Naine brune

C'est Jill Tarter, une astronome américaine qui  en 1975, a inventé le terme « brown dwarf » (Naine brune) pour définir les étoiles de masse insuffisante pour entretenir une fusion d'hydrogène. Les naines brunes ne sont pas des étoiles ou plutôt ce sont des « étoiles  ratées ». Leur masse se situe entre celles des petites étoiles et celle des grosses planètes. En effet, il faut environ 0,08 masses solaires pour qu'une protoétoile amorce des réactions thermonucléaires durables et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives mais elles rayonnent un peu de chaleur, résidu de leur formation. Il est possible qu'au début de leur formation elles aient démarré une fusion thermonucléaire mais elles ont fini par s'éteindre.
Les naines brunes n'ont jamais atteint la masse critique (13 fois la masse de Jupiter ou 0,08 fois la masse du Soleil) pour s'enflammer et maintenir un état durable. Cette frontière entre étoile et planète n'est pas précisément définie, masse, densité et chaleur de la naine brune modifient cette limite. Cependant les astronomes qualifient une naine brune froide en dessous de 1 000°C, et une naine brune chaude à partir de 2 000°C. Les naines brunes sont difficilement observables, puisqu'elles n'émettent qu'un faible rayonnement dans l'infrarouge.

Par ailleurs, des chercheurs américains ont détecté, dans la nébuleuse d'Orion, deux très jeunes naines brunes, âgées de seulement 1 million d'années. Les chercheurs ont pu déterminer leur taille et leur masse respectives. Étonnamment, elles sont presque aussi grosses que notre Soleil, mais leurs masses ne représentent que 5,5 et 3,5 % de la masse du Soleil. Cette découverte confirmerait la théorie selon laquelle, à leur naissance, les jeunes naines brunes ont une taille similaire à celle du Soleil, mais une fois qu'elles ont transformé leur deutérium en hélium, elles rétrécissent lentement, jusqu'à atteindre une taille aussi petites que celle de Jupiter.

Image : Les naines brunes, « ces étoiles ratées»  trop peu massives pour s'allumer, ont été spécialement observées par le télescope VLT (Very Large Télescope) au Chili. Une équipe internationale a repéré l'une de nos voisines, une naine brune située à seulement 12,7 années-lumière de la Terre.

Une étoile est un astre semblable au Soleil, qui brille grâce à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant, scintillant du fait de la turbulence atmosphérique, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Toutes les étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que le Soleil. L'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, est située à environ 4 années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil.
La masse d'une étoile est de l'ordre de quelques 10³⁰ kg, et son rayon de l'ordre de quelques millions de km. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10²⁶ watts. Les étoiles se forment suite à la contraction d'une nébuleuse de gaz et de poussières sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement de la matière est suffisant, cela  déclenche le cycle des réactions nucléaires au cœur de la nébuleuse pour former une étoile. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée.

Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10²² et 10²³. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour.

Image : Naissance d'une étoile : image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange). A environ 4000 années-lumière de la Terre se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d'étoiles est active d'où la présence d'amas de jeunes étoiles en bleu sur l'image.
Celle que l'on voit naitre, en jaune au centre de l'image est profondément ancrée dans un nuage d'hydrogène moléculaire.