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La diversité des étoiles

Le système Gliese 581 vu depuis son exoplanète Gl581c. Document T.Lombry.

Les étoiles naines rouges (II)

Il s'agit d'étoiles naines qui soit n'ont pas la masse suffisante pour rayonner comme les étoiles plus massives (leur production d'énergie se limite à la fusion de l'hydrogène) soit de naines blanches en train de se refroidir.

Quand on parle de ralentissement de l'activité thermonucléaire, cela ne signifie pas son arrêt car la plupart des étoiles naines restent astrophysiquement actives jusqu'au stade de naine brune (voir plus bas) où elles peuvent encore émettre des rayonnements létaux. Ainsi nous verrons que l'étoile double DG CVn composée de deux étoiles naines rouges est capable de produire des éruptions chromosphériques plus violentes que celles du Soleil.

Parmi les étoiles naines rouges citons l'étoile de Barnard (classe M4 V, 3134 K, 0.17 M), Proxima du Centaure (classe M5.5 Ve, 3042 K, 0.12 M), qui est également l'étoile la plus proche et Trappist-1 (classe M8V, 2550 K, 0.08 M).

Proxima du Centaure

Proxima du Centaure, alias Gliese 551 fut découverte par l'astronome écossais Robert Innes en 1915. Il s'agit d'une naine rouge de classe spectrale M5.5 Ve qui appartient au système triple de Rigil Kentaurus (mieux connu sous son ancienne désignation "Alpha du Centaure" car l'UAI l'a modifié en 2016) situé à 4.3 années-lumière dont les deux principales étoiles d'une masse voisine de celle du Soleil sont respectivement de classe spectrale G2V et K1V. Proxima du Centaure est la troisième étoile de ce système. Elle présente une température effective de 3042 K et brille à la magnitude apparente de +11.05. Elle est donc invisible à l'oeil nu. Sa luminosité vaut seulement 17% de celle du Soleil et sa masse est d'environ 0.12 M pour un diamètre d'environ 200000 km (1.02 mas), soit seulement 1.5 fois celui de Jupiter. Sa densité moyenne est de 56.8 soit 40 fois supérieure à celle du Soleil.

Proxima du Centaure est devenue une "star" le 24 août 2016 lorsque les astronomes ont annoncé la découverte d'une exoplanète d'au moins 1.3 fois la masse de la Terre gravitant autour de cette étoile, dans la zone habitable.

A gauche, Proxima du Centaure située à 4.25 a.l. photographiée par le Télescope Spatial Hubble. A droite, illustration de l'exoplanète Proxima b du système stellaire triple Rigil Kentaurus (alias Alpha du Centaure) situé à 4.3 a.l. Proxima b gravite autour de Proxima du Centaure, une naine rouge de 0.12 masses solaires. Documents NASA/ESA/Hubble et T.Lombry.

Etant donné sa faible masse, à l'intérieur de l'étoile Proxima du Centaure, l'énergie n'est plus transportée par radiation mais presque totalement par convection grâce aux déplacements du plasma. Cette étoile est dite éruptive. Elle présente des variations de luminosité provoquées par des mécanismes de convections modifiant aléatoirement mais de façon importante sa brillance. Comme le Soleil, elle présente des éruptions et des protubérances mais dans ce cas-ci elles peuvent atteindre la taille de l'étoile et une température de 5 millions de degrés capable d'émettre des rayons X. Une étude des caractéristiques de cette étoile et notamment de ses éruptions chromosphériques et bien entendu de la détection de l'exoplanète fut publiée le 25 août 2016 dans le magazine Nature par l'équipe de Guillem Anglada-Escudé de l'Université Queen Mary de Londres.

Comme le Soleil, Proxima du Centaure présente une chromosphère mais qui est surtout active dans la raie UV du magnésium ionisé à 280 nm. Cette étoile émet également un vent stellaire dont le flux ne représente que 1/5e de celui émis par le Soleil. Mais remis à petite taille de l'étoile, par unité de surface il est 8 fois plus puissant que celui du Soleil.

