Naines brunes + planètes errantes

Si les scientifiques aiment catégoriser les objets qu’ils étudient, l’Univers ne suit pas nécessairement ces règles. De nombreux objets qui intéressent les chercheurs d’exoplanètes échappent ainsi aux définitions typiques des étoiles ou des planètes. Ils restent essentiels dans notre quête de compréhension du fonctionnement des systèmes planétaires et stellaires.

Des étoiles ratées?

Une image directe de la naine brune 2M1207A (gauche) et de son exoplanète visible grâce à l’utilisation d’un coronographe (droite). (Crédit: NASA/ESA/Y. Zhou)

Jusqu’à quel point une étoile peut-elle être petite? Si nous pouvions ajouter du gaz à une grosse planète, à quel moment s’enflammerait-elle et se transformerait-elle en étoile? Existe-t-il même une frontière distincte entre les deux catégories? Ce sont ces questions qui ont conduit à la prédiction et à la découverte des naines brunes, qui occupent la zone grise entre une planète et une étoile.

La principale définition d’une étoile est qu’elle est suffisamment massive pour produire de l’énergie et briller de mille feux. Avec une masse assez importante comprimant le cœur de l’étoile, les températures sont suffisamment élevées pour que les petits atomes s’entrechoquent et en créent de plus gros, un processus appelé la fusion nucléaire. Pendant la majeure partie de sa vie, une étoile fusionne des atomes d’hydrogène, créant ainsi de l’hélium et produisant de l’énergie. Cela maintient les températures élevées et permet à la fusion de se poursuivre jusqu’à ce que l’hydrogène soit épuisé. Plus une étoile est massive, plus son noyau est chaud, et plus la fusion de l’hydrogène est facile et rapide.

Selon cette définition, la plus petite étoile possible est celle dont la masse est la plus faible et où la fusion de l’hydrogène est encore possible. Cela se produit à environ 80 fois la masse de Jupiter, soit environ 8 % de la masse de notre Soleil. En dessous de cette masse, seule une fusion limitée est possible en utilisant une forme rare d’hydrogène appelée deutérium (une sorte d’hydrogène « lourd » avec un neutron supplémentaire). C’est le régime des naines brunes, entre 13 et 80 masses de Jupiter. En dessous de ce point, même la fusion du deutérium cesse, et nous appellerions simplement l’objet une planète.

La science des naines brunes a connu une explosion de progrès au cours des dernières décennies, en grande partie grâce à l’amélioration de la technologie des détecteurs infrarouges (car les naines brunes émettent principalement de la lumière infrarouge). Ces objets sont d’excellents candidats pour l’imagerie directe, tant pour eux-mêmes que pour des exoplanètes ou des compagnons stellaires potentiels.

Planètes solitaires

Une représentation artistique d’une planète errante. (Crédit: NASA/JPL-Caltech)

Toutes les planètes ne mènent pas une vie douillette en orbite autour d’une étoile. Les chercheurs ont découvert des planètes qui vivent dans une obscurité presque totale, dérivant entre les étoiles. Mais ces objets solitaires sont-ils vraiment des planètes? Comment pouvons-nous les décrire et les classer?

Les planètes errantes, parfois appelées planètes flottantes, sont des objets semblables à des planètes qui ne sont liés à aucune étoile par la gravitation. La méthode la plus simple pour les trouver consiste à rechercher directement les objets rougeâtres peu lumineux dans les jeunes amas d’étoiles proches. Nous procédons ainsi pour deux raisons :

Sans étoile hôte, les planètes solitaires se refroidissent progressivement au fil du temps. Puisqu’un amas d’étoiles se forme tout en même temps, un amas jeune signifie des planètes jeunes, qui sont très chaudes et brillantes, émettant plus de lumière infrarouge.
Si nous connaissons l’âge de l’amas, nous pouvons modéliser la taille, la masse et la luminosité de différents objets.

Grâce à cette méthode, il est possible de découvrir en même temps des centaines de planètes candidates.

Un moyen plus étrange de trouver des planètes errantes (et normales) est la technique des microlentilles gravitationnelles. Cela se produit lorsqu’une planète errante passe presque directement devant une étoile d’arrière-plan, et que les rayons lumineux de l’étoile sont courbés par la gravité de la planète, qui agit comme une loupe ou une lentille. La distorsion et le grossissement observés sur l’étoile d’arrière-plan peuvent nous renseigner sur la planète qui agit comme « lentille ». Il s’agit d’une technique utile pour étudier les objets sombres comme les planètes errantes et les trous noirs.

Il existe plusieurs théories sur la façon dont ces planètes flottantes sont créées:

Elles sont créées autour d’une étoile dans un système planétaire normal, mais sont finalement éjectées en raison d’une interaction gravitationnelle violente.
Elles se forment de la même manière que les étoiles: un nuage de gaz se contracte et se rétrécit mais n’a pas la masse suffisante pour former une étoile.
Lorsque des bébés étoiles se forment à partir d’un nuage de gaz qui s’effondre, une interaction éjecte le noyau avant qu’il ne soit assez gros pour devenir une étoile à part entière. Ce noyau devient une planète errante.
Une jeune étoile qui se forme à côté d’étoiles voisines très brillantes et puissantes voit son enveloppe extérieure emportée par de puissants vents stellaires, laissant derrière elle un objet de la taille d’une planète.

Nous ne savons pas vraiment laquelle de ces méthodes est le processus dominant pour créer des planètes errantes. Il peut s’agir d’un mélange de ces processus, ou de quelque chose d’autre entièrement.

Les naines brunes et les planètes errantes à l’iREx

Plusieurs chercheurs et leurs étudiants à l’iREx mènent des projets de recherche sur les naines brunes et les planètes errantes. Pour en savoir plus, nous vous invitons à lire leurs profils: