NAINES BRUNES

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Taille d'une naine brune

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Crédits : NASA/ CXC/ SAO

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Évolution de la luminosité de différentes étoiles et d'une naine brune

Évolution de la luminosité de différentes étoiles et d'une naine brune
Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Relation masse-rayon des étoiles et des naines brunes

Relation masse-rayon des étoiles et des naines brunes
Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Prédites par les théoriciens dans les années 1960, longtemps recherchées, découvertes en 1995, les naines brunes, qui constituent le chaînon manquant entre le monde des étoiles et celui des planètes, soulèvent des questions fondamentales sur la formation de ces deux grandes familles d'astres. Les naines brunes sont très répandues dans notre Galaxie, où elles sont trois fois moins nombreuses que les étoiles. Leur contribution totale en masse est cependant environ trente-cinq fois plus faible que celle de ces dernières. L'espoir d'expliquer la masse manquante galactique par les naines brunes s'est envolé lorsque les progrès des techniques de détection ont permis de faire un recensement précis de ces objets.

Qu'est-ce qu'une naine brune ?

Une naine brune est une étoile « ratée » qui ne peut maintenir de façon stable les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène caractérisant les débuts de l'évolution stellaire. Les étoiles naissent de l'effondrement gravitationnel de nuages de gaz et de poussière interstellaires, essentiellement composés d'hydrogène et d'hélium. Lors de la contraction d'un nuage, la proto-étoile s'échauffe, permettant aux régions centrales d'atteindre éventuellement la température critique de 3 millions de degrés nécessaire à la fusion de l'hydrogène. L'énergie colossale qui est libérée par ces réactions nucléaires permet d'arrêter la contraction gravitationnelle de l'étoile, laquelle atteint alors un régime d'équilibre quasi parfait où l'essentiel de la perte d'énergie due au rayonnement en surface est contrebalancé par la production d'énergie nucléaire en son centre.

Si la masse de la proto-étoile est trop faible, la température critique de fusion de l'hydrogène ne peut être atteinte avant que la matière ne devienne dégénérée, au sens quantique du terme. Lors de la contraction gravitationnelle, la densité augmente, les électrons se rapprochent les uns des autres, et deviennent dégénérés. Une pression dite de dégénérescence s'instaure, qui va s'opposer à la contraction gravitationnelle. Cette pression possède une propriété remarquable : elle ne dépend pas de la température (en mécanique classique, la pression est proportionnelle à la température). La matière dégénérée a alors un comportement paradoxal : lors d'une compression où densité et pression augmentent, la température diminue. Une future naine brune ne peut atteindre, lors de sa contraction gravitationnelle initiale, la température critique qui la ferait basculer dans le monde des étoiles. La masse critique en deçà de laquelle la fusion de l'hydrogène ne peut s'amorcer est déterminée théoriquement : elle est d'environ 0,07 masse solaire, soit 70 masses de Jupiter.


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Écrit par :

  • : directrice de recherche au C.N.R.S., École normale supérieure, Lyon

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Pour citer l’article

Isabelle BARAFFE, « NAINES BRUNES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 06 novembre 2019. URL : http://www.universalis.fr/encyclopedie/naines-brunes/