Enfin, selon les astronomes cette étoile naine restera sur la Séquence principale durant quelque 4000 milliards d'années (environ 300 fois l'âge actuel de l'Univers) sans grand changement. Au fil du temps et à mesure qu'elle brûlera son hydrogène et le transformera en une quantité croissante de noyaux d'hélium, son coeur va se réchauffer. Finalement l'étoile va devenir 2.5 fois plus brillante que le Soleil et passer d'une couleur rouge à bleutée mais sans se transformer en étoile géante. Lorsqu'elle aura épuisé ses réserves d'hydrogène, ce sera la fin des réactions thermonucléaires et donc la fin de la production d'énergie. Proxima du Centaure se transformera alors progressivement en naine blanche présentant une température superficelle supérieure à 10000 K avant de se refroidir et terminer sa vie des milliards d'années plus tard comme un astre froid et inerte.

A gauche, localisation de quelques étoiles y compris quelques naines blanches et rouges dans le diagramme H-R et trajets évolutifs de quelques catégories d'étoiles en fonction de leur masse (entre 0.1 et 60 masses solaires). Le trajet des étoiles naines pour des progéniteurs d'au moins 1 masse solaire a également été tracé (trajet ondulé en-dessous de la Séquence principale). En théorie, les étoiles naines peuvent mettre plus de 100 milliards d'années pour devenir totalement froides en progressant de gauche à droite. A droite, illustration de la naine rouge TVLM 513-46546 du Bouvier entourée de son puissant champ magnétique à l'origine de violentes éruptions dans le visible et en ondes radios. Documents T.Lombry et NRAO/Dana Berry/SkyWorks.

TVLM 513-46546

Grâce au réseau radioastronomique ALMA, les astronomes Peter Williams et Edo Berger du Centre Harvard-Smithsonian d'Astrophysique de Cambridge ont découvert une étoile naine rouge très particulière, TVLM 513-46546. Située à 35 années-lumière dans le Bouvier, la masse de cette étoile représente 10% de celle du Soleil. Des analyses antérieures réalisées grâce à l'installation Karl Jansky (VLA) ont montré que cette étoile est entourée d'un puissant champ magnétique.

TVLM 513-46546 a été étudiée à la fréquence de 95 GHz (~3 mm de longueur d'onde) où les radioastronomes ont détecté de puissantes émissions émises par des particules spiralant autour des lignes de force de son champ magnétique. Les ondes radios émises par cette naine rouge sont 10000 fois plus intenses que celles du Soleil et donc transportent beaucoup plus d'énergie à de plus grandes vitesses. L'intensité de son champ magnétique s'expliquerait par sa rotation élevée dont la période est de seulement 2 heures (contre 25 jours pour le Soleil). Il est probable que ces émissions intenses proviennent des éruptions violentes qui se manifestent continuellement à la surface de cette étoile et qui font actuellement l'objet d'études approfondies.

Bien que beaucoup d'étoiles naines soient entourées d'exoplanètes, à ce jour aucune exoplanète n'a été découverte autour de TVLM 513-46546. Mais dans tous les cas la vie y serait impossible en raison des rayonnements mortels qu'elle émet.

Les étoiles naines brunes M, L, T et Y

En fin de cycle, une étoile naine peut devenir tellement froide qu'elle ne brille presque plus et devient sombre. Selon l'UAI, si elle présente une masse inférieure à 0.08 M et supérieure à 13 Mj (13 fois la masse de Jupiter) et est capable d'assurer la fusion du deutérium, elle entre dans la catégorie des étoiles naines brunes comme l'a suggérée Jill Tarter de l'Institut SETI en 1975. La même évolution thermique se produit pour les jeunes naines brunes (âgées de quelques centaines de millions d'années) n'ayant pas atteint ou juste atteint les 0.08 M. Ce type d'étoiles peu massives représente environ 15% de la population stellaire de la Voie Lactée.

Selon une étude sur les naines brunes publiée en 2004 par Fred Adams de l'Université de Michigan et son équipe, on estime qu'une naine brune de 0.08 M et peu lumineuse (comme Trappist-1) peut survivre pendant 12000 milliards d'années.

En raison de leur faible masse, ces "étoiles râtées" n'ont jamais atteint la Séquence principale mais peuvent malgré tout être intégrées dans la classification spectrale de Harvard à partir de la classe spectrale M8 si leur température effective atteint ~ 2500 K comme c'est le cas du fameux système Trappist-1 abritant 7 exoplanètes tandis que les naines plus froides sont placées au-delà de la classe spectrale M.

