jeune naine brune de très faible masse. Pour les naines Y, cela pose moins de problème car elles restent des objets de faible masse près de la limite des naines sous-brunes , même pour des estimations d'âge relativement élevées. Pour les naines L et T, il est toujours utile d'avoir une estimation précise de l'âge. La luminosité est ici la propriété la moins préoccupante, car elle peut être estimée à partir de la distribution d'énergie spectrale . L'estimation de l'âge peut être effectuée de deux manières. Soit la naine brune est jeune et possède encore des caractéristiques spectrales associées à la jeunesse, soit la naine brune se déplace avec une étoile ou un groupe stellaire ( amas d'étoiles ou association ), qui sont plus faciles à obtenir des estimations d'âge. Une très jeune naine brune qui a été étudiée plus avant avec cette méthode est 2M1207 et le compagnon 2M1207b . Sur la base de l'emplacement, mouvement propre et la signature spectrale, cet objet a été déterminé à appartenir au ~ 8 millions d' années TW Hydrae association et la masse du secondaire a été déterminé à être inférieur à la deuterium limite la combustion avec 8 ± 2 M J . Un très ancien exemple d'estimation de l'âge qui utilise le co-mouvement est la COCONUTS-1 binaire naine brune + naine blanche , la naine blanche ayant un âge total de 7,3 +2,8
−1,6
milliards d'années . Dans ce cas, la masse n'a pas été estimée avec l'âge dérivé, mais le co-mouvement a fourni une estimation précise de la distance, en utilisant la
parallaxe de Gaia . En utilisant cette mesure, les auteurs ont estimé le rayon, qui a ensuite été utilisé pour estimer la masse de la naine brune comme 15,4 +0,9
−0,8
M J .

Observations

Classification des naines brunes

Classe spectrale M

Vision d'artiste d'un nain tardif

Ce sont des naines brunes avec une classe spectrale de M6,5 ou plus; ils sont également appelés nains tardifs. Celles-ci peuvent être considérées comme des naines rouges aux yeux de certains scientifiques. De nombreuses naines brunes de type spectral M sont de jeunes objets, comme le Teide 1 .

Classe spectrale L

Vision d'artiste d'un L-nain

La caractéristique déterminante de la classe spectrale M, le type le plus froid de la séquence stellaire classique de longue date, est un spectre optique dominé par des bandes d'absorption de molécules d' oxyde de titane (II) (TiO) et d' oxyde de vanadium (II) (VO). Cependant, GD 165B , le compagnon cool de la naine blanche GD 165 , ne possédait aucune des caractéristiques TiO caractéristiques des nains M. L'identification ultérieure de nombreux objets comme le GD 165B a finalement conduit à la définition d'une nouvelle classe spectrale , les L nains , définie dans la région optique rouge du spectre non pas par des bandes d'absorption d'oxyde métallique (TiO, VO), mais par un hydrure métallique. bandes d'émission ( FeH , CrH , MgH , CaH ) et raies atomiques proéminentes de métaux alcalins (NaI, KI, CsI, RbI). En 2013, plus de 900 L nains ont été identifiés, la plupart par des enquêtes à large champ: le Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), le Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky ( DENIS ) et le Sloan Digital Sky Survey ( SDSS). ). Cette classe spectrale contient non seulement les naines brunes, car les étoiles de la séquence principale les plus froides au-dessus des naines brunes (> 80 M J ) ont la classe spectrale L2 à L6.

Classe spectrale T

Vision d'artiste d'un nain T

Comme GD 165B est le prototype des nains L, Gliese 229 B est le prototype d'une nouvelle classe deuxième spectrale, les nains T . Les nains T sont magenta rosâtre. Alors que les spectres dans le proche infrarouge (NIR) des naines L montrent de fortes bandes d'absorption de H 2 O et de monoxyde de carbone (CO), le spectre NIR de Gliese 229B est dominé par des bandes d'absorption du méthane (CH 4 ), caractéristiques que l'on ne trouve que dans les planètes géantes du système solaire et de Titan . Le CH 4 , H 2 O et l' absorption induite par collision (CIA) d' hydrogène moléculaire (H 2 ) donnent des couleurs bleu proche infrarouge Gliese 229B. Son spectre optique à forte pente rouge manque également les bandes FEH et CRH , qui caractérisent les naines L et à la place est influencée par absorption exceptionnellement large comprend des alcalins des métaux Na et K . Ces différences ont conduit Kirkpatrick à proposer la classe spectrale T pour les objets présentant une absorption de CH 4 en bandes H et K. En 2013, 355 T nains sont connus. Des schémas de classification NIR pour les nains T ont été récemment développés par Adam Burgasser et Tom Geballe. La théorie suggère que les naines L sont un mélange d'étoiles de très faible masse et d'objets sous-stellaires (naines brunes), alors que la classe des naines T est entièrement composée de naines brunes. En raison de l'absorption du sodium et du potassium dans la partie verte du spectre des naines T, on estime que l'apparence réelle des naines T à la perception visuelle humaine n'est pas brune, mais magenta . Des naines brunes de classe T, telles que WISE 0316 + 4307 , ont été détectées à plus de 100 années-lumière du Soleil.

