Astronomie

Nous sommes sûrs qu'il n'y a pas de naines brunes plus près que ______

Nous sommes sûrs qu'il n'y a pas de naines brunes plus près que ______

Je ne sais pas trop comment formuler cette question.

À quel point une naine brune pourrait-elle être proche de nous et passer inaperçue jusqu'à présent ?

Ou peut-être, avec quelle probabilité sommes-nous sûrs qu'il n'y a pas de naine brune à moins de X années-lumière du soleil ? (Pour différentes valeurs de X)

(Ne vous inquiétez pas de vous adresser à Nemesis ou à un partenaire binaire hypothétique pour le soleil. Je pose juste des questions sur les naines brunes non détectées… , même en dehors du nuage d'Oort mais au sein d'Alpha C. Je ne sais pas à quel point l'enquête WISE était sensible .)


Je pense que la réponse est d'environ 3 à 5 années-lumière.

Le récent relevé WISE dans le proche infrarouge aurait dû être capable de détecter même une naine brune très froide à proximité (et en effet, il a détecté des naines brunes très froides - par exemple une naine brune 250K à seulement 6 années-lumière Luhman et al. 2014) . Étant donné que WISE était une étude couvrant tout le ciel et qu'il existe un grand intérêt à trouver ces naines brunes ultrafroides, il est alors raisonnable de supposer que tout objet similaire aurait déjà été trouvé à quelques années-lumière. La mise en garde à ce sujet est que la fonction d'étalement des points de l'enquête WISE n'est pas si grande et si près du plan galactique qu'il se pourrait que la confusion des sources ait caché la naine brune. D'un autre côté, les objets proches ont généralement un mouvement propre élevé, il aurait donc probablement été découvert en combinaison avec l'enquête 2MASS précédente, car comme je le montre ci-dessous, un tel objet peut avoir été détecté dans les deux.

Quelques détails : Prenons par exemple une naine brune de très faible masse - disons 20 masses de Jupiter et 5 milliards d'années - et plaçons-la à 4 années-lumière du Soleil. Selon les modèles évolutifs de Saumon & Marley (2008), un tel objet a une luminosité intrinsèque de 10^{-7}$ fois (1 dix millionième) celle du Soleil et une température de 400 Kelvin et aurait une type spectral de la fin du T ou du début du Y. Ceci est similaire aux naines brunes les plus froides jamais trouvées.

À partir de l'étalonnage des magnitudes absolues par rapport au type spectral pour les naines brunes froides dans Marsh et al. (2013) nous savons qu'à 4 années-lumière, une telle naine brune aurait des magnitudes de $H=16$ et $W2=10$. Le premier est à peu près assez brillant pour avoir été vu dans le relevé 2MASS tout le ciel et le second est facilement détecté par WISE. La combinaison des données aurait aussi facilement révélé la grande parallaxe d'un tel objet. Nous pouvons conclure qu'un objet devrait avoir beaucoup masse inférieure à celle-ci pour ne pas être détectée et ne serait donc pas appelée naine brune, mais serait en réalité une "planète flottante".

Maintenant, vous pourriez demander, qu'en est-il d'une naine brune plus froide ? Eh bien, les prédictions théoriques des magnitudes et des couleurs deviennent beaucoup plus incertain, mais je me référerais simplement à la découverte de Luhman. Cette naine brune est à peu près aussi froide qu'une naine brune pourrait l'être étant donné l'âge de la Galaxie, elle n'a peut-être que 10 masses de Jupiter, mais elle était encore facilement détectée dans l'enquête WISE. Par conséquent, je pense que cela fixe une limite empirique assez ferme.


Nouveaux enfants sur le bloc – Les naines brunes

Quand il s'agit d'être proche de “home”, il n'y a pas beaucoup de stars dans notre quartier général. Proxima Centauri est à 4,2 années-lumière et Rigil Kentaurus est à 4,3. Il y a Barnard's Star, Wolf 359, Lalande 21185, Luyten 726-8A et B et les grands et brillants Sirius A et B. Mais qu'en est-il d'un voisin céleste qui n'est pas aussi important ? Essayez une paire de naines brunes nouvellement découvertes.

Des scientifiques de l'Institut Leibniz d'Astrophysique de Potsdam (AIP) utilisant le satellite de la NASA WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) ont découvert ce duo improbable à seulement 15 et 18 années-lumière de notre système solaire. “Nous avons utilisé les données préliminaires de WISE, sélectionné des candidats brillants avec des couleurs typiques des naines T tardives, essayé de les faire correspondre avec des objets 2MASS et SDSS faibles, pour déterminer leurs mouvements appropriés et pour les suivre spectroscopiquement.& #8221 dit RD Scholz, et al.

Nommées WISE J0254+0223 et WISE J1741+2553, la paire s'est fait remarquer par leur très grande disparité : l'une très brillante en infrarouge et l'autre très faible en lumière optique. La vitesse à laquelle ils se déplacent était encore plus attrayante, le mouvement propre changeant radicalement entre les observations. « Les très grands mouvements propres sont un premier indice que ces objets devraient être très proches du Soleil. Les deux objets ne sont détectés que dans la bande z du SDSS, ce qui est typique des nains proches du T tardif.” dit Scholz.

Parce que la paire était optiquement visible au moment de la découverte, l'équipe a utilisé le grand télescope binoculaire (LBT) en Arizona pour déterminer leur type spectral et se loger plus précisément sur leur distance. Ils voulaient en savoir plus sur les représentants les plus cool des naines brunes de type T - les ultra-cool. Mieux connues sous le nom d'étoiles défaillantes car elles n'avaient pas la masse nécessaire pour déclencher la fusion nucléaire, le duo a nécessité une étude car leur magnitude diminue fortement avec le temps. Parce qu'ils s'estompent si rapidement, il y a une forte possibilité qu'une naine brune soit beaucoup plus proche que nous ne le pensons.