La plupart des naines brunes sont tellement froides qu'elles sont uniquement visibles en infrarouge. Aussi, grâce aux satellites spatiaux WISE et Spitzer de la NASA et des instruments infrarouge montés sur les plus grands télescopes terrestres (Gemini, Keck, NTT, etc.), les astonomes ont répertorié plusieurs centaines d'étoiles naines brunes dont la température superficielle est inférieure à 1100 K (1500°C) et les ont classées en fonction de leur température en 3 types :

- Naine de type L : ~2000 à 1300 K et de couleur rouge sombre

- Naine de type T : ~1300 à 625 K et de couleur rouge sombre ou magenta foncé

- Naine de type Y : < 625 K (< 350°C) dont on ignore la couleur.

Naine de type L

Les naines brunes de type L sont plus froides que les naines de type M avec une température effective comprise entre 2000 et 1300 K soit ~1700 à 1000°C. Elles présentent une couleur rouge ou brune sombre, d'où leur nom. Ces étoiles présentent des raies de métaux alcalins (Na I, K I, cs I, Rb I), les plus chaudes présentent des bandes des oxydes métalliques dont ceux du vanadium (VO) et du titane (TiO) et des hybrides métalliques (FeH, CrH, Mg H et CaH).

L'exemple typique est GD 165B située à 103 années-lumière dans la constellation du Bouvier. De type spectral L4, sa température effective est de 1800-1900 K. Elle ne présente pas les bandes des oxydes métalliques comme les naines plus chaudes de type M.

Naine de type T

Illustration de l'étoile naine brune de type T CFBDSIR J214947.2-040308.9 appartenant au groupe AB Doradus en transit devant l'amas globulaire Terzan 5. Document T.Lombry.

Les naines brunes de type T ont une température effective oscillant entre ~1300 et 625 K soit ~1000 à 350°C et présentent une couleur visuelle rouge sombre ou magenta foncé. Leur spectre présente de nombreuses bandes du méthane qui est donc abondant dans leur atmosphère, ce qui les rapproche des planètes joviennes et des "hot jupiter".

La première étoile de ce type est Gliese 229B découverte en 1995 grâce au télescope du mont Palomar et qui orbite autour de la naine rouge Gliese 229A située à 19 années-lumière. Gliese 229B présente une température inférieure à 1200 ou 1000 K et une masse de 20-50 Mj. Cette température est excessivement faible pour une étoile car même la flamme du bougie peut dépasser 1600 K soit 1327 °C dans la zone la plus blanche.

Parmi les étoiles naines brunes de type T citons CFBDSIR J214947.2 dont une illustration est présentée à droite qui fut découverte en 2012 à 100 années-lumière dans la constellation du Verseau. Elle présente une masse comprise entre 5-15 Mj et son atmosphère présente une température de 370 à 470 °C. Il s'agit d'une naine brune errante qui évolue de concert avec le groupe en mouvement AB Doradus (ABDMG) comprenant environ 80 étoiles d'âge et de composition similaires. L'étoile naine serait âgée entre 50 et 120 millions d'années. Son atmosphère contient du méthane et de l'eau. On reviendra plus bas sur ce type d'étoile brune.

Naine de type Y

Jusqu'en 2011, il s'agit d'une classe théorique jusqu'à ce qu'on découvre quelques étoiles appartenant à cette famille. Les naines brunes de type Y présentent une température superficielle < 625 K soit < 350°C. On ignore leur couleur mais étant donné leur très faible température et la présence de raies moléculaires, elles peuvent être semblables à l'une des planètes géantes du système solaire et donc varier du brun clair au magenta foncé en passant par le vert bouteille.

En 2011, grâce au satellite WISE les astronomes avaient identifié 6 naines de types Y dont la température de l'atmosphère oscille entre 448 et 248 K soit entre 175°C et à peine 25°C. Pour cette raison elles sont surnommées les naines brunes ultra froides.

La première naine brune de type Y qui fut identifiée est WISE 1828+2650 présentée ci-dessus à droite découverte en 2011 à quelque 40 années-lumière dans la constellation de la Lyre dont la température de l'atmosphère est inférieure à 25°C. Sa masse est estimée entre 3 et 20 Mj.

A gauche, comparaison entre quelques étoiles naines emblématiques. A droite, l'étoile naine brune de type Y WISE 1828+2650 dont la température de l'atmosphère est inférieure à 25°C. Documents T.Lombry inspiré de Viki Joergens/MPIA et NASA/Caltech/UCLA.