Classe spectrale Y

Vision d'artiste d'un nain Y

En 2009, les naines brunes les plus froides connues avaient des températures effectives estimées entre 500 et 600 K (227–327 ° C; 440–620 ° F) et se sont vu attribuer la classe spectrale T9. Trois exemples sont les naines brunes CFBDS J005910.90-011401.3 , ULAS J133553.45 + 113005.2 et ULAS J003402.77−005206.7 . Les spectres de ces objets ont des pics d'absorption d'environ 1,55 micromètre. Delorme et coll. ont suggéré que cette caractéristique est due à l'absorption de l' ammoniac et que cela devrait être considéré comme indiquant la transition T – Y, rendant ces objets de type Y0. Cependant, cette caractéristique est difficile à distinguer de l'absorption par l'eau et le méthane , et d'autres auteurs ont déclaré que l'attribution de la classe Y0 est prématurée.

En avril 2010, deux naines sub-brunes ultracool récemment découvertes ( UGPS 0722-05 et SDWFS 1433 + 35 ) ont été proposées comme prototypes pour la classe spectrale Y0.

En février 2011, Luhman et al. a rapporté la découverte de WD 0806-661B , un compagnon "nain brun" à une naine blanche voisine avec une température de c. 300 K (27 ° C; 80 ° F) et la masse de 7   M J . Bien que de masse planétaire, Rodriguez et al. suggèrent qu'il est peu probable qu'il se soit formé de la même manière que les planètes.

Peu de temps après, Liu et al. a publié un compte rendu d'une naine brune "très froide" (environ 370 K (97 ° C; 206 ° F)) en orbite autour d'une autre naine brune de très faible masse et a noté que "étant donné sa faible luminosité, ses couleurs atypiques et sa température froide, Le CFBDS J1458 + 10B est un candidat prometteur pour la classe spectrale supposée Y. "

En août 2011, des scientifiques utilisant les données du Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) de la NASA ont découvert six objets qu'ils ont classés comme des nains Y avec des températures aussi fraîches que 25 ° C (298 K; 77 ° F).

WISE 0458 + 6434 est la première naine brune ultra-froide (point vert) découverte par WISE . Le vert et le bleu proviennent des longueurs d'onde infrarouges mappées aux couleurs visibles.

Les données WISE ont révélé des centaines de nouvelles naines brunes. Parmi ceux-ci, quatorze sont classés comme des Y cool. L'une des naines Y, appelée WISE 1828 + 2650 , était, en août 2011, le détenteur du record de la naine brune la plus froide - n'émettant aucune lumière visible, ce type d'objet ressemble plus à des planètes flottantes qu'aux étoiles. On a initialement estimé que le WISE 1828 + 2650 avait une température atmosphérique inférieure à 300 K (27 ° C; 80 ° F). Sa température a depuis été révisée et de nouvelles estimations la placent dans la plage de 250 à 400 K (-23 à 127 ° C; -10 à 260 ° F).

En Avril 2014, WISE 0855-0714 a été annoncé avec un profil de température estimée à environ 225 à 260 K (-48 à -13 ° C; -55 à 8 ° F) et une masse de 3 à 10   M J . Il était également inhabituel en ce que sa parallaxe observée signifiait une distance proche de 7,2 ± 0,7 années-lumière du système solaire.

Le catalogue CatWISE combine l' enquête WISE et NEOWISE de la NASA . Il augmente le nombre de sources faibles et est donc utilisé pour trouver les naines brunes les plus faibles, y compris les naines Y. 17 candidats nains Y ont été découverts par les chercheurs de CatWISE. La couleur initiale du télescope spatial Spitzer indiquait que CW1446 est l'une des naines Y les plus rouges et les plus froides. Des données supplémentaires avec Spitzer ont montré que CW1446 est la cinquième naine brune la plus rouge avec une température d'environ 310 à 360 K (37–87 ° C; 98–188 ° F) à une distance d'environ 10 parsec.