Source d'information originale : Institut Leibniz d'astrophysique Potsdam News. Pour en savoir plus : Cornell University Library – Deux très proches (d


Notre voisine naine brune

Une image de la naine brune fraîche en orbite autour d'une étoile près du Soleil. Crédit image : UA Steward Observatory. Cliquez pour agrandir
Les astronomes ont découvert une naine brune dans notre voisinage galactique, à seulement 12,7 années-lumière, ce qui en fait la deuxième naine brune la plus proche jamais découverte. L'étoile ratée tourne autour d'une autre étoile qui n'a été découverte que récemment dans la constellation australe de Pavo. L'étoile primaire est petite, avec seulement 1/10ème de la masse de notre Soleil, et la naine brune orbite à 4,5 fois la distance de la Terre au Soleil.

Les astronomes ont découvert une « naine brune » unique dans notre voisinage solaire.

Si votre ville était la galaxie, ce serait comme trouver quelqu'un que vous ne connaissez pas sur la vie à l'étage de votre maison, a déclaré l'un des découvreurs.

L'objet rare n'est qu'à 12,7 années-lumière de la Terre, encerclant une étoile primaire qui elle-même n'a été découverte que récemment dans la constellation de l'hémisphère sud Pavo (le Paon).

Un seul autre système de naines brunes a été trouvé plus près de la Terre, et il n'est que légèrement plus proche.

L'étoile primaire ne représente qu'un dixième de la masse de notre soleil. C'est la première fois que des astronomes trouvent une naine brune fraîche comme compagne d'une étoile d'une masse aussi faible. Jusqu'à présent, aucune étoile n'a été trouvée en orbite autour d'étoiles inférieures à la moitié de la masse de notre soleil.

La naine brune est à 4,5 UA de l'étoile, soit quatre fois et demie plus loin de son étoile que la Terre ne l'est de notre soleil. Les astronomes estiment que la naine brune est entre neuf et 65 fois plus massive que Jupiter.

Les naines brunes ne sont ni des planètes ni des étoiles. Ils sont des dizaines de fois plus massifs que la plus grande planète de notre système solaire, Jupiter, mais trop petits pour être auto-alimentés par la fusion d'hydrogène comme les étoiles.

Seulement une trentaine de naines brunes aussi froides ont été trouvées n'importe où dans le ciel, et seulement 10 environ ont été découvertes en orbite autour d'étoiles.

“En plus d'être extrêmement proche de la Terre et en orbite autour d'une étoile de très faible masse, cet objet est une ‘T naine ‘ – une naine brune très froide avec une température d'environ 750 degrés Celsius (1 382 degrés Fahrenheit ), a déclaré Beth Biller, étudiante diplômée à l'Université de l'Arizona.

"C'est probablement aussi l'objet connu le plus brillant de sa température car il est si proche", a déclaré Biller. “Et c'est un rare exemple de compagne naine brune à moins de 10 unités astronomiques de son étoile principale.”

Biller, avec Markus Kasper de l'Observatoire européen austral (ESO) et Laird Close de l'observatoire Steward UA, ont dirigé l'équipe qui a découvert la naine brune, désignée SCR 1845-6357B.

"Ce qui est vraiment excitant à ce sujet, c'est que nous avons trouvé la naine brune autour de l'un des 25 systèmes stellaires les plus proches du soleil", a déclaré Close. « La plupart de ces étoiles proches sont connues depuis des décennies, et ce n'est que récemment qu'une poignée de nouveaux objets ont été trouvés dans notre voisinage local. »

Close a dit : « Si vous pensez que la galaxie est de la taille de Tucson, c'est un peu comme trouver quelqu'un vivant à l'étage de votre maison que vous ne connaissiez pas auparavant. »

Close a aidé à développer la caméra à optique adaptative spéciale, l'imageur différentiel simultané NACO (SDI), que l'équipe a utilisé pour imager la naine brune. La caméra est utilisée sur le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO au Chili. Une autre caméra SDI est utilisée à l'observatoire MMT de 6,5 mètres sur le mont Hopkins, en Arizona.

"C'est également un objet précieux pour la communauté scientifique car sa distance est bien connue", a déclaré Markus Kasper de l'ESO. Cela permettra aux astronomes de mesurer avec précision la luminosité de la naine brune et, éventuellement, de calculer son mouvement orbital, a déclaré Kasper. “Ces propriétés sont vitales pour comprendre la nature des naines brunes.”

La découverte de cette naine brune suggère qu'il pourrait y avoir plus de naines brunes froides dans les systèmes binaires que de naines brunes simples flottant librement dans le voisinage solaire, a déclaré Close. Un "système binaire" est l'endroit où une naine brune tourne autour d'une étoile ou d'une autre naine brune.

Les astronomes ont maintenant trouvé cinq naines brunes froides dans des systèmes binaires, mais seulement deux naines brunes froides isolées à moins de 20 années-lumière du soleil, a noté Close. Ils peuvent s'attendre à trouver plus de compagnons nains T dans certains systèmes stellaires nouvellement découverts à moins de 33 années-lumière de notre système solaire, a-t-il ajouté.

La preuve que les naines T dans les systèmes binaires sont plus nombreuses que les naines T isolées dans le voisinage solaire a des ramifications pour les théories qui prédisent que des naines brunes uniques se formeront plus souvent que des naines binaires, a déclaré Close.

