La différence entre une naine brune et une étoile = Une masse de 70 Jupiters
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Des chercheurs suggèrent que la différence entre une naine brune et une étoile qui a pu déclencher sa fusion nucléaire est une masse équivalente à 70 Jupiters.
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L’astronome Trent Dupuy de l’Université du Texas a montré la différence entre les vraies étoiles et les candidates. Quand on regarde les étoiles pendant la nuit, nous ne voyons qu’une partie de l’histoire selon Dupuy. Les étoiles se forment lorsqu’un nuage de gaz et de poussière s’effondre sous la gravité et la boule de matière, qui en résulte, est suffisamment chaude et dure pour maintenir la fusion nucléaire dans son noyau. Cette fusion produit énormément d’énergie pour former une étoile brillante.
Mais tous les nuages de gaz en effondrement ne créent pas d’étoiles. Parfois, le nuage crée une boule qui n’est pas assez dense pour déclencher la fusion. Ces “étoiles échouées” sont connues sous le nom de naines brunes. Cette définition qui sépare les étoiles par rapport aux naines brunes existe depuis longtemps. En fait, les astronomes proposent des hypothèses sur la masse en effondrement afin de former une étoile depuis plus de 50 ans. Mais quantité exacte en masse n’a jamais été confirmée par l’expérience.
Mais une équipe dirigée par l’astronome Trent Dupuy prétend avoir résolu ce mystère. Ce chercheur et Michael Liu de l’Université d’Hawaï ont constaté qu’un objet doit avoir une masse d’environ 70 Jupiters pour déclencher la fusion. Si la masse est inférieure, alors l’ignition échoue et cela devient une naine brune.
Comment les chercheurs sont-ils arrivés à cette conclusion ? Pendant une décennie, Dupuy et Liu ont étudié 31 binaires de luminosité faible (des paires de naines brunes ou des étoiles ayant des masses les plus basses) en utilisant deux télescopes à Hawaï, l’Observatoire Keck et le télescope Canada-France-Hawaii ainsi que les données du télescope spatial Hubble.
Leur objectif était de découvrir les masses des objets dans ces binaires puisque la masse définit la limite entre les étoiles et les naines brunes. Les astronomes utilisent des binaires pour mesurer des masses d’étoiles depuis plus d’un siècle. Pour déterminer la masse d’un binaire, on mesure la taille et la vitesse des orbites des étoiles autour d’un point invisible entre elles où la traction de la gravité est égale et ce point est connu comme un barycentre. Cependant, les naines brunes binaires orbitent plus lentement que les étoiles binaires en raison de leurs masses inférieures. Et étant donné que les naines brunes sont plus faibles en luminosité que les étoiles, on ne peut les étudier qu’avec les télescopes les plus puissants du monde.
Pour mesurer leurs masses, Dupuy et Liu ont recueilli des images de binaires à faible luminosité pendant plusieurs années et ils ont suivi leur mouvement orbital. Ils ont utilisé le télescope Keck ainsi que son système d’optique adaptatif et le télescope spatial Hubble pour obtenir les images extrêmement précises pour distinguer la lumière de chaque objet dans la paire.
Mais le prix à payer pour avoir ces images à haute résolution est qu’il n’y a pas de cadre de référence pour identifier le barycentre. Les images du télescope Canada-France-Hawaii, contenant des centaines d’étoiles, ont permis de prévoir le cadre de référence pour mesurer le barycentre pour chaque système. Ces données ont également fourni une distance précise à chaque système. Étant donné que ces binaires faibles sont beaucoup plus proches de la Terre que d’autres étoiles dans les images, elles semblent se déplacer légèrement chaque année pendant que la Terre tourne autour du Soleil (un effet connu comme la parallaxe) et on peut mesurer leurs déplacements pour calculer leurs distances.
Les informations pendant toutes ces années leur ont permis de tirer un certain nombre de conclusions sur ce qui distingue les étoiles par rapport aux naines brunes. Les objets supérieurs à 70 masses de Jupiter ne sont pas assez froids pour être des naines brunes ce qui implique que ces objets sont des étoiles alimentés par la fusion nucléaire. Par conséquent, 70 Jupiters est la masse critique au-dessous de laquelle les objets sont destinés à être des naines brunes. Cette masse est légèrement inférieure par rapport aux prédictions des hypothèses, mais elle est toujours compatible avec les derniers modèles d’évolution des naines brunes.
En plus de la démarcation de la masse, ils ont également découvert un seuil de température de surface. Tout objet plus froid que 1 600 Kelvins (environ 1 326 degrés Celsius) n’est pas une étoile, mais une naine brune. Ces travaux permettront aux astronomes de comprendre les conditions de formation et d’évolution des étoiles. Et ensuite, le succès ou l’échec de la formation d’étoiles a un impact sur la formation des systèmes solaires.