Une recherche dans le catalogue CatWISE en 2019 a révélé CWISEP J1935-1546 , l'une des naines brunes les plus froides avec une température estimée de 270 à 360 K (−3–87 ° C; 26–188 ° F).

En janvier 2020, la découverte du WISE J0830 + 2837 , initialement découverte par des scientifiques citoyens du projet Backyard Worlds , a été présentée lors de la 235e réunion de l' American Astronomical Society . Cette naine Y est distante de 36,5 années-lumière du système solaire et a une température d'environ 350 K (77 ° C; 170 ° F).

Caractéristiques secondaires

Types spectraux nains bruns
Caractéristiques secondaires
pec Ce suffixe (par exemple L2pec) signifie «particulier».
Dakota du Sud Ce préfixe (par exemple sdL0) signifie sous - nain et indique une faible métallicité et une couleur bleue
β Les objets avec le suffixe beta (β) (par exemple L4β) ont une gravité de surface intermédiaire.
γ Les objets avec le suffixe gamma (γ) (par exemple L5γ) ont une faible gravité de surface.
rouge Le suffixe rouge (par exemple L0red) indique des objets sans signes de jeunesse, mais à forte teneur en poussière
bleu Le suffixe bleu (par exemple L3blue) indique des couleurs bleues dans le proche infrarouge inhabituelles pour les L-naines sans faible métallicité évidente

Les jeunes naines brunes ont de faibles densités de surface car elles ont des rayons plus grands et des masses plus faibles que les étoiles de champ de type spectral similaire. Ces sources sont marquées d'une lettre bêta (β) pour la gravité superficielle intermédiaire et gamma (γ) pour la gravité superficielle faible. Les indices de faible gravité de surface sont des lignes faibles de CaH, KI et Na I, ainsi qu'une forte ligne VO. Alpha (α) représente la gravité de surface normale et est généralement abandonné. Parfois, une gravité de surface extrêmement faible est désignée par un delta (δ). Le suffixe "pec" signifie particulier. Le suffixe particulier est toujours utilisé pour d'autres caractéristiques inhabituelles et résume différentes propriétés, indiquant une faible gravité de surface, des sous-nains et des binaires non résolus. Le préfixe sd signifie sous - nain et n'inclut que des sous-nains sympas. Ce préfixe indique une faible métallicité et des propriétés cinématiques plus proches des étoiles halo que des étoiles disque . Les sous-naines apparaissent plus bleues que les objets disque. Le suffixe rouge décrit des objets de couleur rouge, mais un âge plus avancé. Ceci n'est pas interprété comme une faible gravité de surface, mais comme une teneur élevée en poussière. Le suffixe bleu décrit des objets avec des couleurs bleues dans le proche infrarouge qui ne peuvent pas être expliquées par une faible métallicité. Certains sont expliqués comme des binaires L + T, d'autres ne sont pas des binaires, comme 2MASS J11263991−5003550 et sont expliqués avec des nuages ​​fins et / ou à gros grains.

Propriétés spectrales et atmosphériques des naines brunes

Illustration d'artiste de la structure intérieure d'une naine brune. Les couches nuageuses à certaines profondeurs sont décalées en raison du déplacement des couches.

La majorité du flux émis par les naines L et T se situe dans la plage proche infrarouge de 1 à 2,5 micromètres. Les températures basses et décroissantes à travers la séquence tardive des nains M, L et T donnent un spectre proche infrarouge riche contenant une grande variété de caractéristiques, des lignes relativement étroites d'espèces atomiques neutres aux larges bandes moléculaires, qui ont différentes dépendances de la température, de la gravité et de la métallicité . De plus, ces conditions de basse température favorisent la condensation hors de l'état gazeux et la formation de grains.

Vent mesuré (Spitzer ST; Artist Concept; 9 avril 2020)

Atmosphères typiques de naines brunes connues varient en température de 2200 jusqu'à 750 K . Comparées aux étoiles, qui se réchauffent avec une fusion interne régulière, les naines brunes se refroidissent rapidement avec le temps; les nains plus massifs refroidissent plus lentement que les nains moins massifs.

