Astronomie

Les masses des naines brunes sont-elles notoirement difficiles à mesurer ?

Les masses des naines brunes sont-elles notoirement difficiles à mesurer ?

L'article sur le prochain grand avenir Rogue Exoplanet 12,7 fois plus gros que Jupiter est à 20 années-lumière

SIMP J01365663+0933473 a un champ magnétique plus de 200 fois plus fort que celui de Jupiter. L'objet a été initialement détecté en 2016 comme l'une des cinq naines brunes que les scientifiques ont étudiées avec le VLA pour acquérir de nouvelles connaissances sur les champs magnétiques et les mécanismes par lesquels certains des objets les plus froids peuvent produire de fortes émissions radio. Les masses des naines brunes sont notoirement difficiles à mesurer, et à l'époque, on pensait que l'objet était une naine brune ancienne et beaucoup plus massive.

Est-ce vrai? Les masses des naines brunes sont-elles notoirement difficiles à mesurer ? Naïvement, il me semble que si j'avais de la luminosité à quelques longueurs d'onde je pourrais en déduire une température, et si j'avais une distance, au moins pour un corps noir je connaîtrais aussi la zone.

Est-ce que l'un d'entre eux ou les deux sont en fait difficiles à obtenir, ou y a-t-il autre chose qui me manque ?


Oui, ils sont difficiles à mesurer. La seule façon de mesure une masse naine brune est si elle est dans un système binaire. La fréquence binaire des naines brunes est faible - peut-être 10-15%.

Après avoir trouvé votre système binaire, il doit être suffisamment large pour être résolu avec votre télescope, mais pas si large que la troisième loi de Kepler signifie qu'il faut des siècles pour faire une orbite. La faible masse des naines brunes n'aide pas ici. Avoir une orbite d'une dizaine d'années ou moins signifie qu'ils doivent orbiter près de l'autre objet. Cela signifie à son tour que des optiques adaptatives sont nécessaires.

Cela dit, les masses de quelques naines brunes avoir mesuré, ce n'est donc pas extraordinairement difficile.

L'objet dont il est question dans l'article est ne pas dans un binaire proche, sa masse ne peut donc pas être mesuré, elle ne peut être estimée qu'indirectement. Mais voici les difficultés. Estimer la masse nécessite des calculs précis des traces évolutives des naines brunes. le des mesures des masses de naines brunes dans les binaires indique que nous n'en avons pas. Deuxièmement, pour utiliser les pistes évolutives, il faut une luminosité (et donc une distance), mais comme les naines brunes sont des objets refroidissants, il faut aussi un âge. En général, à moins que la naine brune puisse être associée à un groupe d'autres étoiles d'âge connu, ce n'est pas possible. Mesurer la température d'une naine brune n'est pas utile car les pistes de refroidissement sont très proches les unes des autres dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, et en tout cas, c'est très difficile car les naines brunes sont loin des corps noirs et leurs atmosphères sont encore mal comprises.

Dans ce cas, il semble que la naine brune ait été récemment associée à un groupe d'étoiles (supposé être) contemporain à 200 Myr. Ainsi, sa luminosité peut donner une masse (fortement) dépendante du modèle. Je ne peux pas examiner les détails car la recherche publiée revendiquée est introuvable !


VLA détecte un objet de masse planétaire au-delà de notre système solaire

Conception d'artiste de SIMP J01365663+0933473, un objet avec 12,7 fois la masse de Jupiter, mais un champ magnétique 200 fois plus puissant que celui de Jupiter. Cet objet est à 20 années-lumière de la Terre. Crédit : Chuck Carter, NRAO/AUI/NSF

Les astronomes utilisant le Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) de la National Science Foundation ont réalisé la première détection par radiotélescope d'un objet de masse planétaire au-delà de notre système solaire. L'objet, environ une douzaine de fois plus massif que Jupiter, est une centrale magnétique étonnamment puissante et un "voyou", voyageant dans l'espace sans être accompagné d'aucune étoile parente.

"Cet objet est juste à la frontière entre une planète et une naine brune, ou" étoile défaillante ", et nous réserve des surprises qui peuvent potentiellement nous aider à comprendre les processus magnétiques sur les étoiles et les planètes", a déclaré Melodie Kao, qui a dirigé ce projet. étudier alors qu'il était étudiant diplômé à Caltech, et est maintenant chercheur postdoctoral Hubble à l'Arizona State University.

Les naines brunes sont des objets trop massifs pour être considérés comme des planètes, mais pas assez massifs pour maintenir la fusion nucléaire de l'hydrogène dans leurs noyaux – le processus qui alimente les étoiles. Les théoriciens ont suggéré dans les années 1960 que de tels objets existeraient, mais le premier n'a été découvert qu'en 1995. On pensait à l'origine qu'ils n'émettaient pas d'ondes radio, mais en 2001, une découverte VLA d'un torchage radio dans l'un d'eux a révélé une forte activité magnétique.

