Les naines brunes sont des astres dont la masse se situe entre ~13 et ~75 fois celle de Jupiter, soit ~0,012 et ~0,072 masses solaires. Elles sont capables d'initier la fusion du deutérium (et celle de lithium pour les plus massives) dans leur noyau peu après leur naissance comme toutes les étoiles, mais pas celle de l'hydrogène, pour cela on les surnomme les étoiles ratées ou avortées. Une fois le rare deutérium épuisé, elles se refroidissent tout comme les objets libres de masse planétaire.

Les naines brunes se forment comme les étoiles et plusieurs ont été découvertes avec un disque protoplanétaire. Une planète massive (bien que son statut de planète soit critiquable) a été découverte autour de la naine brune 2M1207 et l'astre abritant la minuscule MOA-192 b est peut être une naine brune.

Formation des naines brunes

Les naines brunes se forment comme les étoiles à l'intérieur de nuages de gaz et de poussières denses et froids. Dans ces nuages de gaz, certaines zones plus denses que la moyenne s'effondrent par gravité. C'est alors que deux scénarios différents entrent en compétition. Il se pourrait qu'un certain nombre d'embryons stellaires se fassent éjecter du nuage par les autres avant d'avoir atteint la masse d'une vraie étoile. Il se pourrait également que les naines brunes puissent se former directement à partir de globules de gaz tout simplement plus petits que les autres. La question n'est pas tranchée. Quoi qu'il en soit, les naines brunes sont entourées dans leur jeune age de disques d'accrétion tout comme les étoiles. Elles évacuent également l'énergie cinétique du disque d'accrétion en éjectant une partie du gaz par les pôles. en théorie des planètes peuvent se former autour de ces astres.

vue d'artiste d'une jeune naine brune

Évolution des naines brunes

Naines brunes M Température > 2000 K Chimie TiO, VO Prototype Teide 1 Autres exemples: CT Cha b 2M1207 Les naines brunes peuvent être confondues avec des étoiles naines rouges pendant la première partie de leur vie. Après leur formation, les naines brunes commencent à se contracter ce qui fait augmenter la pression et la température qui règne dans leur cœur. Les naines brunes légères atteignent les conditions nécessaires à la fusion du deutérium au bout de seulement quelques dizaines de millions d'années tandis que les plus massives les atteignent au bout de 300 millions d'années. Commence alors l'age d'or de la naine brune, époque pendant laquelle elle rayonne l'énergie qu'elle fabrique elle même par fusion, comme une étoile. Cet age d'or ne dure que quelques centaines de millions d'années. Durant cette période on peut trouver dans l'atmosphère de la naine brune des oxydes de titane et de vanadium, tout comme dans l'atmosphère des étoiles naines rouges. On peut également trouver les traces du lithium car il n'a pas été détruit, même dans les naines brunes les plus massives. Des nuages de poussière commencent à se former. Les étoiles suivent au début exactement le même parcourt que les naines brunes au début de leur vie, bien que plus rapidement, les jeunes naines rouges passent donc également par une phase de fusion du deutérium pendant laquelle le lithium est détectable dans leur atmosphère, elles sont alors indissociable des naines brunes.

Naines brunes L Température 1300 K - 2000 K Chimie Na, K, Cs, Rb, FeH, CrH, MgH, CaH... Prototype GD 165 B Autres exemples 2M0746B Une fois le deutérium épuisé, la naine brune continue sa contraction. Son rayon diminue en même temps qu'elle se refroidit. Des poussières de céramiques réfractaires se forment et emportent les oxydes métalliques dans les profondeurs et la lumière émise par l'astre est dominée par les raies de métaux alcalins (Na, K, Cs, Rb) et d'hydrures métalliques (FeH, CrH, MgH, CaH). La naine brune a perdu beaucoup de sa luminosité et est maintenant d'un rouge profond. Ces différences dans le spectre de l'astre ont incité à créer une nouvelle classe spectrale, la catégorie L, commune aux naines brunes en train de se contracter et à certaines étoiles de faible masse appelées naines ultra froides, qui suivent exactement le même chemin évolutif que les naines brunes jusqu'à l'allumage de la fusion de l'hydrogène. C'est durant cette période que la naine brune atteint sa taille définitive. La pression engendrée par la fusion du deutérium est désormais absente et la naine brune se contracte jusqu'à ce que son cœur devienne dégénéré. Dans cet état de matière, la force qui empêche l'astre de continuer sa contraction est la pression de dégénérescence des électrons (comme dans une naine blanche), et la densité de la naine brune n'est plus une fonction de la température, mais seulement de sa masse. Les naines brunes les moins massives atteignent cet équilibre les premières et le cœur dégénéré ne représente qu'une partie de leur intérieur. Les naines brunes plus massives prennent beaucoup plus de temps et leur cœur dégénéré occupe presque entièrement l'intérieur de l'étoile. Celles dont la masse est supérieure à ~60 masses joviennes peuvent à ce moment atteindre les conditions nécessaires à une brève période de fusion du lithium. Pour les étoiles de faible passe suivant le même trajet, l'allumage de la fusion de l'hydrogène suit la période de fusion du lithium. L'étoile atteint alors la séquence principale et suit une évolution différente.

Naines brunes T Température 700 K - 1300 K Chimie H2O, CO, CH4 Prototype Gliese 229 B Autres exemples Epsilon Indi Bab Une fois en équilibre, la naine brune continue son inexorable refroidissement. Apparaissent alors dans son atmosphère les raies d'absorption de la vapeur d'eau (H2O), du monoxyde de carbone (CO) et du méthane (CH4). On définit alors une nouvelle classe spectrale désormais dédiée aux naines brunes (et parfois aux planètes) et on les appel parfois les naines à méthane. La couleur d'un tel astre est d'un sombre magenta. La fragile molécule de méthane est absente des étoile.

Naines brunes Y Température < 700K Membres possibles CFBDS0059 La classe des naines brunes Y n'est encore qu'hypothétique: on n'a découvert aucune naine brune appartenant clairement à cette classe. Quoi qu'il en soit, il arrive à un moment du refroidissement que le méthane et la vapeur d'eau se condensent et apparaissent alors les raies d'absorption de l'ammoniac.