Astronomie

Est-ce que BD dans ce secteur signifie naines brunes ou naines noires ?

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Celui du secteur en tant que BD/NS/BH. Et s'il vous plaît, expliquez pourquoi la naine brune/noire devrait être ici parmi les étoiles à neutrons et les trous noirs. Merci de votre aide.

Source : Beech, M. (2019). Présentation des étoiles. Cham : Springer Nature Suisse SA.


En regardant le diagramme dans son ensemble, la ligne du bas semble être le type d'objet vers lequel une étoile de cette catégorie évoluera. Ainsi, une grande étoile variable en raison de la perte de masse explosera dans un SN de type II et évoluera soit en un trou noir, soit en une étoile à neutrons (qui peut devenir variable comme un pulsar mais évolue finalement vers un NS non variable.

En regardant en bas à droite. Nous voyons des "variables d'échange de masse (c'est-à-dire des novae) et des novae naines telles que U Gem ou Z et évolueront finalement en l'un des trois types de restes stellaires: les naines noires, les étoiles à neutrons ou les trous noirs. Les naines noires sont l'étape finale de l'évolution de naines blanches.

Par conséquent, je suppose que BD signifie Black Dwarf.


Les naines brunes se forment comme des étoiles

[/légende]
Les naines brunes sont une sorte intéressante, et ne peuvent être classées que dans une sorte de périphérie cosmique entre les étoiles et les planètes : elles sont trop petites pour être appelées étoiles et trop grandes pour être appelées planètes. Et les astronomes ne savent pas si elles se forment comme des étoiles, à partir de l'effondrement gravitationnel de nuages ​​de gaz, ou si elles se forment comme des planètes, où la matière rocheuse se rassemble jusqu'à ce qu'elle devienne suffisamment massive pour attirer le gaz à proximité. Mais maintenant, des preuves solides ont été trouvées que les naines brunes ressemblent davantage à des étoiles. À l'aide du réseau submillimétrique (SMA) du Smithsonian, les astronomes ont détecté des molécules de monoxyde de carbone projetées vers l'extérieur à partir d'une naine brune ISO-Oph 102. Ce type d'écoulement moléculaire est généralement observé en provenance de jeunes étoiles ou de protoétoiles. Cependant, cet objet a une masse estimée à 60 Jupiters, ce qui signifie qu'il est trop petit pour être une étoile, et a donc été classé comme naine brune. Mais cette nouvelle découverte signifie que les naines brunes ressemblent plus à des étoiles qu'à des planètes.

En règle générale, les naines brunes ont des masses comprises entre 15 et 75 Jupiters, et la masse minimale théorique d'une étoile pour maintenir la fusion nucléaire est de 75 fois Jupiter. En conséquence, les naines brunes sont parfois appelées étoiles ratées. Une étoile se forme lorsqu'un nuage de gaz interstellaire se rassemble par gravité, devenant de plus en plus dense et plus chaud jusqu'à ce que la fusion s'enflamme. Si le nuage de gaz initial tourne, cette rotation s'accélérera à mesure qu'il s'effondrera vers l'intérieur, un peu comme un patineur sur glace tirant ses bras vers l'intérieur. Afin de rassembler de la masse, la jeune protostar doit en quelque sorte perdre ce moment angulaire. Il le fait en crachant de la matière dans des directions opposées comme un écoulement bipolaire.
ISO-Oph 102 offre la première preuve solide en faveur de la formation de naines brunes par effondrement gravitationnel. Crédit : David A. Aguilar (CfA)
Une naine brune est moins massive qu'une étoile, il y a donc moins de gravité disponible pour la rassembler. En conséquence, les astronomes se sont demandé si une naine brune pouvait se former de la même manière qu'une étoile. Les observations précédentes ont fourni des indices qu'ils pouvaient. La découverte fortuite d'un écoulement moléculaire bipolaire à ISO-Oph 102 offre la première preuve solide en faveur de la formation de naines brunes par effondrement gravitationnel.

Comme on pouvait s'y attendre, l'écoulement contient beaucoup moins de masse que l'écoulement d'une étoile typique : environ 1000 fois moins, en fait. Le débit de sortie est également inférieur d'un facteur 100. À tous égards, le débit moléculaire d'ISO-Oph 102 est une version réduite du processus de sortie observé chez les jeunes étoiles.

"Ces résultats suggèrent que les naines brunes et les étoiles ne sont pas différentes car elles se sont formées de différentes manières", a déclaré Paul Ho, astronome au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics et directeur de l'ASIAA. “Ils partagent le même mécanisme de formation. Qu'un objet devienne une naine brune ou une étoile ne dépend apparemment que de la quantité de matériau disponible.”

L'article sur ISO-Oph 102 sera publié dans le numéro du 20 décembre de l'Astrophysical Journal Letters.


Est-ce que BD dans ce secteur signifie naines brunes ou naines noires ? - Astronomie

Jusqu'à assez récemment, notre connaissance des étoiles et des planètes était assez simple. Les étoiles brillaient, émettant de la lumière par des processus de fusion d'hydrogène, et les planètes étaient des objets sombres en orbite autour d'elles. C'était simplement du bon sens. Personne n'a passé trop de nuits blanches à s'inquiéter de ce qui se passerait lorsqu'un objet, subissant le processus d'accrétion de gaz pour former une étoile ou une planète, se retrouverait avec une masse quelque part entre les deux. Il existe une taille critique d'environ 80 masses de Jupiter où un tel corps peut soutenir la fusion d'hydrogène en raison des températures et des pressions générées par sa propre gravité (1). Alors une étoile est née. La formation des planètes est moins bien comprise et les découvertes émergentes de planètes extra-solaires mettent les astrophysiciens au défi de réviser leurs théories. Néanmoins, lorsqu'une planète se forme, jusqu'à plusieurs masses de Jupiter en taille, alors il ne reste plus qu'une planète. Au fur et à mesure que la masse augmente, les choses commencent à se compliquer.

Le concept de naines brunes a été bagué pendant un certain temps, bien qu'aucune donnée astronomique fiable n'ait été disponible jusqu'à tout récemment. Carl Sagan cite de manière énigmatique une description des années 1950 d'une naine brune dans son livre de 1995 "Point bleu pâle":

"Dans les années 1950, l'astronome Harlow Shapley de Harvard a suggéré que des naines brunes - il les appelait "étoiles lilliputiennes" - étaient habitées. Il a imaginé leurs surfaces aussi chaudes qu'un jour de juin à Cambridge, avec beaucoup d'espace. être des étoiles sur lesquelles les humains pourraient survivre et explorer." (2)

Ce qui rend cette citation étrange, c'est que la connaissance de Sagan sur la nature des naines brunes doit avoir été largement supérieure à cette vision naïve et datée des Shapley. Alors pourquoi l'utiliser alors qu'il était manifestement si trompeur ? Il n'a pas atténué cela en offrant un point de vue plus moderne sur la nature des étoiles ratées. J'ai posé cette question au Dr Mark Marley, un universitaire spécialisé dans l'étude des naines brunes, et voici sa réponse :

"J'ai recherché la citation dans le livre et je suis d'accord avec vous pour dire que ce n'est vraiment pas pertinent. Mais quand Sagan a écrit le livre, il n'y avait que des preuves indirectes de naines brunes. Aujourd'hui, nous savons qu'ils existent et savons qu'en effet ils ressemblent beaucoup à Jupiter. Lorsqu'il a écrit le livre, il était possible, bien que peu probable, que les naines brunes puissent ressembler un peu à la terre. Nous savons aujourd'hui que ce n'est pas le cas. Si j'avais écrit le livre, sachant ce que l'on savait à l'époque, je n'aurais pas inclus la citation. Notez que même si les naines brunes ne sont pas habitables, elles peuvent avoir des lunes qui pourraient être habitables." (3)

Tout à fait. Je dois préciser ici que Mark Marley n'approuve en aucun cas mon travail et qu'il me donnait juste quelques réponses utiles à mes questions concernant les naines brunes. Sa réponse inclut cependant cette déclaration inestimable selon laquelle la vie pourrait être possible sur les lunes d'une naine brune.