Des observations ultérieures ont montré que certaines naines brunes ont de fortes aurores, similaires à celles observées dans les planètes géantes de notre propre système solaire. Les aurores observées sur Terre sont causées par l'interaction du champ magnétique de notre planète avec le vent solaire. Cependant, les naines brunes solitaires n'ont pas le vent solaire d'une étoile proche avec laquelle interagir. La cause des aurores chez les naines brunes n'est pas claire, mais les scientifiques pensent qu'une possibilité est une planète ou une lune en orbite interagissant avec le champ magnétique de la naine brune, comme ce qui se passe entre Jupiter et sa lune Io.

L'objet étrange de la dernière étude, appelé SIMP J01365663+0933473, a un champ magnétique plus de 200 fois plus fort que celui de Jupiter. L'objet a été initialement détecté en 2016 comme l'une des cinq naines brunes que les scientifiques ont étudiées avec le VLA pour acquérir de nouvelles connaissances sur les champs magnétiques et les mécanismes par lesquels certains des objets les plus froids peuvent produire de fortes émissions radio. Les masses des naines brunes sont notoirement difficiles à mesurer, et à l'époque, on pensait que l'objet était une naine brune ancienne et beaucoup plus massive.

L'année dernière, une équipe indépendante de scientifiques a découvert que SIMP J01365663+0933473 faisait partie d'un très jeune groupe d'étoiles. Son jeune âge signifiait qu'elle était en fait tellement moins massive qu'elle pourrait être une planète flottant librement - seulement 12,7 fois plus massive que Jupiter, avec un rayon 1,22 fois celui de Jupiter. À 200 millions d'années et à 20 années-lumière de la Terre, l'objet a une température de surface d'environ 825 degrés Celsius, soit plus de 1500 degrés Fahrenheit. Par comparaison, la température de surface du Soleil est d'environ 5 500 degrés Celsius.

La différence entre une planète géante gazeuse et une naine brune reste vivement débattue parmi les astronomes, mais une règle empirique que les astronomes utilisent est la masse en dessous de laquelle la fusion de deutérium cesse, connue sous le nom de "limite de combustion du deutérium", autour de 13 masses de Jupiter.

Simultanément, l'équipe de Caltech qui avait initialement détecté son émission radio en 2016 l'avait à nouveau observée dans une nouvelle étude à des fréquences radio encore plus élevées et a confirmé que son champ magnétique était encore plus fort que celui mesuré initialement.

"Lorsqu'il a été annoncé que SIMP J01365663+0933473 avait une masse proche de la limite de combustion du deutérium, je venais de terminer l'analyse de ses dernières données VLA", a déclaré Kao.

Les observations VLA ont fourni à la fois la première détection radio et la première mesure du champ magnétique d'un éventuel objet de masse planétaire au-delà de notre système solaire.

Un champ magnétique aussi puissant "présente d'énormes défis pour notre compréhension du mécanisme de dynamo qui produit les champs magnétiques dans les naines brunes et les exoplanètes et aide à conduire les aurores que nous voyons", a déclaré Gregg Hallinan, de Caltech.

«Cet objet particulier est passionnant car l'étude de ses mécanismes de dynamo magnétique peut nous donner de nouvelles informations sur la façon dont le même type de mécanismes peut fonctionner sur des planètes extrasolaires – des planètes situées au-delà de notre système solaire. Nous pensons que ces mécanismes peuvent fonctionner non seulement chez les naines brunes, mais aussi dans les planètes géantes gazeuses et terrestres », a déclaré Kao.

"Détecter SIMP J01365663+0933473 avec le VLA via son émission radio aurorale signifie également que nous pourrions avoir une nouvelle façon de détecter les exoplanètes, y compris les insaisissables voyous qui n'orbitent pas autour d'une étoile mère", a déclaré Hallinan.

Kao et Hallinan ont travaillé avec J. Sebastian Pineda qui était également un étudiant diplômé à Caltech et est maintenant à l'Université du Colorado Boulder, David Stevenson de Caltech et Adam Burgasser de l'Université de Californie à San Diego. Ils rapportent leurs découvertes dans l'Astrophysical Journal.

L'Observatoire national de radioastronomie est une installation de la National Science Foundation, exploitée en vertu d'un accord de coopération par Associated Universities, Inc.

Publication: Melodie M. Kao, et al., “Les champs magnétiques les plus forts sur les naines brunes les plus froides,” ApJS, 2018 doi:10.3847/1538-4365/aac2d5


Découvrir une étoile binaire naine brune avec la microlentille

Un diagramme montrant l'orbite du télescope spatial Spitzer autour du Soleil. Spitzer est maintenant à environ 1,66 unité astronomique de la Terre et a été utilisé dans des centaines de mesures de parallaxe d'événements de microlentille qui permettent aux astronomes de fixer les distances aux objets à lentille - et donc de mesurer leurs masses. Un nouvel article rapporte la découverte et la caractérisation d'une paire binaire d'étoiles naines brunes à microlentille.

