Record de légèreté pour une étoile

IfA - Grâce aux yeux perçants d’un télescope Keck, basé à Hawaii, et du Télescope Hubble parqué sur orbite, les objets les plus légers extérieurs au Système Solaire ont été pesés. Il s’agit de naines brunes ne renfermant que 3 % de la masse du Soleil, ou encore une trentaine de fois celle de la planète Jupiter.

Les naines brunes sont comme qui dirait des étoiles ratées, c’est-à-dire des sphères gazeuses trop légères et par conséquent trop froides pour entamer la fusion de leur hydrogène en hélium. La plupart des astronomes considèrent volontiers les naines brunes comme des chaînons manquants entre les étoiles et les planètes. La seule idée de continuum entre ces deux catégories d’objets astrophysiques est pourtant illusoire et chimérique. Une étoile s’allume par contraction d’une masse gazeuse. Une planète apparaît par agglomération de particules solides en orbite autour d’une étoile en cours de formation. Etoiles et planètes se forment d’une manière intégralement différente, et les secondes ne sont des miettes restant de la constitution des premières. Il n’y a pas plus de chaînon manquant entre une étoile et une planète qu’entre un poussin et les morceaux de coquille de l’œuf dont il est sorti.

Les avortons stellaires sont les objets les plus blafards et les plus froids observés hors de notre système planétaire. Le premier a été découvert en 1995, et aucun ne dépasse sept centièmes du Soleil (ou soixante-dix Jupiters) en masse. Une naine brune émet typiquement trois cent mille fois moins de lumière que notre Soleil, et sa surface n’est pas beaucoup plus chaude qu’un simple four à pizza, avec 430 degrés. Le docteur Michael Ireland, de l’Université de Sydney, explique que « les astronomes ont mesuré la luminosité et la température d’un grand nombre de naines brunes. Cependant, la plus importante de toutes les propriétés est aussi la plus ardue à mesurer. Je parle de la masse. »

Mais par chance, ardu ne veut pas dire impossible. L’astuce consiste à observer un système binaire, où deux naines brunes sont liées entre elles par leur attraction gravitationnelle et en mouvement autour de leur centre de gravité commun. 15 % des centaines de naines brunes répertoriés à moins de cent années-lumière à la ronde sont en réalité des systèmes doubles. Les lois de Kepler nous apprennent alors qu’en connaissant la taille des orbites empruntées par les étoiles et le temps qu’elles prennent pour accomplir un cycle orbital, il est possible de calculer la masse totale de la paire de naines brunes. Si par un heureux hasard, les deux naines brunes paraissent très semblables d’aspect, on peut raisonnablement supposer qu’elles possèdent des masses très semblables. Il suffit donc de diviser la masse totale calculée par deux pour avoir une bonne idée de la masse de chaque membre du couple.

Cela peut sembler être un jeu d’enfant expliqué comme cela, mais Trent Dupuy, membre de l’équipe d’observateurs précise que ces opérations « sont des mesures très exigeantes, car les couples de naines brunes sont séparées par une distance minuscule sur le ciel, et tournent l’une autour de l’autre très lentement. Nous avons eu besoin des plus fines précisions auxquelles peuvent prétendre les télescopes actuels pour suivre distinctement leur mouvement. »

Keck II a ainsi utilisé la technique de l’optique adaptative, qui permet de gommer artificiellement les effets néfastes de la turbulence atmosphérique. La résolution atteinte par ce moyen descend au vingtième de seconde d’arc, ce qui autoriserait le discernement de détails larges de cent mètres à la surface de la Lune. Si vous étiez doté d’une telle acuité visuelle, vous pourriez très confortablement lire un journal… situé un kilomètre devant vous ! Capable d’une pareille prouesse, Keck II a situé chaque étoile sur le ciel aussi précisément qu’il aurait mis une fléchette dans le mille d’une cible placée sur un autre continent : condition sine qua non pour espérer discerner le plus menu mouvement.

Les observations portent sur deux paires de naines brunes, localisées dans les constellations de la Balance et du Bouvier, vers quarante-cinq et soixante années-lumière de nous. Les deux éléments de chaque paire sont espacés d’environ deux unités astronomiques ; les initiés savent que deux unités astronomiques correspondent à trois cent millions de kilomètres. Chacune boucle un tour complet de son orbite en dix ou quinze ans.

Le premier système, immatriculé 2MASS 1534-2952AB, comporte deux naines brunes à méthane, nommées ainsi pour la bonne et simple raison que du méthane y est détecté. Les naines brunes appartenant à cette sous-classe sont les plus froides de toutes. C’est la première fois que la masse de tels astres est déterminée. Au total, on obtient 6 % de la masse du Soleil, soit 3 % pour chaque naine.



Cette image de la naine brune double 2MASS 1534-2952AB a été saisie dans l’infrarouge. Il faudrait en aligner 1200 comme celle-ci pour égaler le diamètre apparent de la Lune. L’écart angulaire entre les deux composantes vaut ainsi un cinquième de seconde d’arc. Chacune d’entre elles est trente-trois fois plus légère que le Soleil et génère cent mille fois moins d’énergie. Ce sont enfin les plus froids de tous les objets célestes indépendants que nous avons jamais pesé. Crédit : Dr. Michael Liu (Institut d'Astronomie, Université de Hawaii).

Le second système, catalogué comme HD 130948BC, contient des naines brunes poussiéreuses, plus chaudes et plus lourdes que les précédentes. La masse totale de ce couple atteint 11 % de la masse solaire.



Egalement capturé dans le domaine infrarouge, ce cliché montre la paire de naines brunes HD 130948 B et C, elle-même en orbite autour de l’étoile HD 130948A, une jeune étoile de type solaire, immanquable dans le coin inférieur droit. La séparation angulaire des deux membres n’égale qu’un dixième de seconde d’arc. La largeur du cliché le rend cinq cents fois plus étroit que le diamètre de notre satellite naturel. Crédit : Trent Dupuy & Dr. Michael Liu (Institut d'Astronomie, Université de Hawaii).

Les observations sont là, et les modèles théoriques doivent s’y soumettre. Ces représentations de naines brunes construites par les astronomes leur servent à relier par le calcul leur masse, luminosité et température. Et des désaccords surgissent pour les exemplaires décrits ci-dessus : la température de 2MASS 1534-2952A et B est trop basse, compte tenu de la quantité de lumière qu’elle émet, et à l’inverse, HD 130948 B et C semblent trop chaudes, si l’on se réfère au même critère.

Le docteur Michael Liu, chef d’équipe, nous fait part de son analyse : « alors que les données observées et les prédictions calculées s’entendent dans les grandes lignes, quelque chose ne va manifestement pas dans les études théoriques des naines brunes, soit dans la prédiction de leur température, soit dans celle de la quantité d’énergie libérée… voire dans les deux à la fois. Cette découverte est sans doute un casse-tête pour les théoriciens, et nous avons l’intention de mesurer les masses de davantage de naines brunes, dans les années à venir, afin de mieux cerner le problème. »