Le record est détenu par WISE 0855-0714 découverte en 2014 (mais déjà détectée en 2013 grâce au télescope Gemini North) à 7.2 années-lumière dans la constellation de l'Hydre. La température de son atmosphère oscille entre 225-260 K soit entre -48 et -13°C et sa masse se situe entre 3-10 Mj bien que l'incertitude varie d'un facteur deux. Cette étoile sous-naine brune contient principalement de l'eau (sous forme de vapeur ou de glace) et affiche des nuages comme l'atmosphère de Jupiter (125 K soit -148°C) mais elle est plus calme.

Rappelons comme expliqué dans l'article sur la définition d'une planète qu'une naine brune en orbite autour d'une autre étoile ne constitue pas pour autant une exoplanète mais plus généralement un système binaire. Selon une définition actuellement officieuse, un astre qui ressemblerait à un "hot Jupiter" mais dont la masse est supérieure à environ 10 fois celle de Jupiter n'est plus une planète mais une naine brune[5].

Planète errante et naine brune

En vertu des lois du chaos, suite à des perturbations orbitales et des conditions initiales particulières, une planète ou un astéroïde peut toujours être éjecté de son orbite voire de son système planétaire et errer dans l'espace, devenant une planète errante. Si l'astre est gazeux et sa masse dépasse 5 à 10 fois celle de Jupiter, on la qualifie de naine brune.

 Parmi les planètes errantes découvertes à ce jour, citons Cha 110913-77344 découvert par le télescope spatial Spitzer à 500 années-lumière dans la constellation du Caméléon. Elle fut considérée originellement comme la plus petite étoile naine brune. L'astre est 8 fois plus massif que Jupiter et âgé de 2 millions d'années. Il est entouré par un disque de poussière.

Plus étonnant, en août 2006 un couple de naines brunes errantes fut découvert dans la constellation d'Ophiuchus (l'ancien Serpentaire) grâce au télescope NTT de l'ESO installé à La Silla, au Chili. Baptisés Oph 162225-240515 (Oph 1622) le couple est situé à 400 années-lumière. Cette année-là, au moins 6 naines brunes errantes furent découvertes dont la masse oscille entre 5 et 15 fois celle de Jupiter.

Modélisation des naines brunes

La taille des étoiles naines brunes étant inférieure à la résolution des plus grands télescopes, les astronomes utilisent la méthode de la cartographie par rotation de phase (RPM) pour étudier leur surface, ce qui permet comme on le voit ci-dessous à gauche, de distinguer les zones brillantes et sombres et de suivre leur évolution au cours du temps.

A voir : Brown Dwarfs, Carnegie Science

A lire : M dwarfs, L dwarfs and T dwarfs, Neill Reid/STScI

A gauche, cartographie de la surface de l'étoile naine brune Luhman 16b (alias WISE J104915.57-531906.1B) située à 6.5 années-lumière par le VLT. A droite, composition de l'atmosphère supérieure des étoiles naines brunes de Type L et T comparées à celle de Jupiter. Documents Ian Crossfield/ESO et Daniel Apai/U.Az adaptés de Yang et al. (2015).

Les naines brunes ont une atmosphère similaire à celle des "hot Jupiter", des exoplanètes géantes composées de gaz chaud. Selon une modélisation réalisée par l'astrophysicien Daniel Apai de l'Université d'Arizona et ses collègues présentée ci-dessous, l'atmosphère supérieure des naines brunes se compose de monoxyde de carbone (CO) contenant une ou plusieurs couches nuageuses dont la composition varie selon le type d'étoile. Ces nuages contiennent notamment des oxydes métalliques (Ca-Ti et du Corindon, c'est-à-dire de l'oxyde d'aluminium) et des silicates à base de magnésium, une substance qu'on retrouve notamment dans le talc.

Les analyses photométriques de 44 naines brunes réalisées par Metchev et ses collègues grâce au télescope infrarouge Spitzer montrent que leur luminosité varie périodiquement comme celle des étoiles variables. Or, les naines brunes n'ont pas l'énergie nucléaire suffisante pour déclencher de telles phénomènes. L'origine de ces fluctuations lumineuses est donc différente et provient d'un processus non thermique qui n'a rien à voir avec les puissantes émissions qu'on peut observer sur les novae ou les pulsars.