Les naines brunes sont des étoiles moins massives que le soleil et incapables de brûler de l'hydrogène. Ils constituent (au moins en masse) un pont entre les planètes et les étoiles, et les astronomes pensent qu'ils se forment et évoluent de manières différentes des planètes ou des étoiles. La microlentille gravitationnelle est une excellente méthode pour les détecter car elle ne dépend pas de leur lumière, qui est faible, mais plutôt de leur masse. Lorsque le trajet de la lumière d'une étoile passe par une naine brune agissant comme une lentille, elle est agrandie en une image déformée, comme un objet vu à travers la tige d'un verre à vin, permettant la détection et la caractérisation de l'objet lentille. Jusqu'à présent, trente-deux naines brunes ont été détectées par microlentille. Cinq sont isolés, mais la plupart sont dans des systèmes binaires, compagnons d'étoiles naines M faibles. Ils fournissent des contraintes importantes sur les scénarios de formation de naines brunes.

Le paramètre critique d'une naine brune est sa masse, mais il est difficile de mesurer la masse d'une lentille en utilisant la microlentille. En utilisant cette méthode, on mesure l'image stellaire agrandie et déformée au fur et à mesure de son évolution dans le temps (elle varie en fonction du déplacement du point de vue de la Terre), mais la technique n'offre aucune prise en compte de la distance, et plus la distance est grande, plus la masse nécessaire est grande. pour générer la même distorsion de taille. Reconnaissant ce problème, les scientifiques avaient prédit que s'il devenait possible d'observer un flash de microlentille à partir de deux points de vue bien séparés, une mesure de parallaxe (la différence angulaire apparente entre les positions de l'étoile vue des deux sites séparés) déterminerait la distance de l'objet sombre. Le télescope spatial Spitzer fait le tour du Soleil sur une orbite de fuite vers la Terre et se trouve actuellement à 1,66 unité astronomique de la Terre (une UA est la distance moyenne de la Terre au Soleil). Spitzer est unique dans cette capacité, et il a en fait été utilisé avec succès pour mesurer la distance de parallaxe pour des centaines d'événements de microlentilles, aidant ainsi à déterminer les masses des lentilles.

Les astronomes de CfA Jennifer Yee et In-Gu Shin étaient membres d'une grande équipe d'astronomes en microlentille qui ont utilisé Spitzer avec des télescopes au sol pour étudier un événement inhabituel de microlentille. L'objet MOA-2016-BLG-231 est situé à 9400 années-lumière dans le disque de notre galaxie. La forme de sa courbe de lumière déformée révèle qu'il s'agit probablement d'une paire de naines brunes de masses d'environ vingt et une et neuf masses de Jupiter, respectivement (la plus petite est juste à la limite de masse inférieure pour être une naine brune plutôt qu'une géante planète). Ce n'est que le cinquième système binaire de naines brunes découvert dans lequel les deux objets sont des naines brunes. Des statistiques améliorées permettent aux astronomes d'aborder les mécanismes de formation nécessaires.

"Spitzer Microlensing of MOA-2016-BLG-231L: Un binaire nain brun contrarotatif dans le disque galactique", Sun-Ju Chung et al., The Astrophysical Journal 871, 179, 2019.


VLA détecte une éventuelle centrale magnétique extrasolaire de masse planétaire

Des astronomes utilisant le Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) de la National Science Foundation ont réalisé la première détection par radiotélescope d'un objet de masse planétaire au-delà de notre système solaire. L'objet, environ une douzaine de fois plus massif que Jupiter, est une centrale magnétique étonnamment puissante et un "voyou", voyageant dans l'espace sans être accompagné d'une étoile parente.

"Cet objet est juste à la frontière entre une planète et une naine brune, ou" étoile défaillante ", et nous réserve des surprises qui peuvent potentiellement nous aider à comprendre les processus magnétiques sur les étoiles et les planètes", a déclaré Melodie Kao, qui a dirigé ce projet. étudier alors qu'il était étudiant diplômé à Caltech, et est maintenant chercheur postdoctoral Hubble à l'Arizona State University.

Les naines brunes sont des objets trop massifs pour être considérés comme des planètes, mais pas assez massifs pour maintenir la fusion nucléaire de l'hydrogène dans leurs noyaux – le processus qui alimente les étoiles. Les théoriciens ont suggéré dans les années 1960 que de tels objets existeraient, mais le premier n'a été découvert qu'en 1995. On pensait à l'origine qu'ils n'émettaient pas d'ondes radio, mais en 2001, une découverte VLA d'un torchage radio dans l'un d'eux a révélé une forte activité magnétique.

Des observations ultérieures ont montré que certaines naines brunes ont de fortes aurores, similaires à celles observées dans les planètes géantes de notre propre système solaire. Les aurores observées sur Terre sont causées par l'interaction du champ magnétique de notre planète avec le vent solaire. Cependant, les naines brunes solitaires n'ont pas le vent solaire d'une étoile proche avec laquelle interagir. La cause des aurores chez les naines brunes n'est pas claire, mais les scientifiques pensent qu'une possibilité est une planète ou une lune en orbite interagissant avec le champ magnétique de la naine brune, comme ce qui se passe entre Jupiter et sa lune Io.