L'imageur différentiel simultané NACO (SDI) utilise une optique adaptative pour supprimer les effets de flou de l'atmosphère terrestre afin de produire des images extrêmement nettes. La caméra améliore la capacité du VLT à détecter les compagnons faibles qui seraient autrement perdus dans l'éblouissement de leurs étoiles primaires.

Close et Rainer Lenzen de l'Institut Max Planck d'astronomie à Heidelberg, en Allemagne, ont développé la caméra SDI pour rechercher des planètes extrasolaires riches en méthane. La caméra SDI divise la lumière d'un seul objet en quatre images identiques, puis fait passer les faisceaux à travers trois filtres sensibles au méthane légèrement différents. Lorsque les faisceaux lumineux filtrés frappent le réseau de détecteurs, les astronomes soustraient les images afin que l'étoile brillante disparaisse et que son compagnon beaucoup plus sombre et riche en méthane apparaisse.


Briseur de record

La nouvelle naine brune bat également deux autres records. C'est la naine brune la plus froide jamais vue, avec une température de seulement 130 à 230 °C. Et c'est le côlon le plus faible, il n'émet que 0,000026% d'énergie comme notre soleil, et cette énergie émerge à des longueurs d'onde infrarouges plutôt que visibles. Il faudrait 3,8 millions de ces naines brunes pour égaler la puissance du soleil. Il fait à peu près la taille de Jupiter, mais sa masse est 5 à 30 fois supérieure.

La nature faible de l'objet explique pourquoi il n'a été repéré que maintenant, malgré sa proximité. Il a été trouvé après avoir sondé seulement quelques pour cent du ciel, ce qui implique que beaucoup plus de naines brunes se cachent à proximité sans être détectées.


La plus petite étoile

Les astronomes ont peut-être identifié ce qui pourrait être la plus petite étoile connue. Et pas seulement la plus petite étoile connue mais très probablement la plus petite possible Star. S'il était plus petit, ce ne serait peut-être même plus une star.

L'étoile en question s'appelle 2MASS J05233822-1403022, mais je l'appellerai J0523 en abrégé (le nom vient de sa découverte dans le 2-Micron All Sky Survey (2MASS), avec ses coordonnées dans le ciel). En ce qui concerne les faibles, c'est à peu près le plus faible : il brille seulement 1/8 000 ème aussi fort que le Soleil, a une température de 1 800 ° C (par rapport aux 5 600 ° du Soleil) et un diamètre à peine 0,09 fois celui du Soleil - plus petit que Jupiter !

Elle est en fait relativement proche à environ 40 années-lumière, mais si faible que vous avez besoin d'un grand télescope juste pour le voir du tout - l'étoile la plus faible que vous pouvez voir à l'œil nu est toujours une million fois plus lumineux que J0523 !

Alors comment sait-on que c'est (peut-être) la plus petite star ?

Eh bien, nous devons définir ce que nous entendons par «étoile». Les astronomes disent qu'une étoile est un objet gazeux suffisamment massif pour fusionner l'hydrogène en hélium dans son noyau. Le Soleil fait cela, c'est donc une étoile. Jupiter ne le fait pas, donc ce n'est pas le cas.

Il s'avère que pour lancer cette fusion, vous devez presser l'hydrogène assez fort. Les planètes n'ont pas le punch nécessaire pour cela, mais si vous accumulez suffisamment de matériau, la pression et la température dans le noyau augmentent et vous finissez par arriver au point où la fusion d'hydrogène s'enflamme.

Nous pensons que la masse limite est d'environ 0,07 à 0,077 fois celle du Soleil. Si vous avez plus que cela, vous fusionnez. Moins, vous perdez.

Mais cette gamme est plus large que nous le souhaiterions. Ce serait bien de le réduire un peu. Ainsi, pour fixer des limites, une équipe d'astronomes qui étudient les étoiles proches a décidé de rechercher des étoiles de très faible masse autour de la limite de fusion, ainsi que des objets nettement en dessous de cette limite. Nous appelons ces derniers objets des naines brunes.

Il y a une chose amusante à propos des étoiles contre les naines brunes. Si vous prenez une étoile et que vous lui ajoutez de la masse, elle devient plus chaude et plus grosse. C'est parce que le taux de fusion dans le noyau est très sensible à sa masse. Si vous ajoutez un peu de masse, le taux de fusion augmente, donc la température augmente et l'étoile se dilate un peu. (Il est essentiellement composé de gaz, après tout, et lorsque vous chauffez un gaz, il se dilate.)

Les naines brunes sont différentes, cependant. Leurs noyaux sont comprimés assez fort par toute leur masse, mais pas assez pour initier la fusion. La matière là-bas est dans un état mécanique quantique étrange appelé dégénérescence, qui a la propriété décidément étrange que si vous ajoutez de la masse à une naine brune, elle devient plus petit.

Photo par NASA/JPL-Caltech/UCB

Les astronomes ont donc fait une chose très intelligente. Ils ont trouvé 63 objets près de la limite de masse de fusion et ont tracé leur taille en fonction de leur température de surface (qui elle-même dépend de la masse, mais peut être mesurée plus facilement et directement). Au fur et à mesure que vous allez vers des masses plus faibles, les étoiles ont des températures plus basses et des rayons plus petits, mais une fois que vous passez au régime de la naine brune, une température plus basse (et donc une masse plus faible) vous donne un plus grand rayon.

Les astronomes ont tracé les propriétés des objets, et bien sûr, à mesure que la température baissait, la taille aussi, jusqu'à ce qu'elle atteigne un minimum avant de recommencer à augmenter. Ce minimum doit être là où se trouve la limite naine brune / étoile normale… et ils ont trouvé le bon vieux J0523 assis juste là, juste du côté stellaire.

