5. Naines brunes et planètes
Si l'on connaît la masse maximale d'une naine brune, sa masse minimale reste inconnue, du point de vue théorique aussi bien qu'observationnel. A priori, une naine brune pourrait atteindre des masses aussi petites que celle de Jupiter. La limite observationnelle atteinte est de l'ordre de 5 masses de Jupiter. Elle est obtenue dans les régions de formation stellaire très jeunes, âgées d'environ un million d'années, où des objets de masse aussi petite sont encore suffisamment brillants pour pouvoir être détectés individuellement. Ces observations sont cependant à la limite de la portée des télescopes, et rien ne permet d'affirmer que la limite inférieure des naines brunes ait été atteinte. Théoriquement, la distinction entre naine brune et planète repose sur leurs différents processus de formation. Une naine brune se forme comme une étoile, à partir de la contraction gravitationnelle d'un nuage interstellaire. Quant aux planètes, différents scénarios existent, mais tous sont fondés sur l'idée qu'une planète naît dans un disque de gaz et de poussière entourant une étoile « parente » naissante. Le modèle le plus largement accepté est le modèle d'accrétion de cœur, où une planète se forme par collisions de minuscules particules dans le disque de poussière. Ces « planétésimaux », constitués de glace et de roche, s'accumulent jusqu'à atteindre quelques masses terrestres et formeraient le cœur solide des planètes géantes, telles que Jupiter, Saturne, Neptune et Uranus. Une fois ces cœurs formés, du gaz est accrété, permettant ainsi la formation de planètes pouvant atteindre la masse de Jupiter, voire plus. Ainsi, une signature indiscutable d'une planète la distinguant d'une naine brune serait la présence de ce cœur enrichi en éléments lourds que sont la glace et la roche, par rapport à l'hydrogène et l'hélium, composants essentiels d'une naine brune. Cette signature a été obtenue pour Jupiter et Saturne, à partir de la mesure des moments gravitationnels, liés à leur rotation, […]
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