L'objet étrange de la dernière étude, appelé SIMP J01365663+0933473, a un champ magnétique plus de 200 fois plus fort que celui de Jupiter. L'objet a été initialement détecté en 2016 comme l'une des cinq naines brunes que les scientifiques ont étudiées avec le VLA pour acquérir de nouvelles connaissances sur les champs magnétiques et les mécanismes par lesquels certains des objets les plus froids peuvent produire de fortes émissions radio. Les masses des naines brunes sont notoirement difficiles à mesurer, et à l'époque, on pensait que l'objet était une naine brune ancienne et beaucoup plus massive.

L'année dernière, une équipe indépendante de scientifiques a découvert que SIMP J01365663+0933473 faisait partie d'un très jeune groupe d'étoiles. Son jeune âge signifiait qu'elle était en fait tellement moins massive qu'elle pourrait être une planète flottant librement - seulement 12,7 fois plus massive que Jupiter, avec un rayon 1,22 fois celui de Jupiter. À 200 millions d'années et à 20 années-lumière de la Terre, l'objet a une température de surface d'environ 825 degrés Celsius, soit plus de 1500 degrés Farenheit. Par comparaison, la température de surface du Soleil est d'environ 5 500 degrés Celsius.

La différence entre une planète géante gazeuse et une naine brune reste vivement débattue parmi les astronomes, mais une règle empirique que les astronomes utilisent est la masse en dessous de laquelle la fusion du deutérium cesse, connue sous le nom de "limite de combustion du deutérium", autour de 13 masses de Jupiter.

Simultanément, l'équipe de Caltech qui avait initialement détecté son émission radio en 2016 l'avait à nouveau observée dans une nouvelle étude à des fréquences radio encore plus élevées et a confirmé que son champ magnétique était encore plus fort que celui mesuré initialement.

"Quand il a été annoncé que SIMP J01365663+0933473 avait une masse proche de la limite de combustion du deutérium, je venais de terminer l'analyse de ses dernières données VLA", a déclaré Kao.

Les observations VLA ont fourni à la fois la première détection radio et la première mesure du champ magnétique d'un éventuel objet de masse planétaire au-delà de notre système solaire.

Un champ magnétique aussi fort "présente d'énormes défis à notre compréhension du mécanisme de dynamo qui produit les champs magnétiques dans les naines brunes et les exoplanètes et aide à conduire les aurores que nous voyons", a déclaré Gregg Hallinan, de Caltech.

"Cet objet particulier est passionnant parce que l'étude de ses mécanismes de dynamo magnétique peut nous donner de nouvelles informations sur la façon dont le même type de mécanismes peut fonctionner dans les planètes extrasolaires - des planètes au-delà de notre système solaire. Nous pensons que ces mécanismes peuvent fonctionner non seulement dans les naines brunes, mais aussi dans les planètes géantes gazeuses et terrestres », a déclaré Kao.

"Détecter SIMP J01365663+0933473 avec le VLA via son émission radio aurorale signifie également que nous pourrions avoir une nouvelle façon de détecter les exoplanètes, y compris les insaisissables voyous qui n'orbitent pas autour d'une étoile parente", a déclaré Hallinan.

Kao et Hallinan ont travaillé avec J. Sebastian Pineda qui était également un étudiant diplômé à Caltech et est maintenant à l'Université du Colorado Boulder, David Stevenson de Caltech et Adam Burgasser de l'Université de Californie à San Diego. Ils rapportent leurs conclusions dans le Journal d'astrophysique.

L'Observatoire national de radioastronomie est une installation de la National Science Foundation, exploitée en vertu d'un accord de coopération par Associated Universities, Inc.

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La gamme des masses stellaires

Quelle peut être la masse d'une étoile ? Les étoiles plus massives que le Soleil sont rares. Aucune des étoiles à moins de 30 années-lumière du Soleil n'a une masse supérieure à quatre fois celle du Soleil. Des recherches à de grandes distances du Soleil ont conduit à la découverte de quelques étoiles avec des masses jusqu'à environ 100 fois celles du Soleil, et une poignée d'étoiles (quelques-unes sur plusieurs milliards) peuvent avoir des masses aussi grandes que 250 masses solaires. . Cependant, la plupart des étoiles ont une masse inférieure à celle du Soleil.

Selon les calculs théoriques, la plus petite masse qu'une vraie étoile puisse avoir est d'environ 1/12 de celle du Soleil. Par une étoile &ldquotrue&rdquo, les astronomes entendent une étoile qui devient suffisamment chaude pour fusionner des protons pour former de l'hélium (comme discuté dans The Sun: A Nuclear Powerhouse). Les objets dont la masse est comprise entre environ 1/100 et 1/12 de celle du Soleil peuvent produire de l'énergie pendant une brève période au moyen de réactions nucléaires impliquant du deutérium, mais ils ne deviennent pas assez chauds pour fusionner des protons. Ces objets ont une masse intermédiaire entre les étoiles et les planètes et ont reçu le nom marron nains (Figure (PageIndex<5>)). Les naines brunes ont un rayon similaire à celui de Jupiter mais ont des masses d'environ 13 à 80 fois plus grandes que la masse de Jupiter. 2

Figure (PageIndex<5>) Naines brunes dans Orion.

