NAINES BRUNES

2.  Naines brunes et évolution stellaire

La vie d'une étoile est marquée par des phases principales de combustion nucléaire (fig. 1). Les étoiles semblables au Soleil atteignent la première phase de combustion, celle de l'hydrogène, en quelques dizaines de millions d'années ; cette phase durera dix milliards d'années. Les étoiles plus massives que le Soleil, beaucoup plus chaudes et plus brillantes, épuisent plus rapidement leurs différents combustibles nucléaires. Une étoile de 10 masses solaires ne vivra qu'une vingtaine de millions d'années et son existence, caractérisée par des changements rapides de ses propriétés de surface, en termes de luminosité (c'est-à-dire de puissance rayonnée) et de température, se terminera par une explosion finale donnant lieu à une supernova. Les étoiles de masse inférieure à celle du Soleil ont en revanche une vie lente et monotone : une fois les réactions de fusion de l'hydrogène amorcées, leur évolution va se figer. Il faudrait plus de 10 000 milliards d'années, soit mille fois l'âge actuel de l'Univers, pour qu'une étoile dix fois moins massive que le Soleil épuise son réservoir d'hydrogène central. Les naines brunes, incapables de produire de l'énergie nucléaire, vont ainsi continuer à se contracter et à se refroidir, contrairement aux étoiles. Lorsqu'elles sont jeunes, elles sont encore suffisamment brillantes pour pouvoir être détectées assez facilement. Après cent millions d'années, leur luminosité est déjà mille fois inférieure à celle du Soleil ; après quelques milliards d'années, elles sont un million de fois moins brillantes que celui-ci, ce qui rend leur détection si difficile.