Et c'est pourquoi nous pensons que J0523 est la plus petite étoile. C'est aussi le moins massif et le plus cool. S'il avait moins de masse, ce ne serait pas du tout une étoile, mais une naine brune.

Maintenant, remarquez, ce n'est pas comme si cette limite était dure et rapide. Il est affecté par d'autres facteurs, notamment l'âge d'une étoile, l'abondance de « métaux » qu'elle contient (les astronomes appellent tous les éléments plus lourds que l'hélium « métaux », ce qui est un peu déroutant pour les non-astronomes, mais H et He sont de loin les plus éléments abondants dans l'Univers, alors que tout le reste est essentiellement de la contamination), et même à quelle vitesse une étoile tourne.

En fait, cette observation est en contradiction avec les modèles théoriques, qui prédisent une température plus froide pour la limite de masse, plus proche de 1400° Celsius. On ne sait pas pourquoi il y a un écart. Cela peut être dû aux facteurs que j'ai mentionnés ci-dessus, ou il se peut que les observations souffrent d'un biais inconnu (pour être honnête, 63 étoiles ne sont pas très nombreuses à regarder statistiquement, mais ces étoiles sont si faibles qu'il est difficile pour obtenir encore un grand échantillon non biaisé, l'équipe d'astronomes travaille sur l'augmentation de la taille de l'échantillon). Il est également possible que notre compréhension de la physique des noyaux de naines brunes soit également un peu erronée. Les choses sont toujours difficiles aux frontières.

Compte tenu de tout cela, il est juste de dire qu'une véritable étoile par définition avec une masse inférieure à J0523 pourrait être trouvé. C'est tout à fait possible. Mais jusque-là, J0523 détient le record de la dernière place.

Et de toute façon, voici quelque chose à méditer : comme je l'ai mentionné ci-dessus, la vitesse à laquelle la fusion se produit dépend de la masse de l'étoile. J0523 a la masse la plus faible possible pour la fusion, il prend donc son temps pour utiliser son carburant hydrogène. Compte tenu de cela, il est si avare qu'il a une durée de vie bien, bien plus longue que le Soleil. Il pourrait littéralement encore fusionner joyeusement (bien que faiblement) même un mille milliards il y a des années!

Ces minuscules étoiles sont difficiles à trouver, plus difficiles à étudier et confondent toujours nos meilleurs scientifiques… et même si nous finissons par les découvrir, elles auront toujours le dernier mot. Le long de, longue temps dans le futur.


De la théorie au fait

Les naines brunes ont été postulées pour la première fois par Shiv Kumar dans les années 1960 lors de l'exploration de la fusion de la matière à l'intérieur d'une étoile. Il s'est demandé ce qui se passerait si le centre d'une étoile était dégénéré (ou dans un état où les électrons sont confinés à leurs orbitales) mais que l'étoile globale n'était pas assez massive pour fusionner le matériau qui s'y trouve. Elles seraient légèrement plus grosses qu'une géante gazeuse et émettraient encore de la chaleur, mais à première vue, elles ressembleraient visiblement à ces planètes. En effet, en raison de la matière dégénérée et du rayon limite de l'objet, seule une certaine quantité de chaleur thermique peut être acquise avant de s'aplatir. Vous voyez, les étoiles se forment lorsqu'un nuage de gaz moléculaire s'effondre sous l'énergie potentielle gravitationnelle jusqu'à ce que la densité et la chaleur soient suffisantes pour que l'hydrogène commence à fusionner. Cependant, les étoiles doivent obtenir une densité supérieure à celle-ci pour initier la fusion en premier lieu, car une fois obtenue, une certaine énergie est perdue par dégénérescence partielle et contraction (Emspak 25-6, Burgasser 70).

Graphique montrant les limites d'une formation de naine brune pour une étoile de la population I.

Graphique montrant des informations similaires pour les étoiles de la population II.

Mais cette pression de dégénérescence nécessite une certaine masse pour la surmonter. Kumar a déterminé que 0,07 masse solaire était la masse la plus faible possible pour que l'hydrogène ait une pression suffisante pour fusionner pour les étoiles de la population I et 0,09 masse solaire pour les étoiles de la population II. Tout ce qui se trouve en dessous permet aux électrons de lutter contre la pression dégénérée et d'éviter le compactage. Kumar a voulu nommer ces objets des naines noires, mais ce titre appartient à une naine blanche qui s'est refroidie. Ce n'est qu'en 1975 que Jill Tarter a inventé le terme naine brune utilisé aujourd'hui. Mais ensuite, tout était calme pendant 20 ans, sans qu'aucun n'existe. Puis, en 1995, le Teide 1 a été découvert et les scientifiques ont pu commencer à en trouver de plus en plus. La raison du grand délai entre l'idée et l'observation était que les naines brunes de longueur d'onde émettent de la lumière à 1 à 5 micromètres, près des limites du spectre IR. La technologie devait rattraper cette plage et il s'est donc passé des années avant ces premières observations. À l'heure actuelle, on sait qu'il existe 1000 x 2019 (Emspak 25-6, Kumar 1122-4 Burgasser 70).


Jeudi de retour: Les lumières invisibles les plus proches

Comment nous sommes encore, seulement maintenant, en train de découvrir les étoiles les plus proches de la Terre.

« Enfant, je croyais que je pouvais me rendre invisible. Je ne suis pas sûr d'avoir jamais pu le faire, mais j'avais certainement la capacité de passer inaperçu. -Timbre de Terence

Lorsque nous regardons le ciel nocturne depuis un endroit sombre ici sur Terre, si la Lune n'est pas sortie, environ 6 000 étoiles (ou peut-être même plus) salueront vos yeux par une nuit claire.