Le terme " naine brune " a été utilisé pour la première fois par Jill Tarter, de l'institut SETI, dans sa thèse de doctorat en 1975, afin de corriger l'utilisation du terme précédent " naine noire ". Comme elle le dit :


"L'utilisation du terme "naine noire" était inappropriée car elle avait déjà été utilisée pour décrire la phase finale d'une étoile complètement évoluée alors qu'elle se refroidissait à partir du stade de la naine blanche." (1)

Les naines brunes sont très difficiles à trouver. Ils « ne brillent que faiblement », émettant la plupart de leur rayonnement dans les bandes infrarouges. En effet, elles sont inférieures à la limite stellaire de masse solaire de 0,08 et ne parviennent pas à s'enflammer en tant qu'étoiles à part entière. Au lieu de cela, ils émettent un rayonnement provenant de l'énergie résiduelle de leur formation. Au cours de la vie d'une naine brune, plus elle est jeune, plus elle apparaît brillante. On a donc plus de chance de découvrir des naines brunes qui viennent de se former. En vieillissant, ils commencent à ressembler davantage à Jupiter, mais en beaucoup plus massif. En général, la luminosité d'une naine brune devrait être d'environ un cent millième de celle du Soleil (4). Ses caractéristiques spectrales sont différentes de celles des étoiles très froides, montrant exceptionnellement une raie d'absorption de l'élément de courte durée de vie, le lithium. .

Contrairement à la description suggérée par son nom, les naines brunes apparaissent rouges, très rouges. Une naine brune a été découverte dans le voisinage solaire par Maria Theresa Ruiz de l'Observatoire européen austral en 1997, une découverte qui offre le potentiel pour une bien meilleure étude de ces objets insaisissables. Elle l'a appelé KELU-1, le terme pour ‘red’ dans la langue de la population indigène du centre du Chili.

Bien qu'il se trouve à une distance de 33 années-lumière, sa magnitude visuelle est de 22,3, ce qui est le genre de luminosité projetée pour la naine brune proposée par Murray dans le nuage d'Oort. Cela crée un précédent pour sa découverte. (5)

La naine brune la plus connue, et celle que nous pouvons réellement observer à travers un télescope de 60 pouces lié à la Terre, est Gliese 229B, découverte en 1995. Celle-ci est dans un système binaire avec la naine rouge de faible masse Gliese 229A, à une distance de seulement 19 années-lumière du Soleil.

La séparation entre la naine brune et son étoile compagne est à peu près la même que celle entre le Soleil et Pluton. Sa luminosité est d'environ un dixième de celle de l'étoile la plus faible. Son spectre contient de grandes quantités de méthane et de vapeur d'eau. Le méthane ne pourrait pas exister si la température de surface était supérieure à 1500K.

Les astronomes considèrent que sa température est d'environ 900K (contre 130K pour Jupiter), sa masse entre 20 et 55 Jupiters et l'âge du système binaire entre 1 et 5 milliards d'années. Il a une couche de brume brumeuse profondément dans son atmosphère, ce qui le rend essentiellement "beaucoup plus faible en lumière visible qu'il ne le serait autrement".

Il est possible que la lumière ultraviolette de son étoile compagne modifie ses propriétés atmosphériques par rapport à celles d'une naine brune isolée, telle que KELU-1. (1) L'image ci-dessus montre 3 naines brunes comparées à Jupiter, le Soleil et la naine rouge Gliese A (6). Notez les températures beaucoup plus élevées de ces naines brunes par rapport à Jupiter.

Ainsi, les naines brunes émettent de la lumière visible, bien que faiblement, mais sont suffisamment froides pour conserver une planète comme l'atmosphère ! Les étoiles et les planètes ne semblent plus être des entités entièrement différentes. Imaginez vivre sur une lune d'une naine brune : l'étoile noire émettrait de la lumière rouge et de la chaleur, mais elle ressemblerait à Jupiter en termes de taille et de consistance atmosphérique. Un peu comme Jupiter en feu, peut-être ! Votre lune ne serait pas seulement réchauffée par l'infrarouge intense émis par la naine brune, mais aussi par ses effets de marée (comme Io et Europe sont réchauffés par Jupiter par ailleurs froid) et par sa lumière rouge ambiante.

Si votre lune était terrestre, c'est-à-dire avait des océans aqueux et une atmosphère riche en azote, l'émergence de la vie ne serait-elle pas tout à fait possible ? Mark Marley semble le penser. Sans le dangereux rayonnement ultraviolet et les rayons cosmiques émis par le Soleil, on pourrait affirmer que ce type d'environnement est en fait préférable à l'environnement sur Terre !

Le 11 juillet, Reuters a annoncé la découverte surprenante d'une "éruption solaire" émise par une naine brune proche, connue sous le nom de LP 944-20. Ces nouvelles découvertes semblent étayer l'affirmation selon laquelle les naines brunes peuvent agir comme des étoiles ainsi que des planètes, bien qu'à un niveau de magnitude différent de celui de notre Soleil. Notez que la naine brune en question est cependant assez importante et devrait ressembler davantage à une étoile qu'une naine qui ne fait que quelques fois la taille de Jupiter. Néanmoins, ce type d'activité est clairement évident sur une étoile défaillante qui est incapable de soutenir sa propre fusion nucléaire :

"Une célèbre étoile ratée connue sous le nom de naine brune a envoyé une surprenante éruption de rayons X, étonnant les scientifiques qui n'attendaient rien de plus que quelques scintillements, ont déclaré mardi des chercheurs américains. La naine en question, connue sous le nom de LP 944-20, est l'une des plus connues et des plus étudiées par les astronomes car elle n'est qu'à 16 années-lumière de la Terre. C'est assez proche en termes cosmiques, mais parce que les naines brunes sont si faibles, elles sont visibles de la Terre - avec un télescope - seulement comme un petit point de lumière. Cependant, les scientifiques peuvent en apprendre davantage sur ces objets sombres en observant les rayons X qu'ils émettent. Cette naine brune a une masse environ 60 fois la masse de Jupiter mais seulement 6 pour cent de la masse du Soleil, la mettant sous le seuil de masse qui pourrait en faire une véritable star.

En utilisant l'observatoire Chandra X-Ray en orbite de la NASA, les astronomes ont observé LP 944-20 sur une période de 12 heures en décembre dernier. Pendant les neuf premières heures, ils n'ont vu aucun rayon X, puis ont détecté une éruption dramatique avant qu'elle ne disparaisse au cours des deux heures suivantes. L'éruption était comparable à une petite éruption solaire, mais un milliard de fois supérieure aux éruptions de rayons X détectées émanant de Jupiter, a déclaré la National Aeronautics and Space Administration dans un communiqué.

Lars Bildsten de l'Université de Californie à Santa Barbara, a déclaré que l'éruption est probablement liée à des champs magnétiques enchevêtrés sous la surface de la naine brune, qui semblent être capables de générer des rayons X.

Les naines brunes "semblent vivre une vie plus excitante que nous ne le pensions", a déclaré Bildsten lors d'un entretien téléphonique. « Ils sont trop gros pour être des planètes et deux petits pour être des étoiles, mais il semble que si vous en regardez un, il y a des événements très actifs. il y a de l'action en cours.'' L'éruption de rayons X que les scientifiques ont vue était bien au-delà de ce à quoi les scientifiques s'attendaient, a déclaré Bildsten dans un communiqué: `` C'était comme si nous recherchions une ampoule faible et que nous trouvions à la place un éclair lumineux de lumière.'' (7)

Cette preuve est conforme à mes propositions sur l'étoile noire Nibiru, et semble faire basculer l'argument sur les naines brunes de l'identité « planète » vers l'identité « étoile » 8217. Les passages de l'Enuma Elish qui décrivent Nibiru comme ayant un ‘halo’, etc., cadrent bien avec cette preuve d'éruption solaire. Les naines brunes, bien que faibles, émettent clairement de la lumière dans une certaine mesure.