Les observations de candidats nains bruns connus ont révélé un modèle d'éclaircissement et d'atténuation des émissions infrarouges qui suggère des modèles de nuages ​​relativement froids et opaques masquant un intérieur chaud agité par des vents extrêmes. On pense que le temps sur ces corps est extrêmement violent, comparable mais dépassant de loin les fameuses tempêtes de Jupiter.

Le 8 janvier 2013, des astronomes utilisant les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer de la NASA ont sondé l'atmosphère orageuse d'une naine brune nommée 2MASS J22282889–4310262 , créant la «carte météorologique» la plus détaillée d'une naine brune à ce jour. Il montre des nuages ​​de la taille d'une planète entraînés par le vent. La nouvelle recherche est un tremplin vers une meilleure compréhension non seulement des naines brunes, mais aussi des atmosphères des planètes au-delà du système solaire.

En avril 2020, les scientifiques ont rapporté des vitesses de vent de +650 ± 310 mètres par seconde (jusqu'à 1450 miles par heure) sur la naine brune voisine 2MASS J10475385 + 2124234 . Pour calculer les mesures, les scientifiques ont comparé le mouvement de rotation des caractéristiques atmosphériques, tel que vérifié par les changements de luminosité, à la rotation électromagnétique générée par l'intérieur de la naine brune. Les résultats ont confirmé les prévisions précédentes selon lesquelles les naines brunes auraient des vents violents. Les scientifiques espèrent que cette méthode de comparaison pourra être utilisée pour explorer la dynamique atmosphérique d'autres naines brunes et planètes extrasolaires.

Techniques d'observation

Nains brunes Teide 1 , Gliese 229B et WISE 1828 + 2650 par rapport à la naine rouge Gliese 229A , Jupiter et notre Soleil

Les coronographes ont récemment été utilisés pour détecter des objets faibles en orbite autour d'étoiles visibles brillantes, y compris Gliese 229B.

Des télescopes sensibles équipés de dispositifs à couplage de charge (CCD) ont été utilisés pour rechercher des amas d'étoiles distantes à la recherche d'objets faibles, y compris le Teide 1.

Les recherches à champ large ont identifié des objets individuels faibles, tels que Kelu-1 (30 ly de distance).

Les naines brunes sont souvent découvertes lors de sondages pour découvrir des planètes extrasolaires . Les méthodes de détection des planètes extrasolaires fonctionnent également pour les naines brunes, bien que les naines brunes soient beaucoup plus faciles à détecter.

Les naines brunes peuvent être de puissants émetteurs d'émissions radio en raison de leurs champs magnétiques puissants. Les programmes d'observation de l' Observatoire d'Arecibo et du Very Large Array ont détecté plus d'une douzaine de ces objets, également appelés nains ultracool, car ils partagent des propriétés magnétiques communes avec d'autres objets de cette classe. La détection des émissions radio des naines brunes permet de mesurer directement leurs champs magnétiques.

Jalons

  • 1995: Première naine brune vérifiée. Teide 1 , un objet M8 de l' amas des Pléiades , est sélectionné avec un CCD dans l'Observatoire espagnol de Roque de los Muchachos de l' Instituto de Astrofísica de Canarias .
  • Première naine brune méthane vérifiée. Gliese 229B est découvert en orbite autour de la naine rouge Gliese 229 A (20 ly de distance) à l'aide d'un coronographe à optique adaptative pour affiner les images du télescope réfléchissant de 60 pouces (1,5 m) de l'Observatoire Palomar sur le mont en Californie du Sud . Palomar ; La spectroscopie infrarouge de suivi réalisée avec leur télescope Hale de 200 pouces (5 m) montre une abondance de méthane.
  • 1998: Première naine brune émettrice de rayons X découverte. Cha Halpha 1, un objet M8 dans le nuage sombre Chamaeleon I , est déterminé comme étant une source de rayons X, similaire aux étoiles de type tardif convectives.
  • 15 décembre 1999: Première éruption radiographique détectée sur une naine brune. Une équipe de l'Université de Californie surveillant le LP 944-20 ( 60   M J , 16 ly) via l' Observatoire de rayons X de Chandra , attrape une fusée éclairante de 2 heures.
  • 27 juillet 2000: Première émission radio (en éruption et au repos) détectée à partir d'une naine brune. Une équipe d'étudiants du Very Large Array a détecté une émission du LP 944-20.
  • 30 avril 2004: Première détection d'une exoplanète candidate autour d'une naine brune: 2M1207b découvert avec le VLT et la première exoplanète directement imagée.
  • 20 mars 2013: Découverte du système nain brun le plus proche: Luhman 16 .
  • 25 avril 2014: découverte de la naine brune la plus froide connue. WISE 0855−0714 est à 7,2 années-lumière (7e système le plus proche du Soleil) et a une température comprise entre -48 et -13 degrés Celsius.