Ce n'est qu'une infime fraction des centaines de milliards d'étoiles qui composent réellement notre galaxie, ce qui est logique, si vous y réfléchissez. Compte tenu de la taille de notre galaxie et de l'étendue des distances entre les étoiles, il est logique que seul un petit nombre d'entre elles soient visibles depuis notre emplacement. Et bien que cela soit vrai, vous penseriez probablement que les étoiles que nous pouvons voir sont assez représentatives de la le plus proche étoiles pour nous. Mais l'histoire est en réalité beaucoup plus riche que cela.

Cela ne vous surprendra pas que toutes les étoiles ne soient pas créées égales, mais cela pourrait vous surprendre comment ces étoiles sont inégales les unes par rapport aux autres.

Si vous preniez une étoile comme le Soleil et que vous la déplaciez dix fois plus loin, elle semblerait juste un centième aussi brillante. Mais si vous prenez une étoile qui a la masse du Soleil et que vous la comparez à une étoile dix fois plus massive que le Soleil, la plus massive serait d'environ cinq mille fois plus lumineux ! Les étoiles les plus massives – plus de 100 fois plus massives que la nôtre – peuvent éclipser le Soleil littéralement des millions de fois.

En d'autres termes, les étoiles que vous voyez sont une combinaison d'étoiles relativement proches de nous, mais d'autant plus étoiles qui sont intrinsèquement très brillantes. En fait, sur les dix systèmes stellaires les plus proches de nous, seuls deux d'entre eux sont visibles à l'œil nu !

Prenez par exemple l'étoile la plus proche de nous : Proxima Centauri. Vous avez probablement entendu parler du système Alpha Centauri, une paire d'étoiles binaires à seulement 4,3 années-lumière. Mais encore plus près se trouve Proxima Centauri, une étoile naine rouge qui ne représente que 12% de la masse du Soleil et seulement 0,0056 % aussi lumineuse dans la lumière visible. La photo ci-dessous montre Alpha et Beta Centauri, les 3e et 9e systèmes stellaires les plus brillants du ciel, ainsi que Proxima Centauri, encerclés et signalés.

C'est l'étoile la plus proche de nous, et elle n'a même été découverte qu'en 1915, il y a moins de 100 ans. Et, en tant qu'étoile de la séquence principale à fusion d'hydrogène, ce n'est même pas Fermer à, intrinsèquement, l'objet le plus sombre là-bas.

Il s'agit du diagramme de Hertzsprung-Russell "standard", montrant une grande variété d'étoiles, allant des naines rouges de faible masse, cool, de classe M (vous pouvez trouver Proxima Centauri parmi elles) jusqu'à l'ultra-massive , étoiles de classe O bleu vif.

Mais ce schéma coupe des étoiles encore plus faibles en masse : trop faibles, en fait, pour fusionner l'hydrogène en hélium. Au lieu de cela, ils génèrent leur lumière en fusionnant les traces de deutérium avec lesquelles ils sont nés en éléments un peu plus lourds, certains d'entre eux étant littéralement des milliards de fois moins lumineux que le Soleil, et des millions de fois moins lumineux que même les plus faibles naines blanches.

Connues sous le nom de naines brunes (même si, en termes de couleur, elles seraient légèrement magenta à l'œil nu), ces choses peuvent être si froides qu'elles ne dégagent pratiquement aucune lumière visible et doivent être recherchées dans l'infrarouge. La température critique pour qu'un objet soit suffisamment chaud pour émettre spontanément de la lumière visible se situe entre 700 et 800 K, ce qui signifie que si une naine brune est plus froide que cela, elle sera invisible à l'œil humain, quelle que soit la puissance d'un télescope utilisé. .

Même aujourd'hui, seules quelques milliers de naines brunes (confirmées) sont connues, la plus froide, WISE 1828+2650, ayant une température si basse qu'à la pression atmosphérique standard, elle ne pourrait même pas Faire bouillir l'eau!

WISE - l'explorateur d'enquête infrarouge à champ large - est l'outil le plus puissant que nous ayons jamais développé et déployé avec succès pour trouver ces objets. Ci-dessous, le graphique de Ned Wright d'un spectre standard de naines brunes, ainsi que les sensibilités de diverses missions spatiales. Comme vous pouvez le voir clairement, jusqu'à ce que le télescope spatial James Webb arrive – ce qui sera au plus tôt en 2018 – WISE devra être le meilleur instrument dont nous disposons pour trouver ces objets insaisissables.

Et WISE s'est vraiment surpassé sur ce front, son couronnement étant qu'il a trouvé une paire de naines brunes à seulement 6,5 années-lumière, ce qui en fait le troisième système stellaire le plus proche (si vous comptez les naines brunes comme étoiles) de notre Soleil. !

C'est vrai - encore une fois, pour souligner - nous venons tout juste, en 2013, de trouver le le troisième système stellaire le plus proche de nous. Seuls le système Alpha Centauri (dont Proxima) et l'étoile de Barnard sont plus proches.

La paire – connue sous le nom de WISE 1049-5319 – a été observée pour la première fois par WISE en 2010, mais était difficile à confirmer car elle était située si près du plan de notre galaxie. En raison de la densité des étoiles dans le plan galactique (où nous sommes aussi, d'ailleurs), il est très difficile de détecter des sources faibles sur le fond des étoiles qu'il a fallu trois ans d'analyse pour confirmer l'existence de ce système. Cela peut donc vous amener à poser les questions suivantes :

Si nous pouvons avoir une paire de naines brunes à seulement 6,5 années-lumière, combien d'entre elles pourraient être dans notre galaxie ?

En d'autres termes, nous sommes sûrs qu'il y a des lumières invisibles ici dans notre propre arrière-cour. Mais combien pourrait-il y en avoir ?