Les astronomes recherchent activement des naines brunes dans la position du ciel qui, selon la théorie de l'étoile noire, contient le Nibiru caché. En octobre 2001, des astronomes européens ont localisé un champ de jeunes naines brunes à Ophiuchus, la constellation dans laquelle Nibiru se déplacerait lentement après avoir atteint sa destination d'aphélie à Aquila (cela s'est produit au 19ème siècle):

"Au milieu de nuages ​​spatiaux remplis de bébés étoiles, les astronomes ont détecté 30 naines brunes difficiles à repérer, des étoiles ratées qui émettent très peu de rayonnement. Les nuages ​​poussiéreux se trouvent près de l'étoile rho Ophiuchi, située à 540 années-lumière dans la constellation d'Ophiucus Plus de 100 étoiles nouveau-nées sont nichées dans ces nuages ​​- grandes, brillantes et évidentes. Mais en utilisant l'Observatoire spatial infrarouge (ISO) de l'Agence spatiale européenne, les astronomes ont également détecté les faibles signatures thermiques des naines brunes. " (8)

Les astronomes disent qu'ils reviendront dans ce champ d'étoiles pour observer de plus près ces naines brunes. Compte tenu de la signature stellaire unique de ces entités célestes, on se demande si elles peuvent tomber par inadvertance sur une naine brune de la taille d'une planète qui se trouve beaucoup, beaucoup plus près que ces spécimens lointains.

Étoile en orbite imagée naine brune

Pour la toute première fois, un objet en orbite autour d'une autre étoile a été photographié, bien qu'il se trouve dans l'éclat intense du soleil parent. La naine brune est «plus de 12 fois la masse de toutes les planètes du système solaire» et orbite autour de l'étoile 15Sge à une distance de 14 unités astronomiques, ce qui équivaut à une orbite qui se situerait entre Saturne et Uranus dans notre propre système .

"Cette découverte implique que les compagnons naines brunes des étoiles moyennes semblables au soleil existent à une distance comparable à la distance entre le soleil et les planètes extérieures de notre système solaire", a déclaré l'astronome de l'Université d'Hawaï, Michael Liu. (9)

Les recherches de planètes en orbite autour d'autres étoiles n'avaient jusqu'à présent pas révélé de naines brunes, probablement parce que la plage de rayon orbital recherchée était limitée à 4 UA. Cette nouvelle découverte est l'équivalent d'une planète du « système stellaire externe », plutôt que des mondes du « système stellaire interne » précédemment découverts. La taille même de la naine brune en orbite autour de 15Sge remet en question notre connaissance de la formation des planètes extérieures :

"Ce compagnon est probablement trop massif pour s'être formé de la façon dont nous pensons que les planètes le font, à savoir à partir d'un disque circumstellaire de gaz et de poussière lorsque l'étoile était jeune", a déclaré Liu dans un communiqué. "Cette découverte suggère qu'une diversité de processus agissent pour peupler les régions externes d'autres systèmes." (9)

Ce qui est plus excitant dans cette découverte, c'est le potentiel pour cette naine brune d'être imagée plus précisément au fil du temps. La décharge coronale émise par cette étoile noire interagit-elle avec le vent stellaire s'éloignant de 15Sge ? Si la naine brune a une apparence anormale, alors nous devrions pouvoir la comparer avec mon modèle théorique pour l'apparition de Nibiru à une distance similaire du Soleil.

Planètes autour des naines brunes

La confirmation scientifique que des planètes pourraient se former autour des naines brunes interstellaires, d'une manière similaire à celles qui se forment autour des étoiles régulières, a émergé en 2001. Des disques d'accrétion ont été détectés autour de ces étoiles défaillantes, dont certaines étaient aussi petites que 10 masses de Jupiter. Cela a conduit à la spéculation que certaines naines brunes flottantes pourraient abriter des planètes. Certains d'entre eux pourraient-ils soutenir la vie?

Charles J. Lada, astrophysicien au Smithsonian Astrophysical Observatory, ne le pense pas. Une planète à la distance de la Terre autour d'une naine brune serait gelée en raison de la plus faible production de lumière et de chaleur de l'étoile défaillante par rapport à notre Soleil, souligne-t-il. Mais et si les planètes en orbite étaient plutôt à la distance des lunes de Jupiter ? Ne tomberaient-ils pas alors dans la « zone habitable » beaucoup plus proche d'une naine brune ? C'était une question qui n'a pas été abordée lors de l'éloignement désormais familier des recherches «sérieuses» de l'E.T. question. Pourtant, la spéculation scientifique des astrophysiciens du Smithsonian est allée bien plus loin que le scepticisme prudent habituel :

"En ce qui concerne les naines brunes voisines, les naines brunes flottantes les plus proches découvertes jusqu'à présent (dans une étude distincte) se trouvent à environ 13 années-lumière de la Terre, et les chercheurs s'attendent à trouver des naines brunes beaucoup plus proches à l'avenir, peut-être à moins d'une année-lumière de notre système solaire. Si les naines brunes existent en fait si près de notre système solaire, il va de soi qu'elles pourraient également abriter des planètes. Pour l'instant, l'objet candidat le plus proche pour abriter des planètes était Alpha Centauri, qui se trouve à 4,3 années-lumière. La découverte de naines brunes offre un mécanisme pour générer une planète juste à l'extérieur de notre système solaire." (10)

Certains scientifiques semblent s'éveiller aux possibilités.Mais nous pouvons en fait aller beaucoup plus loin que cela. Au cours de la vie du système solaire, les étoiles et les naines brunes interstellaires aurait ont traversé le système solaire, comme Jack Hills l'a calculé en 1981 (11). L'un d'eux peut bien avoir été capturé, par le mécanisme de Hills décrit en 1985 (12). Peut-être celui qui a reçu il y a longtemps le nom de « Nibiru/Marduk ».

Un peu plus bas dans cette page, nous lirons l'observation directe faite en 2005 d'un petit disque proto-planétaire d'une naine brune, offrant des preuves convaincantes que ces étoiles défaillantes viennent avec leurs propres systèmes planétaires.

Image de naine brune en orbite

Les naines brunes n'ont pas été trouvées en orbite autour d'étoiles «standard» à une distance de 5 UA, mais les astronomes ont étrangement photographié l'un de ces objets célestes en orbite autour d'une étoile de faible masse appelée LHS 2397a. Les théories actuelles disent que les naines brunes sont probablement des objets errants éjectés des systèmes stellaires au début de leur développement, mais cette découverte indique que cela pourrait nécessiter une révision. Pourquoi on en a trouvé en orbite autour d'une étoile à perte de masse alors qu'elles sont remarquables par leur absence autour d'étoiles semblables au Soleil est une énigme. Mais ce développement inattendu a donné aux astronomes une occasion unique de photographier la compagne naine brune. Car la faible luminosité de LHS 2397a permet de séparer la faible lumière de la naine brune, comme le montre cette image remarquable. Ce qui est plus excitant, c'est que la séparation de cette naine brune de l'étoile de faible masse n'est que de 3 UA.

Le commentaire qui a été transmis sur cette découverte fournit également une lecture intéressante.

"Nous constatons que les compagnons des étoiles de faible masse ne sont généralement qu'à 4 UA de leurs étoiles primaires, c'est étonnamment proche les uns des autres", a déclaré Nick Siegler, un étudiant diplômé de l'Université d'Arizona. "Les binaires plus massifs ont des séparations typiques plus proches de 30 UA, et de nombreux binaires sont beaucoup plus larges que cela." Les nouvelles observations de Gemini, a déclaré Close, "implique fortement que les étoiles de faible masse n'ont pas de compagnons éloignés de leurs primaires".

Des résultats similaires avaient déjà été trouvés par une équipe dirigée par le Dr Eduardo L. Martin de l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï dans une étude de 34 étoiles de très faible masse et naines brunes dans l'amas des Pléiades réalisée avec le télescope spatial Hubble. Ensemble, ces deux enquêtes démontrent clairement qu'il existe une pénurie intrigante de naines brunes à des séparations supérieures à 20 UA à partir d'étoiles de très faible masse et d'autres naines brunes" (13)

Les modèles météorologiques pourraient expliquer

Luminosité anormale des naines brunes

Les experts naines brunes ont essayé d'expliquer pourquoi beaucoup de ces objets sont plus brillants qu'ils ne devraient l'être en théorie. Le bon sens dicterait qu'au fur et à mesure que les naines brunes se refroidissent au fil du temps, depuis leurs débuts ardents initiaux, leur luminosité relative devrait également diminuer en conséquence. Apparemment non. En utilisant des modèles météorologiques dérivés du propre système atmosphérique de Jupiter et en les appliquant aux naines brunes, un modèle a émergé qui pourrait expliquer l'anomalie :

"Pas assez massives pour soutenir la combustion de l'hydrogène, comme les étoiles, les naines brunes passent par des étapes de refroidissement que les scientifiques observent avec des télescopes infrarouges à détection d'énergie. Ils apparaissent sous la forme d'une faible lueur, comme une braise d'un feu qui dégage à la fois de la chaleur et de l'énergie lumineuse en diminuant. Les astronomes s'attendaient à ce que les naines brunes, comme la plupart des objets de l'univers, deviennent de plus en plus faibles à mesure qu'elles refroidissent. Cependant, de nouvelles observations ont montré que pendant une phase relativement courte, les naines brunes semblent devenir plus brillantes en refroidissant. L'explication réside dans les nuages. Au moins 25 000 fois plus faibles que le soleil, les naines brunes sont toujours incroyablement chaudes, avec des températures pouvant atteindre 3 140 degrés Fahrenheit (2 000 degrés Kelvin). À des températures aussi élevées, des substances telles que le fer et le sable sont sous forme gazeuse. Au fur et à mesure que les naines brunes se refroidissent, ces gaz se condensent dans l'atmosphère en gouttelettes liquides pour former des nuages, semblables aux nuages ​​d'eau sur Terre.