Les données enregistrées par les télescopes VLT et Spitzer suggèrent que les naines brunes sont enveloppée d'une atmosphère nuageuse. Selon une étude de Stanimir Metchev de la Western University d'Ontario publiée en 2014, sachant que les étoiles tournent sur leur axe en quelques jours, selon la latitude ces couches nuageuses sont entraînées autour de l'astre par la force de Coriolis et forment des bandes circulant en sens contraire à l'instar de celles qu'on observe sur Jupiter. C'est l'alternance de zones d'éclaircies et nuageuses qui expliquerait leur variation périodique de luminosité qui serait le signe d'une couverture nuageuse éparse et plus ou moins brillante comme on le voit dans la simulation suivante et ci-dessous à droite.

A voir : Rotation des couches nuageuses d'une naine brune (.gif de 1.2 MB), NASA

A gauche, tempête de métal fondu, de silice et autres sels dans l'atmosphère d'une étoile naine brune. A droite, la combinaison de la rotation d'une étoile naine brune et de l'alternance de bandes nuageuses et d'éclaircies dans son atmosphère supérieure expliqueraient ses variations de luminosité. Documents NASA/JPL-caltech/U.W.Ontario et NASA/JPL.

Selon Metchev, ces couches nuageuses pourraient former des tempêtes torrentielles accompagnées éventuellement d'éclairs plus violents que ceux observés sur Jupiter où n'importe quelle autre planète. Des pluies pourraient tomber de ces nuages, non pas constituées de gouttelettes d'eau car la température est trop élevée (2000-625 K) mais de métal fondu, de sable (de la silice fondue) et divers sels.

La transition L/T vers une atmosphère claire

Au sujet des nuages justement, les astrophysiciens ont également étudié l'évolution des naines brunes et la manière dont leur atmosphère se transforme à mesure qu'elles se refroidissent. Dans une étude publiée en 2018 dans les "The Astrophysical Journal Letters", l'astrophysicien Jonathan Gagné de l'Institution Carnegie de Washington et ses collègues ont étudié la naine brune de type T2 2MASSJ13243553+6358281 membre du groupe errant AB Doradus (ABDMG) précité dont la masse est d'environ 11-12 Mj.

En comparant cette étoile à d'autres naines brunes de cet amas, les chercheurs ont découvert que certains membres présentaient des couches nuageuses alors que 2MASSJ1324+6358 ne présente aucun nuage. Cela permit aux chercheurs de déterminer la température de transition à laquelle l'atmosphère nuageuse devient claire. Cette température de transition L/T se situe vers ~1150 K (contre 1250 K pour une naine brune) pour cet astre et d'autres naines brunes du groupe AB Doradus, rendant leur diversité et leur évolution un peu plus compréhensibles.

Ces études complétées par les programmes de recherches des exoplanètes permettent aux astrophysiciens de mieux comprendre non seulement la formation et l'évolution des naines brunes mais également de leurs "petits frères", les "hot Jupiter" et autres planètes géantes gazeuses chaudes. Cette recherche ouvre aux spécialistes une nouvelle fenêtre sur la météorologie des exoplanètes gazeuses qui représentent aujourd'hui de véritables laboratoires climatiques accessibles aux grands télescopes.

Prochain chapitre

Les novae

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[5] Entre la taille et la température des étoiles naines brunes et des planètes, il existait assez de place pour insérer une nouvelle catégorie d'astres, les "planémos". C'est un anglicisme proposé en 2003 par l'astronome Gibor Basri de Caltech à Berkeley formé à partir des mots "Planetary-mass object" signifiant objet de masse planétaire. Selon la définition de Basri, un planémo est "un objet [arrondi par sa gravité] qui n'a pas atteint la fusion de son noyau au cours de son existence". En voici une représentation par Jon Lomberg. Le terme fut proposé à l'UAI en 2003 qui ne l'a toutefois pas  accepté. En effet, la définition originale est imprécise et permet de confondre l'astre avec une étoile naine brune. Par la suite, le terme planémo fut redéfini comme représentant des "objets de masse planétaire libres", c'est-à-dire non attachés à une masse gravitationnelle (free-floating planetary-mass objects), ce qu'on appelle communément des "planètes errantes" mais qui sont en réalité soit des planètes erreantes soit des étoiles sous-naines ou naines brunes errantes.


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