La meilleure contrainte que nous ayons vient de la microlentille gravitationnelle. C'est-à-dire que nous ne directement observer et compter le nombre de naines brunes pour mesurer leur densité. Je veux dire, nous le faisons, mais même si nous faisions une enquête complète de cette façon, nous serions certains que nous en manquerons beaucoup. La méthode d'observation et de comptage nous donne une limite inférieure sur combien il pourrait y en avoir, mais pas une limite supérieure, et pas une bonne estimation globale.

Pour obtenir une limite supérieure, nous observons une parcelle de ciel lointaine, et chaque fois qu'une naine brune (ou un autre objet invisible) passe entre nous et la source lumineuse, cela provoque un éclaircissement et un éclaircissement caractéristique de la source lumineuse de fond. re observer.

Ces objets sont généralement connus sous le nom de MACHO, ou MAssive Compact Halos Objects. Et ils existent ! Mais ils existent en très petit nombre, au moins en pourcentage de la masse totale de notre galaxie.

C'était autrefois un candidat légitime pour la matière noire, mais grâce à de multiples groupes indépendants de chasseurs MACHO, nous savons avec certitude qu'il n'y en a pas assez pour expliquer la masse manquante de l'Univers.

Ce que ce travail de microlentille a fait est d'exclure que la matière noire puisse être expliquée par des MACHO avec des masses comprises entre 0,00000001 masses solaires (environ la masse de la Lune) à 100 masses solaires. En effet, cela exclut les trous noirs de ces plages de masse ainsi que la source de notre matière noire.

Cela ne veut pas dire que les naines brunes ne pourraient pas représenter une fraction substantielle de la baryons (c'est-à-dire des protons, des neutrons et des électrons) dans notre galaxie, il pourrait y avoir - en théorie - autant de masse enfermée dans ces naines brunes qu'il y en a dans toutes les autres étoiles connues, combinées, ou il pourrait y en avoir quelques-uns par millier d'années-lumière cubes. La gamme de ce qui est possible est littéralement si incertaine.

Le futur télescope spatial James Webb devrait être le saut technologique qui nous permettra de mesurer le nombre de naines brunes réellement présentes ici dans notre quartier. Une fois qu'il aura aperçu une partie du ciel galactique et recherché ces objets infrarouges faibles, nous saurons enfin exactement à quoi ressemble notre univers local !

Mais n'est-ce pas incroyable ? Plus de 400 ans après l'invention du télescope, nous ne savons toujours pas combien (et quels types) d'étoiles il y a juste dans notre propre arrière-cour dans l'espace. Il y a des lumières invisibles dans notre propre arrière-cour, et des naines brunes plus froides et de masse inférieure à celles-ci pourraient, en principe, être encore plus proches que même Proxima Centauri ! (Même si ne pas aussi proche que l'hypothèse autrefois supposée de Nemesis WISE s'en est occupée !)

Nous sommes toujours en train de composer avec l'Univers qui nous entoure, à la fois à la plus grande échelle et à la plus petite. Gardez les yeux rivés sur le ciel et rappelez-vous qu'il y a tout un univers là-bas, et même avec un ciel parfait, les plus de celui-ci nous est invisible !


Les astronomes ont signalé les trois naines brunes les plus rapides jamais trouvées

Les astronomes ont découvert trois naines brunes qui tournent plus vite que toutes les autres jamais observées. Les scientifiques ont découvert trois des naines brunes les plus rapides jamais découvertes dans une nouvelle étude publiée dans l'Astronomical Journal. Les données du télescope spatial Spitzer de la NASA ont été utilisées pour faire la découverte.

Dans l'étude, les scientifiques ont mesuré la vitesse de ces quasars pour la première fois. Ils ont également soutenu que ces trois rotateurs rapides pourraient s'approcher d'une limite de vitesse de rotation pour toutes les naines brunes, au-delà de laquelle ils se désintégreraient. La découverte des naines brunes les plus rapides jamais découvertes pourrait indiquer une limite de vitesse cosmique.

Ces naines brunes ont toutes à peu près la même taille que Jupiter mais 40 à 70 fois plus massives. Elles tournent une fois toutes les 1,08, 1,14 et 1,23 heures, respectivement, tandis que les naines brunes les plus rapides connues tournent une fois toutes les 1,4 heures et Jupiter une fois toutes les 10 heures. En fonction de leur taille, la plus grande des trois naines brunes se déplace à une vitesse de plus de 100 km par seconde (60 miles par seconde).

Dans une nouvelle étude publiée dans l'Astronomical Journal, les scientifiques ont signalé les trois naines brunes les plus rapides jamais trouvées. La découverte a été faite en utilisant les données du télescope spatial Spitzer de la NASA.

Le diamètre de ces étoiles en rotation rapide est le même que celui de Jupiter, mais elles sont 40 à 70 fois plus massives. Elles tournent chacune une fois toutes les heures, tandis que les naines brunes les plus rapides connues tournent une fois toutes les 1,4 heures et Jupiter une fois toutes les 10 heures.

Compte tenu de leur taille, cela implique que la plus grande des trois naines brunes se déplace à plus de 60 miles par seconde (100 kilomètres par seconde), soit environ 220 000 miles par heure (360 000 kilomètres par heure). Le fait que ces naines brunes les plus rapides aient presque la même vitesse de rotation les unes que les autres a étonné les scientifiques.

Parce que les trois mondes sont à des températures différentes, la nouvelle recherche suggère qu'ils approchent d'une limite de vitesse au-delà de laquelle les naines brunes se briseraient, projetant leur contenu dans l'espace en raison d'une surcharge de force centrifuge. Selon la NASA, des mécanismes de freinage naturels similaires ont été découverts dans d'autres objets astronomiques, tels que les étoiles, pour les empêcher de tourner trop vite et d'éclater.