Au fur et à mesure que la naine brune se refroidit davantage, les conditions météorologiques atmosphériques provoquent un éclaircissement rapide des nuages ​​alors que les nuages ​​sont emportés par les tempêtes, la lumière infrarouge brillante de l'atmosphère plus chaude sous les nuages ​​s'échappe, ce qui explique l'éclaircissement inhabituel des naines brunes.

"Le modèle développé par le groupe correspond pour la première fois aux caractéristiques d'une très large gamme de naines brunes, mais seulement si l'effacement des nuages ​​est pris en compte", a déclaré Burgasser. "Alors que de nombreux groupes ont laissé entendre que les structures nuageuses et les phénomènes météorologiques devraient être présents, nous pensons avoir en fait montré que le temps est présent et peut être assez dramatique." (14)

J'ai souvent comparé l'apparence de Nibiru à une planète qui couve comme des braises. Compte tenu de la description vivante citée ci-dessus, il me semble justifié de faire cette remarque. Même si Nibiru est très vieux, et donc un bon exemple de naine brune, je pense que cette recherche est utile. Après tout, si Nibiru pénètre dans le système solaire pendant le périhélie, le réchauffement qu'il subira en conséquence pourrait facilement déclencher d'immenses tempêtes dans son atmosphère, et le modèle ci-dessus pourrait nous permettre de prédire comment cela pourrait conduire à une augmentation des émissions de Nibiru de lumière et chaleur. La planète Nibiru au périhélie apparaîtrait comme une braise rallumée, apparemment à cause de sa couverture nuageuse qui se dissipe !

Si le Soleil a effectivement un compagnon solaire massif qui se situe à la frontière entre une planète massive et une petite naine brune, alors comment cela apparaîtrait-il aux observateurs lorsqu'il entrera dans le système solaire au périhélie ? La réponse à cette question dépend beaucoup de l'âge de la naine brune, mais il est souvent affirmé qu'une vieille naine serait essentiellement éteinte. Donc, si Nibiru, qui a à peu près le même âge que le Soleil (étant donné qu'il est entré dans le système solaire seulement un demi-milliard d'années après sa création et est donc probablement issu de la même pépinière stellaire), est une petite naine brune, cela devrait être comme Jupiter . Ainsi va l'argument.

Bien sûr, nous ne le savons pas avec certitude, car les vieilles petites naines brunes n'ont pas encore été détectées, étant trop faiblement capturées par nos télescopes actuels. Mais il y a des indications que nous sous-estimons la production d'énergie potentielle des naines brunes qui ne sont guère plus que des Jupiters massifs. La capture récente de l'activité des rayons X du petit nain bornw TWA 5B par le télescope Chandra en est un exemple :

"Une observation de Chandra a révélé des rayons X produits par TWA 5B, une naine brune en orbite autour d'un jeune système stellaire binaire connu sous le nom de TWA 5A. Le système stellaire est à 180 années-lumière de la Terre et fait partie d'un groupe d'environ une douzaine de jeunes étoiles dans la constellation de l'Hydre.La naine brune orbite autour du système stellaire binaire à une distance d'environ 2,75 fois celle de l'orbite de Pluton autour du Soleil.

"Les jeunes naines brunes, comme les jeunes étoiles, ont des intérieurs turbulents. Combiné à une rotation rapide, ce mouvement turbulent peut conduire à un champ magnétique enchevêtré qui peut chauffer leurs hautes atmosphères, ou couronnes, à quelques millions de degrés Celsius. Les rayons X de TWA 5A et TWA 5B proviennent de leurs couronnes chaudes.

TWA 5B est estimé à seulement entre 15 et 40 fois la masse de Jupiter, ce qui en fait l'une des naines brunes les moins massives connues. Sa masse est plutôt proche de la limite (environ 12 masses de Jupiter) entre les planètes et les naines brunes, donc ces résultats pourraient avoir des implications pour la détection possible aux rayons X de planètes très massives autour des étoiles" (15)

Le fait que l'émission provienne de la couronne chaude de la naine brune est également très intéressant, car la forme de la couronne pourrait être soumise au vent stellaire de l'étoile principale. Dans le cas de Nibiru, cela pourrait conduire à une queue de feu cométaire sous la forme d'une magnétosphère planétaire qui s'éloigne du Soleil à l'approche du périhélie. D'où l'effet Phénix. L'image de Chandra montre-t-elle un tel effet ? Malheureusement, la résolution et l'éblouissement général sont un problème majeur pour répondre à une telle question. Mais ces informations sont néanmoins encourageantes.

""Cette naine brune est aussi brillante que le Soleil aujourd'hui en rayons X, alors qu'elle est cinquante fois moins massive que le Soleil", a déclaré Tsuboi. "Cette observation soulève donc la possibilité que même des planètes massives puissent émettre du X- rayons par eux-mêmes pendant leur jeunesse!" Cette recherche sur TWA 5B fournit également un lien entre un état de rayons X actif chez les jeunes naines brunes (environ 1 million d'années) et une période plus tardive et plus calme des naines brunes lorsqu'elles atteignent l'âge de 500 millions à un milliard d'années." (16)

Ce sont certainement des moments intéressants.

Depuis quelque temps, je travaille en étroite collaboration avec un chercheur appelé Rajasun. Bien qu'il ne soit pas un astronome universitaire, son intérêt à long terme pour l'idée que notre système solaire soit un « binaire » l'a propulsé tête baissée dans l'étude de l'astrophysique. Récemment, il a écrit à l'un des plus grands experts des naines brunes, J.D. Kirkpatrick, et lui a demandé, entre autres, si une vieille petite naine brune était encore capable de « brûler ». Il semble maintenant que si, par exemple, Nibiru était une petite naine brune d'un âge similaire à notre Soleil, alors on pourrait toujours s'attendre à un torchage "en raison de la gravité de surface intense qui affecte par conséquent l'activité magnétique sur la naine brune" (mots de Raja) .

Raja : « Est-ce que l'incidence/fréquence des éruptions de rayons X est directement liée à l'âge et au Teff d'un BD ? [naine brune]? Existe-t-il une relation entre la réduction de l'activité de torchage des rayons X et l'augmentation des torches radio sur les BD (c'est-à-dire la diminution de la torche des rayons X entraînant une augmentation de l'incidence des torches radio) ? »

J.D.K. "C'est précisément ce que nous avons essayé de déterminer, mais la communauté des naines brunes n'a pas eu beaucoup de temps pour enquêter sur ces problèmes à l'aide de télescopes comme Chandra et XMM. Gardez à l'esprit cette partie de notre l'incapacité de répondre à cette question vient du fait que les naines brunes, même lorsqu'elles sont brûlées, sont sacrément faibles aux rayons X. Chandra et XMM ont hésité à consacrer du temps à ces projets car la plupart des naines brunes seront totalement invisibles aux longueurs d'onde des rayons X. à moins que vous n'ayez de la chance et que vous en attrapiez un pendant une fusée éclairante."