Ces images, prises avec le télescope spatial Hubble, montrent la région entourant l'amas d'étoiles Trapezium à l'intérieur de la région de formation d'étoiles appelée la nébuleuse d'Orion. (a) Aucune naine brune n'est visible dans l'image en lumière visible, à la fois parce qu'elles émettent très peu de lumière dans le visible et parce qu'elles sont cachées dans les nuages ​​de poussière de cette région. (b) Cette image a été prise en lumière infrarouge, qui peut se frayer un chemin jusqu'à nous à travers la poussière. Les objets les plus faibles de cette image sont des naines brunes avec des masses comprises entre 13 et 80 fois la masse de Jupiter. (crédit a : NASA, CR O&rsquoDell et SK Wong (Rice University) crédit b : NASA KL Luhman (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) et G. Schneider, E. Young, G. Rieke, A. Cotera, H. Chen, M. Rieke, R. Thompson (Observatoire des délégués syndicaux))

Les objets encore plus petits avec des masses inférieures à environ 1/100 de la masse du Soleil (ou 10 masses de Jupiter) sont appelés planètes. Ils peuvent émettre de l'énergie produite par les éléments radioactifs qu'ils contiennent, et ils peuvent également émettre de la chaleur générée en se comprimant lentement sous leur propre poids (un processus appelé contraction gravitationnelle). Cependant, leurs intérieurs n'atteindront jamais des températures suffisamment élevées pour qu'une réaction nucléaire ait lieu. Jupiter, dont la masse est d'environ 1/1000 de la masse du Soleil, est incontestablement une planète, par exemple. Jusqu'aux années 1990, nous ne pouvions détecter les planètes que dans notre propre système solaire, mais maintenant nous en avons également des milliers ailleurs. (Nous discuterons de ces observations passionnantes dans La naissance des étoiles et la découverte des planètes en dehors du système solaire.)


5 réflexions sur &ldquo Est-ce la plus ancienne naine brune connue ? &rdquo

Nous allons mesurer le rayon de HD 19467 A directement par interférométrie ce qui devrait imposer une contrainte très forte sur l'âge du système.

Wow, vraiment étonnant que de tels objets anciens puissent être observés. Il serait intéressant de savoir si l'on pouvait déduire un quelconque changement des lois de la physique pendant cette période en examinant de près la naine brune (au sens de Smolin).

Crepp et al. présenter 2 âges différents et adopter le plus jeune. Je ne comprends donc pas bien comment l'article peut être cité comme présentant un objet dont l'âge est soit bien défini, soit ancien.

"Les BD flottant librement n'ont ni masse ni âge mesurés indépendamment" : toutes les naines brunes ne sont pas célibataires et flottant librement. Certaines naines brunes connues sont en binaires (avec des étoiles ou autres BD) et ont donc des masses et des âges.

Salut Kevin. Je suis d'accord que ce n'est pas très pauvre en métal. Mon argument n'est pas que " pauvre en métal implique vieux ", c'est que puisqu'il est à la fois légèrement pauvre en métal ET au-dessus de la MS, il doit être légèrement évolué, et donc vieux.

L'âge de l'article de 4,3 Gyr est basé sur l'activité / la gyrochronologie, mais il est clair que cet âge ne peut pas être correct car il se situe sur le CMD (comme le dit l'article). Les ajustements isochrones ne convergent pas, mais la meilleure estimation est 9+/-1 Gyr.

Je pense que cet âge, si nous pouvons le déterminer, est intéressant car nous aurons de petites barres d'erreur dessus avec une masse. Les disques durs flottants n'ont ni masses ni âges mesurés indépendamment, ils ne peuvent donc pas vraiment servir de référence, même si nous avons de très bonnes raisons de soupçonner qu'il s'agit d'objets à halo/disque épais, et donc très probablement plus anciens.

[Fe/H]=-0,15 n'est que légèrement pauvre en métal. Voir la figure 9 de Nordstrom 2004.

« L'étoile a probablement 8 à 10 milliards d'années » : mais ce n'est pas l'âge adopté dans l'article en question. Il a plutôt adopté 4,3 Gyr.

Il existe un certain nombre de naines brunes connues qui sont beaucoup plus pauvres en métal que cet objet, à la fois compagnons d'étoiles à métallicités mesurées et sous-naines flottant librement. Cet objet n'est pas spécialement intéressant du point de vue des naines brunes anciennes/pauvres en métal.