Cela ne peut pas être attribué au fait que les naines brunes s'encadrent ou se trouvent à un stade similaire de leur développement car elles sont distinctes : l'une est une naine brune chaude, l'autre est froide et l'autre se situe quelque part entre les deux. Parce que les naines brunes s'améliorent avec l'âge, les contrastes de température indiquent que ces naines brunes sont d'âges variables.

Les scientifiques ont identifié les trois naines brunes les plus rapides de tous les temps

Dans les étoiles et les planètes, la rotation des objets génère une force centripète, qui menace de jeter les cavaliers de leur siège. Étonnamment, il a la capacité de déchirer la chose. Avant d'être séparé, il commencera fréquemment à se gonfler autour de sa section médiane car il se déforme sous la pression. C'est ce qu'on appelle une oblation. Sur la base de leurs propriétés connues, les naines brunes sont susceptibles d'avoir des degrés d'oblation similaires.

"Nous semblons avoir découvert une limite de vitesse sur la rotation des naines brunes", a déclaré le premier auteur Megan Tannock, un doctorat. candidat au département de physique et d'astronomie de l'Université de Western Ontario. « Malgré les recherches approfondies de notre équipe et d'autres, aucune naine brune avec une rotation plus rapide n'a été découverte. En fait, des rotations plus rapides peuvent provoquer la déchirure d'une naine brune.

“It would be pretty spectacular to find a brown dwarf rotating so fast that it is tossing its atmosphere out into space,” Megan Tannock, a Ph.D. candidate at Western University in London, Ontario, said. But we haven’t seen anything like it so far. That must imply that either something is slowing the brown dwarfs down before they reach that extreme, or that they are incapable of reaching that speed in the first place. Our paper’s findings support some kind of rotation rate limit, but we’re not sure why.”

“Brown dwarfs, like planets with atmospheres, can experience large weather storms that affect their visible brightness,” said co-author Dr. Stanimir Metchev, an astronomer at Western University’s Institute for Earth and Space Exploration. “The observed brightness variations show how frequently the same storms are seen as the object spins, revealing the spin period of the brown dwarf.”


WISE Nabs the Closest Brown Dwarfs Yet Discovered

We now know our stellar neighbors just a little better, and a new discovery may help tell us how common brown dwarfs are in our region of the galaxy. Early this week, researchers at Pennsylvania State University announced the discovery of a binary brown dwarf system. With a parallax measurement of just under 0.5”, this pair is only 6.5 light years distant making it the third closest system to our own and the closest example of the sub-stellar class of objects known as brown dwarfs yet discovered.

Named WISE J104915.57-531906, the system was identified by analysis of multi-epoch astrometry carried out by NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). The discovery was made by associate professor of astronomy and astrophysics at Penn State’s Center for Exoplanets and Habitable Worlds Kevin Luhman. The system’s binary nature and follow up observations were confirmed by spectroscopic analysis carried out by the Gemini Observatory’s Multi-Object Spectrographs (GMOS).

Animation showing the motion of WISE 1049-5319 across the All-WISE, 2MASS & Sloan Digital Sky Surveys from 1978 to 2010. (Credit: NASA/STScI/JPL/IPAC/University of Massachusetts.)

This find is also the closest stellar system discovered to our own solar system since the discovery of Barnard’s star by astronomer E.E. Barnard in 1916. Incidentally, Barnard’s star was the center of many spurious and controversial claims of extrasolar planet discoveries in the mid-20 th century. Barnard’s star is 6 light years distant, and the closest star system to our own is Alpha Centauri measured to be 4.4 light years distant in 1839. In 1915, the Alpha Centauri system was determined to have a faint companion now known as Proxima Centauri at 4.2 light years distant. The Alpha Centauri system also made headlines last year with the discovery of the closest known exoplanet to Earth. WISE 1506+7027 is the closest brown dwarf to our solar system yet discovered. This also breaks the extended the All-WISE survey’s own previous record of the closest brown dwarf released in 2011, WISE 1506+7027 at 11.1 light years distant.

When looking for nearby stellar suspects, astronomers search for stars displaying a high proper motion across the sky. The very first parallax measurement of 11 light years distant was obtained by Friedrich Bessel for the star 61 Cygni in 1838. 61 Cygni was known as “Piazzi’s Flying Star” for its high 4.2” proper motion across the sky. To giving you an idea of just how tout petit an arc second is, a Full Moon is about 1800” in diameter. With a proper motion of just under 3” per year, it would take WISE 1049-5319 over 600 years to cross the same apparent distance in the sky as viewed from the Earth!

An artist’s conception of looking back at Sol from the binary brown dwarf system WISE 1049-5319, 6.5 light years distant. (Credit: Janella Williams, Penn State University).

“Based on how this star system was moving in images from the WISE survey, I was able to extrapolate back in time to predict where it should have been located in older surveys,” stated Luhman. And sure enough, the brown dwarf was there in the Deep Near-Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS), the Two Micron All-Sky Survey (2MASS) and the Sloan Digitized Sky Survey (SDSS) spanning a period from 1978 to 1999. Interestingly, Luhman also points out in the original paper that the pair’s close proximity to the star rich region of galactic plane in the constellation Vela deep in the southern hemisphere sky is most likely the reason why they were missed in previous surveys.