Le Dr Kirkpatrick a gentiment recommandé cette interprétation utile des types de naines brunes :

" Tous les objets sont tracés à la même échelle. À l'extrême gauche se trouve le limbe du Soleil. À sa droite est représentée une étoile de très faible masse (une "naine M tardive"), un couple de naines brunes (une "naine L" plus chaude et une "naine T" plus froide), et la planète Jupiter. Ces objets ont des masses allant de 1050 fois celle de Jupiter (pour le Soleil) à 75, 65, 30 et 1 masse de Jupiter pour la naine tardive M, la naine L, la naine T et Jupiter, respectivement. Les couleurs des naines brunes sont choisies pour correspondre à un âge de 1 milliard d'années. Malgré la gamme de masse, les quatre objets de faible masse ont à peu près la même taille, dix fois plus petit que le diamètre du Soleil. [Cette image] montre comment ces objets peuvent apparaître à l'œil humain : les naines M et L sont rouges, tandis que la naine T est légèrement magenta, en raison du manque de lumière - en fait des absorptions par les atomes de sodium et de potassium - dans la partie verte du spectre ." (17)

Il a également recommandé un article récent d'Adam Burrows, et al, concernant la modélisation théorique des naines brunes. Il avait ces lignes remarquables dans son extrait : "Ces changements suggèrent des raisons physiques de s'attendre à l'émergence d'au moins un nouvelle classe stellaire au-delà des nains T. Nos modèles spectraux peuplent, avec des naines brunes plus froides ayant de plus en plus de caractéristiques planétaires, l'écart théorique entre les naines T connues et les planètes géantes connues. De tels objets habitent probablement la galaxie, mais leur nombre est encore inconnu." (18)

Tout cela semble suggérer que les vieilles naines brunes ne peuvent pas simplement être jetées à la poubelle de la planète. Il y a une flexibilité croissante intégrée à ces considérations qui permet de vieilles naines brunes ressemblant à des planètes avec des caractéristiques stellaires résiduelles. Cela correspondrait facilement à l'image d'un compagnon binaire de notre Soleil qui avait jusqu'à présent échappé à la détection, mais était pourtant capable de quelques surprises.

Découverte d'un binaire de type Nibiru

La découverte fortuite d'un système binaire de naines brunes a augmenté le potentiel d'un système binaire tout aussi largement séparé pour notre Soleil. Les deux naines brunes sont séparées d'environ 240 UA, soit 240 fois la distance entre le Soleil et la Terre. Il s'agirait d'une distance de demi-grand axe pour une orbite de 3500 ans, similaire à celle envisagée pour Nibiru. C'est une trouvaille très rare, et brise le moule pour de tels systèmes binaires, qui ont tendance à être séparés par des distances qui ne sont qu'une fraction de cela. Les astronomes sont généralement sceptiques quant à la découverte de planètes à cette distance, car ils pensent que les orbites seraient facilement sujettes à des perturbations et que les binaires se briseraient.

Cette découverte doit remettre en cause cette croyance de longue date. La découverte a été faite par Kevin Luhman, de l'Université Harvard, Massachusetts. À la recherche d'une jeune naine brune pour étude, il a entraîné les télescopes Magellan à l'observatoire chilien de Las Campanas sur un amas d'étoiles à 540 années-lumière dans la constellation du caméléon. Il a trouvé une paire binaire de naines brunes, et cette découverte a par la suite relancé le débat sur la formation des naines brunes.

"Les calculs ont montré que les deux naines brunes étaient en orbite à 240 fois la distance entre la Terre et le Soleil, une distance 10 fois plus grande que les autres paires de naines brunes. Puisque même le moindre remorqueur pourrait perturber cet équilibre fragile, Luhman suggère que la paire n'aurait pas pu se former à partir d'une éjection violente. Au lieu de cela, ils doivent s'être formés dans un effondrement gravitationnel lent, comme des étoiles.

"Gibor Basri, astronome à l'Université de Californie à Berkeley et l'un des premiers pionniers de la recherche sur les naines brunes, est d'accord. "La distance entre la plupart des autres binaires est très petite. La séparation extrêmement importante dans ce binaire montre que le même processus qui a formé les étoiles s'étend également aux corps de faible masse."

D'autres découvertes scientifiques récentes suggèrent que le Soleil avait en effet autrefois un grand corps en orbite autour de lui, plus grand qu'une planète jovienne. Cette découverte montre qu'un binaire avec une naine brune peut se former à cette distance, et rester stable. Ce qui suggérerait que la présence d'une ancienne naine brune compagne du Soleil n'a pas dû être perdue avec le temps. Il est peut-être encore là-bas, et il peut décrire une orbite incroyablement proche de celle du mythique Nibiru.

Les petites naines brunes ont leurs propres planètes

'New Scientist' a rapporté une découverte remarquable sur la formation d'un système planétaire autour d'une petite naine brune. Parce que l'éblouissement de la naine brune est tellement plus petit que celui des étoiles « ordinaires », il a été possible d'imager directement la matière dans un disque autour d'elle. Une partie de ce matériel s'agglutinait, indiquant la formation de la planète. On pense que la masse totale du système proto-planétaire en orbite autour d'une naine brune serait équivalente à environ 10% de la propre masse de la naine. Cela fournit suffisamment de matière pour former une planète semblable à Saturne, ainsi qu'un certain nombre de mondes terrestres.

La naine brune en question se trouve à environ 500 années-lumière dans la région du ciel connue des astronomes sous le nom de Chamaeleon I, qui est une pépinière stellaire connue. Le disque a été observé par le télescope Spitzer, apparaissant relativement brillant dans la partie infrarouge du spectre. La découverte a alimenté la spéculation dans la communauté scientifique selon laquelle des planètes vitales pourraient être découvertes autour des naines brunes :

"La température de surface de la mini naine brune est d'environ 2000 °C, ce qui signifie que toute planète distante de 1,5 à 7 millions de kilomètres pourrait conserver de l'eau liquide. Le disque chevauche probablement cette gamme" (20)

Non seulement cela, mais découvrir de tels mondes dans ces types de systèmes pourrait en fait être plus facile que de rechercher des planètes dans des systèmes stellaires plus classiques, où l'éblouissement du regard rend très difficile l'image de quoi que ce soit dans son voisinage immédiat. Tout récemment, une planète massive a été photographiée en orbite autour d'une naine brune (21).

L'équipe scientifique, dirigée par Kevin Luhman du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics à Cambridge, Massachusetts, États-Unis, espère étendre ses recherches à des naines brunes encore plus petites pour voir à quel point elles peuvent devenir petites tout en permettant la formation planétaire.

Non seulement cette recherche soulève des questions sur le développement des étoiles et de leurs systèmes planétaires, mais elle ouvre également la porte à des spéculations plus urgentes sur la nature d'une naine brune binaire dans notre propre système solaire, si un tel objet devait être découvert à l'avenir. . Le potentiel de développement de la vie dans un tel système augmente au moins, c'est le verdict de la science !

Comme cela a déjà été mentionné sur cette page, les naines brunes sont des planètes massives qui ont accumulé plusieurs fois plus de masse que Jupiter. Pourtant, ils restent à peu près de la même taille. Au lieu de cela, le poids est confiné à une zone à peu près de la taille de Jupiter, ce qui les rend de plus en plus denses. Ceci, à son tour, rend leurs niveaux d'activité bien supérieurs à ceux de simples géantes gazeuses comme Jupiter, car leur gravité de surface augmente et augmente avec une masse de plus en plus grande.

Bien que cette idée générale ait été acceptée, on pensait toujours que les naines brunes augmenteraient naturellement en taille à mesure qu'elles se déplaceraient vers une étoile naine plus typique, comme une naine rouge. Cependant, les scientifiques du programme OGLE ont analysé une naine brune binaire particulière, qui est en orbite étroite autour d'une étoile semblable au Soleil vers le centre de la Voie lactée, ce qui est hors des cartes. Ils ont découvert, à leur grande surprise, que ce compagnon binaire brille comme le Soleil, mais n'est pourtant que 16 % plus gros que Jupiter (22).

C'est étonnant, car le compagnon binaire est 50 fois plus massif que Jupiter, ce qui le rend vraiment très dense (23). Auparavant, les naines brunes de cette magnitude étaient imaginées comme des objets beaucoup plus gros.

Ce qui est le plus surprenant dans cette découverte, c'est que cet "objet sub-stellaire" est simultanément dans la gamme de masse des naines brunes, brille comme le Soleil mais a la taille d'une planète ordinaire ! À quel point est-ce mélangé? Ce qui, bien sûr, montre qu'il y a beaucoup, beaucoup de possibilités pour ces objets naines brunes.