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525 Laboratoire Davey
Département d'Astronomie et d'Astrophysique
L'université d'État de Pennsylvanie
Parc universitaire, PA 16802


Naines brunes froides

Titre:Les luminosités des naines brunes les plus froides
Auteurs:
C. G. Tinney, Jacqueline K. Faherty, J. Davy Kirkpatrick, Mike Cushing, Caroline V. Morley et Edward L. Wright
Institution du premier auteur :
UNSW, Australie
Statut: Accepté à The Astrophysical Journal

Les nains Y sont un nouvel ajout (depuis 2011) tout en bas du système de classification stellaire. Le mnémonique de confiance "Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me" pourrait avoir besoin de quelques mots supplémentaires, car nous continuons à trouver des exemples d'objets de plus en plus cool, y compris les nains L, T et maintenant Y. Une naine brune est souvent considérée comme une étoile défaillante, elle pourrait fusionner du deutérium à un moment donné, mais n'est pas assez massive pour soutenir la fusion de l'hydrogène. Il existe également un débat en cours sur la ligne de démarcation entre une naine brune et une planète, car à la plus petite extrémité de leur distribution, ces objets ressemblent beaucoup plus à de grands Jupiter qu'à un petit soleil. Les naines Y ont des températures inférieures à 500K et des masses comprises entre seulement 5 et 30 masses de Jupiter. Du point de vue de la température, cela les place parfaitement entre les géantes gazeuses de notre propre système solaire, autour de 130K, et les planètes que nous trouvons par imagerie directe, à 1000-1500K. Comme vous pouvez l'imaginer, trouver ces gars peut être difficile, et nous commençons tout juste à comprendre leurs atmosphères compliquées. Heureusement, les naines brunes sont relativement nombreuses, il y en a donc suffisamment à proximité pour que nous puissions trier certaines réponses.

Figure 1. Diagramme de magnitude de type spectral –. Vous pouvez clairement voir dans ce graphique que certains objets attribués à un type spectral et à une magnitude absolue mesurée les placent bien en dehors de la tendance établie.

L'une des questions les plus fondamentales que nous posons à propos d'un objet en astronomie est la suivante : « Quelle est sa luminosité ? » Trouver des luminosités bolométriques précises dépend de la connaissance de la magnitude absolue, et donc d'une distance précise de ces objets. Pour les naines brunes, cela se trouve généralement par parallaxe trigonométrique, ce qui est toujours un défi. Les auteurs illustrent cela en soulignant qu'un objet à 25 pc ne se déplacera que de 40 millisecondes d'arc. C'est une distance incroyablement petite à mesurer avec précision, mais les techniques s'améliorent toujours. Les auteurs ont donc mené une recherche ciblée des mouvements de parallaxe des naines Y très faibles, afin d'obtenir des magnitudes absolues plus précises.

Ils tracent d'abord leurs résultats dans un diagramme type spectral-amplitude de la figure 1. Ils tracent les naines T pour comparaison au bord le plus lumineux et le plus chaud du diagramme, pour montrer comment les naines Y l'adaptent à la tendance plus large. Les auteurs soulignent que le type spectral (qui est attribué en examinant la forme du spectre d'un objet) peut être difficile à cerner pour ces objets et est généralement incertain au niveau du sous-type 0,5. Ainsi, un T9.5 pourrait en fait être un Y0. Mais même avec cette incertitude, il y a beaucoup de dispersion, avec de nombreux objets sur ce tracé tombant bien loin de la ligne médiane (en noir). Cela signifie qu'ils sont sensiblement plus brillants ou plus sombres que ce qui peut être expliqué par les incertitudes.

Figure 2. Diagramme couleur-magnitude. Les lignes représentent une variété de modèles atmosphériques avec différents types de nuages. Ceux-ci servent de prédictions pour l'endroit où les objets devraient tomber sur le tracé. La présence et le type de nuages ​​peuvent affecter la couleur observée de l'objet.

La même dispersion se retrouve sur la figure 2, un diagramme couleur-amplitude plus traditionnel. Une partie de la dispersion est due au fait que la modélisation précise de ces objets est extrêmement difficile. À ces basses températures, toutes sortes de caractéristiques moléculaires entrent en jeu, et la physique des nuages ​​et le transfert radiatif sont difficiles à calculer. Par conséquent, nous avons une gamme d'attentes quant à l'endroit où nous nous attendons à voir ces naines Y sur un diagramme couleur-amplitude, et même avec cette gamme, il y a des objets qui sont beaucoup trop brillants pour leur couleur. Les auteurs suggèrent qu'il pourrait s'agir de binaires non résolus, auquel cas l'imagerie optique adaptative pourrait résoudre le problème.

Une autre option pour les cibles manquant les lignes prédites est qu'elles sont nuageuses. Les bandes utilisées pour cette étude sont la bande proche infrarouge J, un filtre qui scrute profondément dans l'atmosphère, et la bande WISE W2, dont le flux est émis depuis les hautes altitudes. Les nuages ​​de sulfure et de sel se forment plus bas dans l'atmosphère, diminuant le flux de la bande J et rendant les objets plus rouges que leurs équivalents sans nuages, auquel cas ils se situeront au-dessus de la ligne de tendance prévue et apparaîtront trop brillants. D'un autre côté, les nuages ​​​​de glace d'eau se forment plus haut dans l'atmosphère et affectent plus fortement la bande W2, ils provoqueront donc des couleurs plus bleues et ces objets peuvent sembler trop sombres.