Naine brune comme source de rayons X

Image
Chandra du LP 944-20 avant et pendant la fusée

Les éruptions de rayons X détectées sur les naines brunes depuis 1999 suggèrent des changements de champs magnétiques en leur sein, similaires à ceux des étoiles de très faible masse.

En l'absence de source centrale d'énergie nucléaire forte, l'intérieur d'une naine brune est dans un état d'ébullition rapide ou convectif. Lorsqu'elle est combinée à la rotation rapide de la plupart des naines brunes, la convection crée les conditions pour le développement d'un champ magnétique fort et emmêlé près de la surface. La torche observée par Chandra à partir du LP 944-20 pourrait avoir son origine dans le matériau chaud magnétisé turbulent sous la surface de la naine brune. Une éruption sous la surface pourrait conduire la chaleur vers l'atmosphère, permettant aux courants électriques de circuler et de produire une éruption de rayons X, comme un coup de foudre . L'absence de rayons X du LP 944-20 pendant la période sans torchage est également un résultat significatif. Il fixe la limite d'observation la plus basse de la puissance de rayons X constante produite par une naine brune et montre que les coronas cessent d'exister lorsque la température de surface d'une naine brune se refroidit en dessous d'environ 2800K et devient électriquement neutre.

À l'aide de l' observatoire de rayons X Chandra de la NASA , les scientifiques ont détecté les rayons X d'une naine brune de faible masse dans un système d'étoiles multiples. C'est la première fois qu'une naine brune aussi proche de son (ses) étoile (s) parente (étoiles semblables au soleil TWA 5A) est résolue aux rayons X. "Nos données Chandra montrent que les rayons X proviennent du plasma coronaire de la naine brune qui est d'environ 3 millions de degrés Celsius", a déclaré Yohko Tsuboi de l'Université Chuo à Tokyo. "Cette naine brune est aussi brillante que le Soleil aujourd'hui à la lumière des rayons X, alors qu'elle est cinquante fois moins massive que le Soleil", a déclaré Tsuboi. "Cette observation soulève donc la possibilité que même des planètes massives émettent des rayons X d'elles-mêmes pendant leur jeunesse!"

Nains brunes comme sources radio

La première naine brune qui a été découverte pour émettre des signaux radio était LP 944-20 , qui a été observée sur la base de son émission de rayons X. Environ 5 à 10% des naines brunes semblent avoir des champs magnétiques puissants et émettre des ondes radio, et il peut y avoir jusqu'à 40 naines brunes magnétiques à moins de 25 pc du Soleil selon la modélisation de Monte Carlo et leur densité spatiale moyenne. La puissance des émissions radio des naines brunes est à peu près constante malgré les variations de leurs températures. Les naines brunes peuvent maintenir des champs magnétiques d'une intensité allant jusqu'à 6 kG . Les astronomes ont estimé que les magnétosphères naines brunes couvraient une altitude d'environ 10 7 m compte tenu des propriétés de leurs émissions radio. On ne sait pas si les émissions radio des naines brunes ressemblent davantage à celles des planètes ou des étoiles. Certaines naines brunes émettent des impulsions radio régulières, qui sont parfois interprétées comme une émission radio émise par les pôles, mais peuvent également être diffusées à partir de régions actives. L'inversion régulière et périodique de l'orientation des ondes radio peut indiquer que les champs magnétiques nains bruns inversent périodiquement la polarité. Ces inversions peuvent être le résultat d'un cycle d'activité magnétique de la naine brune, similaire au cycle solaire .

Naines brunes binaires

Images multi-époques de binaires nains bruns prises avec le télescope spatial Hubble . Le Luhman 16 AB binaire (à gauche) est plus proche du système solaire que les autres exemples présentés ici.

Les observations de l'orbite de systèmes binaires contenant des naines brunes peuvent être utilisées pour mesurer la masse de la naine brune. Dans le cas du 2MASSW J0746425 + 2000321 , le secondaire pèse 6% de la masse solaire. Cette mesure est appelée une masse dynamique. Le système nain brun le plus proche du système solaire est le Luhman 16 binaire . Il a été tenté de rechercher des planètes autour de ce système avec une méthode similaire, mais aucune n'a été trouvée.