Voici une étoile noire qui n'est même pas sombre.

Les jeunes naines brunes émettent des jets massifs

Au fil du temps, le consensus au sein de la communauté scientifique semble être que les naines brunes ressemblent davantage à des étoiles qu'à des planètes. On a observé qu'elles avaient leurs propres disques poussiéreux et qu'elles émettaient maintenant des jets de matière chauds, de la même manière que les étoiles plus régulières pendant la phase de naissance céleste :

"R Des chercheurs, dirigés par Emma Whelan de l'Institut irlandais d'études avancées de Dublin (DIAS), ont observé un jet s'étirant sur 1,5 milliard de kilomètres à partir d'une jeune naine brune dans une pépinière stellaire appelée Rho Ophiuchi. Des jets similaires ont été détectés autour de jeunes étoiles massives et se formeraient à partir de la matière du disque qui tourbillonne autour d'elles.Les étoiles grandissent lorsque la matière tombe sur elles du disque, mais les champs magnétiques des étoiles renvoient environ un dixième de cette matière à travers les jets. Cette observation d'un jet, combinée à une détection indirecte d'un disque apparemment grand autour de la naine brune, suggère "qu'elles se forment comme des étoiles ordinaires plutôt que d'être éjectées", explique le membre de l'équipe Thomas Ray de DIAS. "Mais il se peut que les naines brunes se forment de deux manières."" (24)

Cela a des implications pour la théorie de l'étoile noire. Premièrement, cela augmente la probabilité qu'une naine brune intégrée dans le système solaire se soit développée comme une entité semblable à une étoile à part entière. Il a peut-être fait cela en tant que compagnon binaire faiblement lié au Soleil, dans une pépinière stellaire assez densément peuplée. Cela a du sens de toute façon, car la chance que le Soleil capture un compagnon interstellaire sous la forme d'une naine brune semblable à une planète éjectée est assez faible. Au moins au niveau statistique. L'orbite de ce compagnon binaire vaguement lié peut avoir changé au fil du temps, l'amenant à un moment donné à proximité de la zone planétaire du Soleil (probablement pendant le « grand bombardement tardif » il y a environ 3,9 milliards d'années). Par conséquent, il a joué un rôle dans la formation du système planétaire du Soleil, créant les diverses anomalies que nous trouvons aujourd'hui.

Les jets de matière éjectés par les jeunes naines brunes servent également à indiquer les niveaux d'activité remarquables de ces objets et le potentiel réel de qualités stellaires, même pour les naines brunes plus anciennes, comme la propre potentiellement en orbite autour de notre étoile. Je soupçonne qu'ils ont généralement été sous-estimés.

Les jeunes naines brunes ont des disques proto-planétaires

Les naines brunes sont-elles des planètes ou des étoiles, ou un peu des deux ? Ils ressemblent de plus en plus à des objets de classe stellaire, et cela a été mis en évidence par la découverte de disques proto-planétaires autour de plusieurs naines brunes classiques dans la constellation du Chamaeleon.

« Les astronomes ont découvert que cinq des six disques contiennent des particules de poussière qui se sont cristallisées et se collent les unes aux autres au cours de ce qui pourrait être les premières phases de l’assemblage de la planète. Ils ont trouvé des grains relativement gros et de nombreux petits cristaux d'un minéral appelé olivine.

"Nous voyons des particules traitées qui s'enchaînent et grossissent", a déclaré le Dr Ilaria Pascucci, co-auteur également de l'Université de l'Arizona. "C'est excitant parce que nous ne savions pas si les disques d'objets aussi cool se comporteraient de la même manière que les disques stellaires." L'équipe a également remarqué un aplatissement des disques des naines brunes, qui est un autre signe que la poussière s'accumule dans planètes." (25)

Le potentiel pour l'étude des planètes se formant dans les systèmes d'étoiles naines brunes est énorme. Premièrement, on pense que les naines brunes sont aussi nombreuses que les étoiles traditionnelles. Deuxièmement, dans le cas d'un système de naines brunes, la lumière réfléchie par les planètes candidates en orbite autour des naines brunes ne serait pas aussi submergée par la lumière brillante de l'étoile mère. Cela permettrait de différencier plus facilement les planètes plus petites dans ce genre de système nain, et d'analyser la composition des atmosphères planétaires. Troisièmement, des naines brunes non découvertes pourraient bien se cacher entre ici et les étoiles les plus proches, offrant la possibilité de découvrir des planètes plus proches qu'on ne le pensait auparavant.

Une naine brune compagne du Soleil pourrait-elle rester inconnue, avec son propre système de planètes ? Cette nouvelle preuve suggère au moins que si un compagnon est là-bas, il n'est probablement pas seul.

1) R. Naeye ‘Astronomy’ août 1999, p36-42
2) C. Sagan "Pale Blue Dot" p392 Headline Book Publishing
3) Correspondance de M. Marley, 28/1/00
4) David Griffin "Comment détecter les naines brunes ?" 1998
5) Communiqué de presse ESO 7/97 "A Faint and Lonely Brown Dwarf in the Solar Vicinity".
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-07-97.html
6) Merci à James Monds http://sci.esa.int/content/news/index.cfm?aid=18&cid=12&oid=28886
7) Reuters, 11 juillet 2000, par Deborah Zabarenko, Washington
8) "Nid de naines brunes insaisissables vu dans la pépinière stellaire" Merci à JJK et Damon Elkins
http://space.com/scienceastronomy/astronomy/brown_dwarfs_011025.html
9) R. Stenger "Dans un premier, objet près d'une étoile pris en photo" 7 janvier 2002, avec remerciements à Allene Keller et Theo
http://www.cnn.com/2002/TECH/space/01/07/brown.dwarf/index.html
10) R. Britt "Dark Planets May Orbit Strange Nearby Objects" 7 juin 2001, peinture de B. Scott Kahler
http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/aas_browndwarfs_010607.html
11) J. Hills Astron. J. 86, 1730 (1981)
12) J. Hills Astron. J. 90, 1876-1882 (1985)
13) "Une naine brune a trouvé une étoile en orbite à une distance semblable à la Terre" http://www.cosmiverse.com/news/space/space05210207.html
Remerciements à Brant McLaughlin et David Pearson
14) Les astronomes trouvent une météo semblable à celle de Jupiter sur les naines brunes http://www.spacedaily.com/news/extrasolar-02l.html
Ou http://www.ucla.edu/Templates/NewsItem1.html 23 mai 2002 Merci à Brant
15) "TWA 5B : Rayons X trouvés sur une naine brune légère" http://chandra.harvard.edu/photo/2003/twa5b/
Avec nos remerciements à James Monds
16) "Rayons X trouvés sur une naine brune légère" http://www.spaceflightnow.com/news/n0304/14browndwarf/
17) « Une vue d'artiste des types de naines brunes » Dr. Robert Hurt du Centre de traitement et d'analyse infrarouges http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html
18) A. Burrows et al "Beyond the T Dwarfs: Theoretical Spectra, Colors, and Detectability of the Coolest Brown Dwarfs" astro-ph/0304226 avril 2003, avec nos remerciements à J.D. Kirkpatrick et Rajasun

19) Amitabh Avasthi "Les nains bruns remportent le statut de star" 9 juillet 2004 http://www.newscientist.com/news/news.jsp?id=ns99996133 Remerciements à David Pearson

20) Hazel Muir, "La naine brune pourrait un jour abriter des planètes habitables" le 8 février 2005, http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn6977 avec nos remerciements à Peter Gersten, parmi plusieurs autres !

21) 'Les astronomes découvrent les débuts du « mini » système solaire » JPL/NASA 7 février 2005 http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2005-022 Remerciements à Monika Myers et James Monds

22) The Guardian "Hot Star Shines in Tiny Role" p11, 5 mars 2005

23) Robert Roy Britt "Nouvelle étoile plus petite que certaines planètes" 3 mars 2005 http://msnbc.msn.com/id/7081156/

24) Maggie McKee Un jet violent a détecté des crachats de naine brune" 24/6/05 http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7569&feedId=online-news_rss20 Nature (vol 435, p 652), avec nos remerciements à Shad Bolling et David Pearson

25) Communiqué de presse de Spitzer " Le Spitzer de la NASA découvre que les étoiles en échec peuvent réussir dans Planet Business" 20 octobre 2005 http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-21/release.shtml Avec nos remerciements à Monika, David et Peter

· "Déverser plus de masse sur une naine brune ne la rend pas plus grosse, cela la rend juste plus dense. Une naine brune de 70 Jupiter et de 20 Jupiter est à peu près de la taille de Jupiter.

