NAINES BRUNES

Autres caractéristiques des naines brunes

Grâce aux observations et à l'élaboration de modèles atmosphériques, une séquence d'évolution spectrale s'est dessinée, caractérisant les propriétés atmosphériques de ces objets en fonction de leur température de surface. Les surfaces des naines brunes jeunes et suffisamment massives peuvent atteindre des températures supérieures à 2 000 K, où sont présentes de nombreuses molécules, comme l'oxyde de titane, la vapeur d'eau, l'oxyde de carbone... Ces molécules conduisent à une distribution spectrale d'énergie rayonnée beaucoup plus complexe que celle d'un simple corps noir, caractéristique des étoiles plus chaudes. En dessous de 2 000 K, nous avons vu que certaines molécules se condensent en grains. En plus de l'effet de réchauffement, une modification drastique de la composition chimique atmosphérique s'opère. Sous l'effet de leur propre poids, ces « grosses » particules vont sédimenter dans les couches plus profondes de l'atmosphère et ne seront plus décelables dans le spectre. Par exemple, le fer, dont la présence est signalée par l'absorption de la molécule gazeuse d'hydride de fer, se condense sous forme solide en dessous de 2 000 K, et disparaîtra de l'atmosphère. Ces processus complexes donnent lieu à la formation de « nuages » de différentes espèces chimiques condensées à différentes altitudes et sont certainement à l'origine des variations de flux observées de plus en plus fréquemment à la surface des naines brunes : on peut parler de phénomènes météorologiques analogues à ceux de notre planète bleue. Puis, en dessous de 1 600 K, le méthane devient la forme dominante du carbone, caractérisant le type spectral des naines-T. Enfin, si la température atteint la limite de condensation de l'eau, soit environ 300 K, on peut s'attendre à de nouvelles modifications importantes des propriétés spectrales.

Les naines brunes possèdent une autre caractéristique particulière qui concerne cette fois leur structure interne et leur relation masse-rayon (fig. 2). Les propriétés thermodynamiques de la matière à l'intérieur d'étoiles telles que notre Soleil sont régies par la loi des gaz parfaits ; le rayon stellaire est alors simplement proportionnel à la masse. Dans des objets complètement dégénérés, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons, l'inverse se produit : plus l'objet est massif, plus son rayon est petit. La situation est intermédiaire pour les naines brunes. À l'intérieur de celles-ci, les particules qui contribuent à la pression, grandeur qui contrebalance la force gravitationnelle et détermine le rayon, sont les ions et les électrons. Les premiers se conduisent de façon classique, comme dans les étoiles, alors que les seconds sont partiellement dégénérés. La contribution des électrons est comparable à celle des ions ; il en résulte que le rayon est pratiquement constant quelle que soit la masse. Au même âge que Jupiter la plus massive des naines brunes a un rayon légèrement plus petit que celui de la planète géante, bien que le rapport de masse soit d'un facteur 70 !

Ainsi, les naines brunes représentent de formidables laboratoires cosmiques où se produisent différents processus, touchant à des domaines aussi variés que les propriétés fondamentales de la matière dense ou la chimie atmosphérique et la météorologie. Leur quête est toujours intense, nous rapprochant de plus en plus du monde planétaire. Elle nous permettra peut-être de résoudre certains mystères concernant la formation des étoiles et des planètes.