Bien sûr, à un moment donné, tout cela revient à la physique. Pourquoi voyons-nous une telle dispersion sur le diagramme couleur-amplitude entre des objets par ailleurs similaires ? Pourquoi un nain Y aurait-il des nuages ​​épais et un autre une atmosphère presque transparente ? La réponse réside probablement dans la variabilité des nuages. Nous avons des preuves que les naines L et T montrent une variabilité dans le temps, il ne serait donc pas trop surprenant de voir que la même naine Y pourrait errer autour de ce diagramme en tournant, nous montrant un côté nuageux un jour et un ciel clair le lendemain. Alors maintenant que nous savons où se trouvent au moins certains de ces nains Y, il est temps de les regarder très attentivement et de voir ce qu'ils peuvent nous dire sur leurs nuages.


La relation masse-luminosité

Maintenant que nous avons des mesures des caractéristiques de nombreux types différents d'étoiles, nous pouvons rechercher des relations entre les caractéristiques. Par exemple, on peut se demander si la masse et la luminosité d'une étoile sont liées. Il s'avère que pour la plupart des étoiles, ce sont : Les étoiles les plus massives sont généralement aussi les plus lumineuses. Cette relation, connue sous le nom de relation masse-luminosité, est représenté graphiquement sur la figure 6. Chaque point représente une étoile dont la masse et la luminosité sont toutes deux connues. La position horizontale sur le graphique montre la masse de l'étoile, donnée en unités de la masse du Soleil, et la position verticale montre sa luminosité en unités de la luminosité du Soleil.

Figure 6. Relation masse-luminosité : Les points tracés montrent les masses et les luminosités des étoiles. Les trois points situés en dessous de la séquence de points sont tous des étoiles naines blanches.

On peut aussi le dire en termes mathématiques.

C'est une assez bonne approximation de dire que la luminosité (exprimée en unités de luminosité du Soleil) varie comme la quatrième puissance de la masse (en unités de masse du Soleil). (Le symbole

signifie que les deux quantités sont proportionnelles.) Si deux étoiles diffèrent en masse par un facteur de 2, alors la plus massive sera 2 4 , ou environ 16 fois plus brillante si une étoile est 1/3 de la masse d'une autre, elle sera environ 81 fois moins lumineux.

Calcul de la masse à partir de la luminosité d'une étoile

La formule masse-luminosité peut être réécrite pour qu'une valeur de masse puisse être déterminée si la luminosité est connue.

Vérifiez votre apprentissage

Dans la section précédente, nous avons déterminé la somme des masses des deux étoiles dans le Sirius système binaire (Sirius et son faible compagnon) utilisant la troisième loi de Kepler à 3,2 masses solaires. En utilisant la relation masse-luminosité, calculez la masse de chaque étoile individuelle.

Remarquez à quel point cette relation masse-luminosité est bonne. La plupart des étoiles (voir Figure 6) tombent le long d'une ligne allant du coin inférieur gauche (faible masse, faible luminosité) du diagramme au coin supérieur droit (forte masse, forte luminosité). Environ 90% de toutes les étoiles obéissent à la relation masse-luminosité. Plus tard, nous explorerons pourquoi une telle relation existe et ce que nous pouvons apprendre des quelque 10 % d'étoiles qui y « désobéissent ».

Concepts clés et résumé

Les masses des étoiles peuvent être déterminées par l'analyse de l'orbite des étoiles binaires, deux étoiles qui orbitent autour d'un centre de masse commun. Dans les binaires visuels, les deux étoiles peuvent être vues séparément dans un télescope, alors que dans un binaire spectroscopique, seul le spectre révèle la présence de deux étoiles. Les masses stellaires vont d'environ 1/12 à plus de 100 fois la masse du Soleil (dans de rares cas, jusqu'à 250 fois la masse du Soleil). Les objets dont la masse est comprise entre 1/12 et 1/100 de celle du Soleil sont appelés naines brunes. Les objets dans lesquels aucune réaction nucléaire ne peut avoir lieu sont des planètes. Les étoiles les plus massives sont, dans la plupart des cas, aussi les plus lumineuses, et cette corrélation est connue sous le nom de relation masse-luminosité.


Une autre naine brune dans le système ? Une étude examine les propriétés de HD 206893

Variations HARPS RV de HD 206893 sur une période de 700 jours. Coin supérieur droit : Zoom sur les variations à court terme. Crédit : Grandjean et al., 2019.