· De près, une jeune naine brune ressemblerait à une étoile de faible masse, mais une vieille naine brune ressemblerait davantage à Jupiter.

Les naines brunes moyennes ne sont pas brunes, elles auraient l'air rouges à l'œil nu.

· Les naines brunes émettent la majeure partie de leur énergie dans la lumière infrarouge.

· Il y a 50:50 de chances qu'une naine brune se cache à moins de 4 années-lumière, la distance du soleil le plus proche voisin stellaire.

· Certaines naines brunes tournent si vite qu'elles effectuent une rotation en moins d'une heure.

· Les planètes ont des noyaux de roche-glace les naines brunes ont des noyaux d'hydrogène.

. La densité moyenne d'une naine brune est d'environ 70 grammes par centimètre cube, soit 5 fois la densité au centre de la Terre." (1)


Cent trente et une naines brunes

Nous avons été tellement occupés à suivre vos découvertes que nous avons pris du retard dans nos blogs. Voici une mise à jour attendue depuis longtemps sur le projet.

D'abord quelques chiffres. Vous avez maintenant effectué plus de 6 millions de classements ! C'est vrai, veuillez ignorer le lien "Backyard Worlds: Planet 9 Statistics" sur la page principale de Backyard Worlds. Cela ne vous montre que quelques mois de classifications. Le nombre total de classifications depuis notre lancement est beaucoup plus important.

Vous avez soumis 32 810 sources via le(s) formulaire(s) Think-You've-Got-One. Adam Schneider a effectué un passage dans cette liste pour confirmer ces sources, rechercher les objets qui n'ont pas été publiés précédemment et rechercher les doublons. Nous avons également un groupe de super-utilisateurs qui parcourent séparément cette liste pour rechercher de nouvelles planètes du système solaire (par exemple, la planète neuf). Nous n'avons pas encore découvert de planète, mais nous nous familiarisons avec la variété des faux positifs que nous devons comprendre, et il reste encore au moins les 2/3 du ciel à rechercher dans ce mode.

Ces soumissions se résument à 1305 objets qui sont sur notre liste de suivi : principalement des candidats naines brunes. Ces objets alimentent ce qui est devenu un vaste programme de suivi avec des télescopes au nord (Keck, Apache Point Observatory, IRTF, Mont Mégantic), au sud (Magellan, Gemini, SOAR) et dans l'espace (Hubble et Spitzer). Parmi ces candidats, nous avons confirmé et classé 70 naines T et 61 naines L en prenant leurs spectres et en les comparant à des spectres de naines brunes connues, pour un total de 131 découvertes de naines brunes confirmées par spectroscopie. Et cela n'inclut pas notre dernière course Magellan, qui a eu lieu le week-end du 4 juillet.

Les naines T et les naines L nous renseignent sur la démographie et les processus de formation des naines brunes lorsqu'elles sont à proximité, et en effet 55 de nos naines brunes et candidates naines brunes sont à une distance de 20 parsecs du Soleil. Ce groupe contient également des objets exotiques tels que des co-movers et des valeurs aberrantes de couleur, qui nous renseignent sur les âges des naines brunes et, par conséquent, sur les masses des naines brunes. Nous travaillons à la rédaction d'un article sur un co-moteur très rare soumis par Sam Goodman : une paire de naines brunes qui semblent en orbite l'une autour de l'autre.

Ces derniers temps, nous nous sommes également concentrés sur les plus rouges et les plus froids, les nains Y. Ce sont les objets qui se chevauchent avec les exoplanètes en termes de température et de masse, seuls 27 exemples sont actuellement dans la littérature publiée. Nous pouvons repérer bon nombre de nos candidats nains Y en utilisant les images WISE que nous considérons comme des candidats Y pour les couleurs W1-W2 (ou limites de couleur) supérieures à 2,7 magnitudes. Jusqu'à présent, grossièrement 100 de nos objets répondent à ce critère pour être considérés comme des candidats nains Y.

Comment savoir si vous avez un nain Y sur les mains ? Eh bien, les naines Y sont au moins 10 fois plus lumineuses dans la bande WISE W2 que dans la bande W1. Ce graphique montre le rapport du flux dans la bande WISE 1 à celui dans la bande WISE 2. Si vous pensez en magnitudes comme un astronome, ce rapport s'avère être une différence, car les magnitudes sont des logarithmes. C'est l'axe y de ce diagramme. Les points jaunes montrent les nains Y connus, les points gris montrent nos candidats, qui se situent tous au-dessus d'une "couleur W1-W2" d'environ 2,5.

Ces candidats naines Y ont généralement besoin de plus de photométrie (mesures de leur luminosité) à différentes longueurs d'onde pour contraindre leurs températures et solidifier notre interprétation d'elles en tant que naines Y. Lors de notre premier tour de photométrie Spitzer, nous avons observé 65 candidats Y et nous avons facilement confirmé que 3 d'entre eux étaient des nains Y. 15 à 20 supplémentaires sont soit Y0, soit T tardif sur la base des données Spitzer, nous devrons prendre des spectres pour le trier. Depuis, nous avons remporté un deuxième tour de temps (13 heures) sur le télescope spatial Spitzer pour observer 33 autres de ces sources, et nous les avons également observés à des longueurs d'onde plus courtes avec la caméra CPAPIR du mont Mégantic. Ces découvertes feront toutes partie d'un article probablement au cours de la prochaine année.

Nous avons lancé un nouveau projet d'astrométrie ! « Astrométrie » signifie simplement mesurer les positions des cibles dans le ciel, c'est-à-dire leur ascension droite et leur déclinaison et leur évolution dans le temps. L'astrométrie des objets proches comme les naines brunes est importante car une série de mesures de position précises révèle la distance de l'objet (bien que « parallaxe ») et sa relation dynamique avec d'autres objets de la Galaxie (via un « mouvement approprié »). Pour réaliser ce projet, nous nous sommes associés à Davy Kirkpatrick et à l'équipe « CATWISE », qui ont également parcouru les images WISE pour les naines brunes. Nous utiliserons le télescope spatial Spitzer et donnerons la priorité aux objets les plus froids.

Et (surprise !) il s'avère que BackyardWorlds.org est bon pour trouver intéressant blanc nains. Vous avez probablement vu notre article sur la naine blanche la plus froide et la plus ancienne avec un disque de débris. Nous avons depuis pris un spectre d'une seconde naine blanche, également découverte par Melina Thévenot, à l'aide de l'observatoire Apache Point. Le spectre implique que cette naine blanche a probablement aussi un excès d'infrarouge. Restez à l'écoute pour plus de détails!

Continuez votre bon travail !! Vous avez déjà pris ce projet dans des directions que nous n'avions jamais anticipées et fait plus de découvertes que nous ne l'imaginions. Et ai-je mentionné que la mission WISE qui fournit toutes les images que nous regardons est TOUJOURS DE PRENDRE DES DONNÉES ?

Félicitations à Vinod Thakur, Peter Jalowiczor, Tadeas Cernohous, Hugo Durantini Luca, Giovanni Colombo, Sam Deen, Andres Stenner, Melina Thévenot, Les Hamlet, Nikolaj Stevnbak Andersen, Sam Goodman, Dan Caselden, Jörg Schümann, Guillaume Colin, Paul Beaulieu, Karl Selg-Mann, Tamara Stajic, Austin Rothermich, Billy Pendrill, Ken Hinckley, Christopher Tanner, Rosa Castro et Bob Fletcher pour avoir trouvé des nains L et T confirmés ! Félicitations à Guillaume Colin, Sam Goodman, Dan Caselden, Billy Pendrill, Nikolaj Stevnbak Andersen, Les Hamlet, Jörg Schümann, Ken Hinckley, Melina Thevenot, Austin Rothermich, Karl Selg-Mann et Christopher Tanner pour avoir trouvé des candidats nains Y & 8230restez à l'écoute !