Le système binaire large 2M1101AB a été le premier binaire avec une séparation supérieure à 20 ua . La découverte du système a donné un aperçu définitif de la formation des naines brunes. On pensait auparavant que de larges naines brunes binaires ne se forment pas ou du moins sont perturbées à des âges de 1 à 10 Myrs . L'existence de ce système est également incompatible avec l'hypothèse d'éjection. L'hypothèse d'éjection était une hypothèse proposée dans laquelle les naines brunes se forment dans un système multiple, mais sont éjectées avant de gagner suffisamment de masse pour brûler de l'hydrogène.

Plus récemment, le binaire large W2150AB a été découvert. Il a un rapport de masse et une énergie de liaison similaires à ceux du 2M1101AB, mais un âge supérieur et est situé dans une région différente de la galaxie. Alors que 2M1101AB se trouve dans une région très peuplée, le binaire W2150AB est dans un champ peu séparé. Il doit avoir survécu à toutes les interactions dynamiques dans son amas d'étoiles natal . Le binaire appartient également à quelques binaires L + T qui peuvent être facilement résolus par des observatoires au sol. Les deux autres sont SDSS J1416 + 13AB et Luhman 16.

Il existe d'autres systèmes binaires intéressants tels que le système binaire nain brun éclipsant 2MASS J05352184–0546085 . Des études photométriques de ce système ont révélé que la naine brune moins massive du système est plus chaude que son compagnon de masse plus élevée.

Les naines brunes autour des naines blanches sont assez rares. GD 165B , le prototype des L-nains, est l'un de ces systèmes. Les systèmes avec des naines brunes fermées et verrouillées en orbite autour de naines blanches appartiennent aux binaires post-enveloppe commune ou PCEB. Seuls 8 PCEB confirmés contenant une naine blanche avec un compagnon nain brun sont connus, y compris WD 0137-349 AB. Dans l'histoire passée de ces binaires nains nains blancs et bruns proches, la naine brune est engloutie par l'étoile dans la phase géante rouge . Les naines brunes d'une masse inférieure à 20 masses de Jupiter s'évaporeraient pendant l'engloutissement. La pénurie de naines brunes orbitant à proximité des naines blanches peut être comparée à des observations similaires de naines brunes autour des étoiles de la séquence principale, décrites comme le désert des naines brunes . Le PCEB pourrait évoluer en une étoile variable cataclysmique (CV *) avec la naine brune comme donneur et dans la dernière étape du système, le binaire pourrait fusionner. La nova CK Vulpeculae pourrait être le résultat d'une telle fusion naine-naine blanche.

DEVELOPPEMENTS récents

Les estimations des populations de naines brunes dans le voisinage solaire ont estimé qu'il pourrait y avoir jusqu'à six étoiles pour chaque naine brune. Une estimation plus récente de 2017 utilisant le jeune amas d'étoiles massif RCW 38 a révélé que la galaxie de la Voie lactée contient entre 25 et 100 milliards de naines brunes.

Dans une étude publiée en août 2017 la NASA de télescope spatial Spitzer contrôlé les variations de luminosité infrarouge dans les naines brunes causées par la couverture nuageuse d'épaisseur variable. Les observations ont révélé que des ondes à grande échelle se propageaient dans les atmosphères des naines brunes (de la même manière que l'atmosphère de Neptune et d'autres planètes géantes du système solaire). Ces ondes atmosphériques modulent l'épaisseur des nuages ​​et se propagent à des vitesses différentes (probablement en raison de la rotation différentielle).

En août 2020, des astronomes ont découvert 95 naines brunes près du Soleil grâce au projet Backyard Worlds: Planet 9.

Formation et évolution

Le jet HH 1165 lancé par la naine brune Mayrit 1701117 dans la périphérie externe de l' amas sigma Orionis

Les naines brunes se forment comme les étoiles et sont entourées de disques protoplanétaires , tels que Cha 110913-773444 . À partir de 2017, il n'y a qu'une seule naine proto-brune connue qui est connectée à un grand objet Herbig-Haro . Il s'agit de la naine brune Mayrit 1701117 , qui est entourée d'un pseudo-disque et d'un disque képlérien. Mayrit 1701117 lance le jet H 1165 d'une longueur de 0,7 année-lumière , principalement observé dans le soufre ionisé .

