Dernière mise à jour : 09 septembre 2025

Les Naines Brunes : Entre Étoiles et Planètes Géantes

Qu’est-ce qu’une naine brune ?

Les naines brunes sont des objets substellaires dont la masse est trop faible pour maintenir la fusion de l’hydrogène au cœur comme une étoile classique. Leur masse se situe approximativement entre 13 et 80 fois celle de Jupiter (≈0,012 à 0,08 M☉). Elles représentent un intermédiaire entre les étoiles et les planètes géantes.

Caractéristiques physiques

Masse : 13 à 80 M_J (≈0,012 à 0,08 M☉)
Rayon : ~0,1 à 0,15 R☉, proche de celui de Jupiter
Température effective : 500 à 2 500 K, plus froides que les étoiles de type M
Luminosité : très faible, décroît rapidement avec l’âge
Durée de vie : se refroidissent progressivement sans jamais devenir de vraies étoiles

Structure interne

Noyau : pas de fusion d’hydrogène stable, mais parfois fusion de deutérium ou de lithium pour les plus massives
Atmosphère : composée principalement d'hydrogène et d'hélium avec des traces de molécules comme CH4, H2O, CO
Convective : transport d’énergie par convection dominante sur toute l’étoile

Exemples connus

Principales naines brunes étudiées
Objet	Type spectral	Masse (M☉)	Rayon (R☉)	Température (K)	Remarques
WISE 0855−0714	Y	≈0,01	0,11	250	Naine brune très froide, proche de Jupiter
Gliese 229B	T7	≈0,03	0,1	950	Compagnon de l’étoile Gliese 229
2MASS J0415−0935	T8	≈0,03	0,1	800	Naine brune de type T
LP 944-20	M9	≈0,06	0,1	2 300	Naine brune proche de la limite des M
WISE J1049−5319B	L7.5	≈0,03	0,1	1 300	Compagnon de la naine L7.5 du système binaire Luhman 16
2MASS J1507−1627	L5	≈0,04	0,11	1 600	Naine brune de type L proche du Soleil
DENIS-P J0255−4700	L8	≈0,03	0,1	1 400	Naine brune tardive de type L
SDSS J1416+1348	T7.5	≈0,03	0,1	900	Exemple de naine brune froide de type T

Sources : NASA – Brown Dwarfs Data, Union Astronomique Internationale.