Dans le but de contraindre l'orbite et la masse dynamique de la naine brune dans le système HD 206893, une équipe internationale d'astronomes a étudié l'étoile hôte et sa compagne en utilisant une combinaison de techniques d'observation. Les résultats de cette campagne d'observation suggèrent la présence d'un autre objet massif dans le système, très probablement une naine brune. Les résultats sont détaillés dans un article publié le 7 juin sur arXiv.org.

Les naines brunes sont des objets intermédiaires entre les planètes et les étoiles. Les astronomes s'accordent généralement à dire qu'il s'agit d'objets substellaires occupant la plage de masse entre 13 et 80 masses de Jupiter. Bien que de nombreuses naines brunes aient été détectées à ce jour, de tels objets existant en tant que compagnons d'autres étoiles sont une trouvaille rare.

L'un de ces rares compagnons naines brunes est HD 206893 B qui a été découvert il y a environ deux ans. Il orbite autour de HD 206893 – une jeune étoile voisine de type spectral F5V, située à quelque 133 années-lumière. The host, estimated to be around 250 million years old, has a mass of about 1.32 solar masses and an effective temperature of approximately 6,500 K.

Given that brown dwarf companions are usually located at a relatively large distances from parent stars, their dynamical masses are extremely difficult to measure. This is the case with HD 206893 B as previous studies have found that it is separated from its host by about 11 AU, while leaving huge uncertainties regarding mass estimates. Based on evolutionary models and photometric data, it was estimated that its mass must lie somewhere between 12 and 50 Jupiter masses.

In order to constrain the mass of HD 206893 B more precisely and to gain more insights about its orbit, a group of astronomers led by Antoine Grandjean of Université Grenoble Alpes in France investigated the system using radial velocity (RV) data, direct imaging and astrometry.

"High-contrast imaging enables the determination of orbital parameters for substellar companions (planets, brown dwarfs) from the observed relative astrometry and the estimation of model and age-dependent masses from their observed magnitudes or spectra. Combining astrometric positions with radial velocity gives direct constraints on the orbit and on the dynamical masses of companions," the authors of the paper explained.

According to the study, results of the observations show a significant radial velocity drift over a period of about 1.6 years. Assuming that HD 206893 B is the source of this drift, it should have a dynamical mass between 60 and 720 Jupiter masses. This is inconsistent with previous observations, so the astronomers excluded this possibility.

Searching for other explanations of this phenomenon, the researchers noted that it could be caused by some other object yet undetected that is closer to the host than HD 206893 B. "An additional inner body that would contribute significantly to the observed RV drift and the tangential velocity in RA is needed. Its orbital period should be larger than our time baseline of 1.6 yr (1.4 AU)," the paper reads.

The researchers added that in order to trigger such RV drift, the potential companion should have a mass of about 15 Jupiter masses (brown dwarf), and should be located at a distance between 1.4 and 2.6 AU from the parent star.

The researchers estimate HD 206893 B has an orbital period between 21 and 33 years, and orbital inclination in the range from 21 to 40 degrees. Moreover, they noted that its dynamical mass could be even as low as 10 Jupiter masses if the system's age is lower than 50 million years, which cannot be excluded.

Hence, more radial velocity observations and direct imaging of the system are needed to confirm the presence of the inner object and to further constrain the parameters of both companions.


Astronomers find 100 brown dwarfs in our neighborhood

Brown dwarfs are smallish objects sitting somewhere between stars and planets, making them notoriously hard to find. But a recent citizen science project aimed at finding the elusive Planet 9 has instead revealed a treasure trove of these oddities, right next door.

Brown dwarfs are weird. They’re too small to ignite nuclear fusion of hydrogen in their cores, so they can’t be stars. But they’re much bigger than planets and form more like stars do. Indeed, they’re big enough to (temporarily) fuse deuterium in their cores right after they’re born.

Since they represent such an important bridge between planets and stars – a cosmic “missing link”, if you will – astronomers are very curious about where they are, what masses they have, and how many exist in the universe.

Too bad they’re really hard to find. They’re small (less than a tenth the mass of the sun) and don’t generate heat on their own. Instead the only way they emit light is through the release of heat from their formation, making them incredibly, inscrutably dim. Needless to say, astronomers don’t know a lot about brown dwarfs.

The good news is that a citizen science project accidentally captured over a hundred of them in the solar neighborhood. The project, Backyard Worlds: Planet 9, is intended to enlist amateur astronomical sleuths in the hunt for the hypothetical ninth planet in the outer edges of the solar system.

The citizen scientists haven’t found that planet, but that doesn’t mean their work has been fruitless. After identifying the candidate brown dwarfs, follow-up observations with the W. M. Keck Observatory on Maunakea in Hawaii, NASA’s Spitzer Space Telescope, Mont Megantic Observatory, and Las Campanas Observatory studied them in more detail.

Those follow-ups revealed that some of the brown dwarfs are among the coolest known (explaining why we haven’t spotted them before). Some of them even have temperatures comparable to our own planet, despite being thousands of times more massive.


Voir la vidéo: Prix de thèse 2014 Sciences et technologie - Emeline BOLMONT (Juillet 2021).