Les disques autour des naines brunes se sont avérés avoir plusieurs des mêmes caractéristiques que les disques autour des étoiles; par conséquent, on s'attend à ce qu'il y ait des planètes formées par accrétion autour des naines brunes. Compte tenu de la petite masse de disques nains bruns, la plupart des planètes seront des planètes terrestres plutôt que des géantes gazeuses. Si une planète géante tourne autour d'une naine brune à travers notre ligne de visée, alors, parce qu'elles ont approximativement le même diamètre, cela donnerait un signal important pour la détection par transit . La zone d'accrétion des planètes autour d'une naine brune est très proche de la naine brune elle-même, les forces de marée auraient donc un effet important.

La naine brune Cha 110913-773444 , située à 500 années-lumière de la constellation Chamaeleon, est peut-être en train de former un système planétaire miniature. Des astronomes de l'Université d'État de Pennsylvanie ont détecté ce qu'ils croient être un disque de gaz et de poussière similaire à celui supposé avoir formé le système solaire. Cha 110913-773444 est la plus petite naine brune trouvée à ce jour ( 8   M J ), et si elle formait un système planétaire, ce serait le plus petit objet connu d'en avoir un.

Planètes autour des naines brunes

Vue d'artiste d'un disque de poussière et de gaz autour d'une naine brune

Les objets de masse planétaire super-Jupiter 2M1207b et 2MASS J044144 qui sont en orbite autour de naines brunes à de grandes distances orbitales peuvent s'être formés par effondrement des nuages plutôt que par accrétion et peuvent donc être des naines sous-brunes plutôt que des planètes , ce qui est déduit de masses relativement grandes et grandes orbites. La première découverte d'un compagnon de faible masse en orbite autour d'une naine brune ( ChaHα8 ) à une petite distance orbitale en utilisant la technique de la vitesse radiale a ouvert la voie à la détection de planètes autour de naines brunes sur des orbites de quelques UA ou moins. Cependant, avec un rapport de masse entre le compagnon et le primaire dans ChaHα8 d'environ 0,3, ce système ressemble plutôt à une étoile binaire. Puis, en 2008, le premier compagnon de masse planétaire sur une orbite relativement petite ( MOA-2007-BLG-192Lb ) a été découvert en orbite autour d'une naine brune.

Les planètes autour des naines brunes sont probablement des planètes carbonées dépourvues d'eau.

Une étude de 2017, basée sur des observations avec Spitzer, estime que 175 naines brunes doivent être surveillées afin de garantir (95%) au moins une détection d'une planète.

Habitabilité

L'habitabilité des planètes hypothétiques en orbite autour des naines brunes a été étudiée. Les modèles informatiques suggérant des conditions pour que ces corps aient des planètes habitables sont très stricts, la zone habitable étant étroite, étroite (T nain 0,5% AU) et diminuant avec le temps, en raison du refroidissement de la naine brune. Les orbites là-bas devraient être d'une excentricité extrêmement faible (de l'ordre de 10 à moins 6) pour éviter de fortes forces de marée qui déclencheraient un effet de serre incontrôlable sur les planètes, les rendant inhabitables. Il n'y aurait pas non plus de lunes.

Naines brunes superlatives

Tableau des premières
Record Nom Type spectral RA / déc Constellation Remarques
Première découverte Teide 1 (Amas d'étoiles ouvertes des Pléiades) M8 3 h 47 m 18,0 s + 24 ° 22'31" Taureau Imagé en 1989 et 1994
Première image avec coronographie Gliese 229 B T6.5 06 h 10 m 34,62 s −21 ° 51'52,1 " Lepus Découvert 1994
D'abord avec planemo 2MASSW J1207334-393254 M8 12 h 07 m 33,47 s -39 ° 32'54.0" Centaure
D'abord avec un planemo en orbite 2M1207 Planète découverte en 2004
D'abord avec un disque à poussière
D'abord avec sortie bipolaire Rho-Oph 102 (SIMBAD: [GY92] 102) sortie partiellement résolue
D'abord avec un objet Herbig-Haro à grande échelle Mayrit 1701117