The discovery of the binary nature of the pair was also “an unexpected bonus,” Luhman said. “The sharp images from Gemini also revealed that the object actually was not just one, but a pair of brown dwarfs orbiting each other.” This find of a second brown dwarf companion will go a long way towards pinning down the mass of the objects. With an apparent separation of 1.5”, the physical separation of the pair is 3 astronomical units (1 AU= the Earth-Sun distance) in a 25 year orbit.

Size comparison of stellar vs substellar objects. (Credit: NASA/JPL-Caltech/UCB).

Brown dwarfs are sub-stellar objects with masses too low (below

75 Jupiter masses) to sustain the traditional fusion of hydrogen into helium via the full proton-proton chain process. Instead, objects over 13 Jupiter masses begin the first portion of the process by generating heat via deuterium fusion. Brown dwarfs are thus only visible in the infrared, and run a spectral class of M (hottest), L, T, and Y (coolest). Interestingly, WISE 1049-5319 is suspected to be on the transition line between an L and T-class brown dwarf. To date, over 600 L-type brown dwarfs have been identified, primarily by the aforementioned SDSS, 2MASS & DENIS infrared surveys.

General location of WISE 1049-5319 in the constellation Vela. Note its proximity to the galactic plane. (Created by the author using Starry Night).

This discovery and others like it may go a long ways towards telling us how common brown dwarfs are in our region of the galaxy. Faint and hard to detect, we’re just now getting a sampling thanks to surveys such as WISE and 2MASS. The James Webb Space Telescope will do work in the infrared as well, possibly extending these results. Interestingly, Luhman notes in an interview with Universe Today that the potential still exists for the discovery of a brown dwarf closer to our solar system than Alpha Centauri. “No published study of the data from WISE or any other survey has ruled out this possibility… WISE is much more capable of doing this than any previous survey, but the necessary analysis would be fairly complex and time consuming. It’s easier to find something than to rule out its existence.” Said Luhman. Note that we’re talking a nearby brown dwarf that isn’t gravitationally bound to the Sun… this discussion is separate from such hypothetical solar companions as Nemesis and Tyche…and Nibiru conspiracy theorists need not apply!

The WISE 1049-5319 system is also a prime target in the search for nearby extra-solar planets. “Because brown dwarfs have very low masses, they exhibit larger reflex motions due to orbiting planets than more massive stars, and those larger reflex motions will be easier to detect.” Luhman told Universe Today. Said radial surveys for exoplanets would also be carried out in the IR band, and brown dwarfs also have the added bonus of not swamping out unseen planetary companions in the visible spectrum.

Congrats to Mr. Luhman and the Center for Exoplanets and Habitable Worlds on the discovery. You just never know what’s lying around in your own stellar backyard!


Mini Solar System Around a Brown Dwarf

Moons circle planets, and planets circle stars. Now, astronomers have learned that planets may also circle celestial bodies almost as small as planets.

NASA’s Spitzer Space Telescope has spotted a dusty disk of planet-building material around an extraordinarily low-mass brown dwarf, or “failed star.” The brown dwarf, called OTS 44, is only 15 times the mass of Jupiter. Previously, the smallest brown dwarf known to host a planet-forming disk was 25 to 30 times more massive than Jupiter.

The finding will ultimately help astronomers better understand how and where planets — including rocky ones resembling our own — form.

“There may be a host of miniature solar systems out there, in which planets orbit brown dwarfs,” said Dr. Kevin Luhman, lead author of the new study from the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass. “This leads to all sorts of new questions, like ‘Could life exist on such planets?’ or ‘What do you call a planet circling a planet-sized body? A moon or a planet?'”

Brown dwarfs are something of misfits in the astronomy world. These cool orbs of gas have been called both failed stars and super planets. Like planets, they lack the mass to ignite and produce starlight. Like stars, they are often found alone in space, with no parent body to orbit.

“In this case, we are seeing the ingredients for planets around a brown dwarf near the dividing line between planets and stars. This raises the tantalizing possibility of planet formation around objects that themselves have planetary masses,” said Dr. Giovanni Fazio, an astronomer at the Harvard Smithsonian Center for Astrophysics and a co-author of the new study.

The results were presented today at the Planet Formation and Detection meeting at the Aspen Center for Physics, Aspen, Colo., and will be published in the Feb. 10th issue of The Astrophysical Journal Letters.

Planet-forming, or protoplanetary, disks are the precursors to planets. Astronomers speculate that the disk circling OTS 44 has enough mass to make a small gas giant planet and a few Earth-sized, rocky ones. This begs the question: Could a habitable planet like Earth sustain life around a brown dwarf?

“If life did exist in this system, it would have to constantly adjust to the dwindling temperatures of a brown dwarf,” said Luhman. “For liquid water to be present, the planet would have to be much closer to the brown dwarf than Earth is to our Sun.”

“It’s exciting to speculate about the possibilities for life in such as system, of course at this point we are only beginning to understand the unusual circumstances under which planets arise,” he added.

Brown dwarfs are rare and difficult to study due to their dim light. Though astronomers recently reported what may be the first-ever image of a planet around a brown dwarf called 2M1207, not much is understood about the planet-formation process around these odd balls of gas. Less is understood about low-mass brown dwarfs, of which only a handful are known.

OTS 44 was first discovered about six months ago by Luhman and his colleagues using the Gemini Observatory in Chile. The object is located 500 light-years away in the Chamaeleon constellation. Later, the team used Spitzer’s highly sensitive infrared eyes to see the dim glow of OTS 44’s dusty disk. These observations took only 20 seconds. Longer searches with Spitzer could reveal disks around brown dwarfs below 10 Jupiter masses.

Other authors of this study include Dr. Paola D’Alessia of the Universidad Nacional Autonoma de Mexico and Drs. Nuria Calvet, Lori Allen, Lee Hartmann, Thomas Megeath and Philip Myers of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.