(Objet Herbig-Haro: HH 1165 )

proto-BD longueur projetée de l'objet Herbig-Haro: 0,8 année -lumière (0,26 pc )
Premier type de champ (solitaire) Teide 1 M8 3 h 47 m 18,0 s + 24 ° 22'31" Taureau 1995
D'abord comme compagnon d'une étoile normale Gliese 229 B T6.5 06 h 10 m 34,62 s −21 ° 51'52,1 " Lepus 1995
Première naine brune binaire spectroscopique PPL 15 A, B M6,5 Taureau Basri et Martin 1999
Première naine brune binaire éclipsante 2M0535-05 M6,5 Orion display-auteurs = et al. 2006, 2007 (distance ~ 450 pc)
Première naine brune binaire de type T Epsilon Indi Ba, Sib T1 + T6 Indus Distance: 3,626 pc
Première naine brune trinaire DENIS-P J020529.0-115925 A / B / C L5, L8 et T0 02 h 05 m 29,40 s −11 ° 59'29,7 " Cetus display-auteurs = et al. 1997
Première naine brune halo 2 MASSE J05325346 + 8246465 sd L7 05 h 32 m 53,46 s + 82 ° 46'46,5 " Gémeaux display-auteurs = et al. 2003
Premier avec le spectre M tardif Teide 1 M8 3 h 47 m 18,0 s + 24 ° 22'31" Taureau 1995
D'abord avec le spectre L
D'abord avec le spectre T Gliese 229 B T6.5 06 h 10 m 34,62 s −21 ° 51'52,1 " Lepus 1995
Spectre du dernier T ULAS J0034-00 T9 Cetus 2007
D'abord avec le spectre Y CFBDS0059 ~ Y0 2008; il est également classé comme un nain T9, en raison de sa ressemblance étroite avec les autres nains T
Première émission de rayons X ChaHα1 M8 Chamaeleon 1998
Première poussée de rayons X LP 944-20 M9V 03 h 39 m 35,22 s −35 ° 25'44,1 " Fornax 1999
Première émission radio (en flare et en repos) LP 944-20 M9V 03 h 39 m 35,22 s −35 ° 25'44,1 " Fornax 2000
Naine brune radio-torche la plus cool 2MASSI J10475385 + 2124234 T6.5 10 h 47 m 53,85 s + 21 ° 24'23.4" Leo Naine brune 900K avec éclats de 2,7 mJy
Découverte des premières aurores naines brunes potentielles LSR J1835 + 3259 M8,5 Lyra 2015
Première détection de rotation différentielle chez une naine brune TVLM 513-46546 M9 15 h 01 m 08,3 s + 22 ° 50'02 " Boötes L'équateur tourne plus vite que les pôles de 0,022 radians / jour
Tableau des extrêmes
Record Nom Type spectral RA / déc Constellation Remarques
Le plus ancien COCONUTS-1 B T4 l'un des rares exemples avec une bonne estimation d'âge: 7,3 +2,8
−1,6
milliards d'années
Le plus jeune 2M1207 M8 l'un des candidats les plus "jeunes" ~ 10 millions d'années
Le plus massif SDSS J010448.46 + 153501.8 USD L1.5 01 h 04 m 48,46 s + 15 ° 35'01,8 " Poissons la distance est ~ 180-290 pc, la masse est d' environ 88,5 à 91,7   M J . Naines brunes de transition.
Riche en métal
Pauvre en métal SDSS J010448.46 + 153501.8 USD L1.5 01 h 04 m 48,46 s + 15 ° 35'01,8 " Poissons la distance est ~ 180–290 pc, la métallicité est ~ 0,004  Z Sol . Naines brunes de transition.
Le moins massif OTS 44 M9,5 Chamaeleon A une plage de masse de 11,5 MJ-15 MJ, la distance est de ~ 550 ly
Le plus grand
Le plus petit
Rotation la plus rapide WISEPC J112254.73 + 255021.5 T6 11 h 22 m 54,73 s + 25 ° 50'21,5 " Leo Période de rotation de 17, 35 ou 52 minutes
Le plus éloigné Kepler-39b la masse suggère qu'il s'agit d'une naine brune; Distance: 3560 années-lumière (1090  pc )
La plus proche Luhman 16 Distance: ~ 6,5 ly
Le plus brillant DENIS J104814.6-395606 M8.5V jmag = 12,67
Le plus sombre L 97-3 B Y1 jmag = 25,42
Le plus chaud
Le plus cool WISE 0855−0714 Température −48 à −13 C
Le plus dense COROT-3b La naine brune COROT-3b en transit a 22   M J avec un diamètre 1,01 ± 0,07 fois celui de Jupiter. Il est légèrement plus dense que l' osmium dans des conditions standard.
Moins dense

Voir également

Références

Liens externes

L'histoire

  • SS Kumar, étoiles à faible luminosité . Gordon and Breach, Londres, 1969 - un premier article de synthèse sur les naines brunes
  • L'Encyclopédie Columbia

Détails

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