Merci pour tout votre travail acharné jusqu'à présent & bonne chance! Et si vous êtes un utilisateur de Facebook, il existe un nouveau groupe Facebook pour la science citoyenne de la NASA qui pourrait vous intéresser. Rejoignez le groupe Science avec la NASA et aidez de nouvelles personnes à découvrir Backyard Worlds: Planet 9!

Marc Kuchner et l'équipe scientifique de Backyard Worlds: Planet 9.


Vaisseau astérisque*

NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par MargueriteMc » mer. 11 déc. 2013 14:21

9 décembre 2013
NUMÉRO DE LIBÉRATION : NOAO 13-11

NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Les étoiles ont une taille énorme, allant de plusieurs dizaines de fois plus grosses que le Soleil à une infime fraction de sa taille. Mais la réponse à la question de savoir à quel point un corps astronomique peut être, et toujours être une étoile, n'a jamais été connue. Ce que l'on sait, c'est que les objets en dessous de cette limite sont incapables de s'enflammer et de maintenir la fusion d'hydrogène dans leurs noyaux : ces objets sont appelés naines brunes.

Dans des recherches acceptées pour publication dans l'Astronomical Journal, le groupe RECONS (Research Consortium On Nearby Stars) de la Georgia State University a trouvé des preuves d'observation claires de la rupture théoriquement prédite entre les étoiles de très faible masse et les naines brunes. Les données proviennent du télescope SOAR (SOuthern Astrophysical Research) de 4,1 m et du télescope SMARTS (Small and Moderate Aperture Research Telescope System) de 0,9 m de l'Observatoire interaméricain de Cerro Tololo (CTIO) au Chili.

Pendant la majeure partie de leur vie, les étoiles obéissent à une relation appelée séquence principale, une relation entre la luminosité et la température – qui est également une relation entre la luminosité et le rayon. Les étoiles se comportent comme des ballons dans le sens où l'ajout de matière à l'étoile fait augmenter son rayon : dans une étoile, la matière est l'élément hydrogène, plutôt que l'air qui est ajouté à un ballon. Les naines brunes, en revanche, sont décrites par des lois physiques différentes (appelées pression de dégénérescence des électrons) de celles des étoiles et ont le comportement inverse. Les couches internes d'une naine brune fonctionnent un peu comme un matelas à ressorts : l'ajout de poids supplémentaire les fait rétrécir. Par conséquent, les naines brunes diminuent en taille avec l'augmentation de la masse.

Comme l'a expliqué le Dr Sergio Dieterich, l'auteur principal, « Afin de distinguer les étoiles des naines brunes, nous avons mesuré la lumière de chaque objet censé se trouver près de la limite stellaire/naine brune. Nous avons également soigneusement mesuré les distances à chaque objet. Nous avons ensuite pu calculer leurs températures et leurs rayons à l'aide de lois physiques de base, et trouver l'emplacement des plus petits objets que nous avons observés (voir l'illustration ci-jointe, basée sur un chiffre de la publication). Nous voyons que le rayon diminue avec la diminution de la température, comme prévu pour les étoiles, jusqu'à ce que nous atteignions une température d'environ 2100K. Là, nous voyons un espace sans objets, puis le rayon commence à augmenter avec la diminution de la température, comme nous le prévoyons pour les naines brunes. "

Le Dr Todd Henry, un autre auteur, a déclaré : « Nous pouvons maintenant indiquer une température (2 100 K), un rayon (8,7 % de celui de notre Soleil) et une luminosité (1/8000 du Soleil) et dire « la séquence principale s'arrête là. ' et nous pouvons identifier une étoile particulière (avec la désignation 2MASS J0513-1403) en tant que représentant des plus petites étoiles.

En plus de répondre à une question fondamentale en astrophysique stellaire sur la fin froide de la séquence principale, la découverte a des implications importantes dans la recherche de la vie dans l'univers. Parce que les naines brunes se refroidissent sur une échelle de temps de seulement des millions d'années, les planètes autour des naines brunes sont de mauvais candidats pour l'habitabilité, tandis que les étoiles de très faible masse fournissent une chaleur constante et un environnement à faible rayonnement ultraviolet pendant des milliards d'années. Connaître la température où se terminent les étoiles et où commencent les naines brunes devrait aider les astronomes à décider quels objets sont candidats à l'hébergement de planètes habitables.

De plus, comme les naines brunes se refroidissent pour toujours, elles finissent par devenir un type de matière noire macroscopique. Il est donc important de savoir combien de matière noire est piégée sous la forme de naines brunes extrêmement vieilles et froides.

La recherche met en évidence les capacités du système de l'Observatoire national d'astronomie optique dans un seul projet. Les observations de SOAR ont fourni le chaînon manquant vers une multitude de données qui avaient été précédemment obtenues à l'aide de télescopes sous les auspices de la NOAO. Comme l'explique Dieterich : « Nous avons utilisé le télescope SOAR de 4,1 m pour mesurer la lumière visible des étoiles faibles et des naines brunes, et le télescope CTIO de 0,9 m pour obtenir des mesures précises de leurs distances. Nous avons ensuite combiné ces mesures avec des données infrarouges prises au télescope CTIO de 1,3 m et au télescope spatial WISE. Trois de ces télescopes sur quatre sont des télescopes publics situés au CTIO, et le quatrième explore des longueurs d'onde qui ne sont accessibles que depuis l'espace.

CTIO est une division de l'Observatoire national d'astronomie optique, qui est exploité par l'Association des universités pour la recherche en astronomie Inc. (AURA) dans le cadre d'un accord de coopération avec la National Science Foundation.

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par Anne » dim. 29 déc. 2013 7:01 am

Une propriété remarquable des naines brunes est qu'elles ont toutes à peu près le même rayon que Jupiter.

À l'extrémité supérieure de leur plage de masse (60 à 90 masses de Jupiter), le volume d'une naine brune est principalement régi par la pression de dégénérescence des électrons,[11] comme c'est le cas chez les naines blanches à l'extrémité inférieure de la plage (10 Jupiter masses), leur volume est gouverné principalement par la pression coulombienne, comme c'est le cas dans les planètes. Le résultat net est que les rayons des naines brunes ne varient que de 10 à 15 % sur la plage de masses possibles. Cela peut rendre difficile leur distinction des planètes.

Les géantes gazeuses ont certaines des caractéristiques des naines brunes. Par exemple, Jupiter et Saturne sont tous deux constitués principalement d'hydrogène et d'hélium, comme le Soleil.

Saturne est presque aussi grande que Jupiter, bien qu'elle n'ait que 30% de la masse.

Le Dr Todd Henry, un autre auteur, a déclaré : « Nous pouvons maintenant indiquer une température (2100K), rayon (8,7% celui de notre Soleil), et la luminosité (1/8000 du Soleil) et dire « la séquence principale s'arrête là » et nous pouvons identifier une étoile particulière (avec la désignation 2MASS J0513-1403) comme un représentant des plus petites étoiles. »

Ainsi, la plus petite étoile à fusion d'hydrogène peut avoir un rayon de 8,7 % de celui du Soleil, mais Jupiter peut avoir un rayon de 10 % de celui du Soleil. Là encore, c'est sans une marge d'erreur très raisonnable.

Il serait peut-être plus correct de dire que Jupiter a, à toutes fins utiles, la même taille que les plus petites étoiles de type M.

Cela me fait me demander quelle peut être la taille d'une planète géante gazeuse. Plusieurs géantes gazeuses massives ont été trouvées parmi les exoplanètes. Je me souviens avoir lu sur des Jupiters chauds dont les atmosphères ont été gonflées par le rayonnement intense de leurs soleils, de sorte que les planètes étaient très grandes. Mais quand il s'agit de géantes gazeuses à de plus grandes distances de leurs soleils, quelle peut être leur taille ? Jupiter est-elle à nouveau une sorte d'étalon-or de la taille des petites étoiles, des naines brunes et des planètes géantes gazeuses ?

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par BDaniel Mayfield » lun. 30 déc. 2013 5:12 am

C'est une découverte importante Margarita, car trouver les extrêmes de n'importe quel phénomène est très important en science. Maintenant, il est sûr de dire que si un objet à l'extrémité rouge du graphique HR est plus froid qu'environ 2075 K, il ne peut pas s'agir d'une étoile.

Cet article a également été discuté dans ce blog d'actualités Sky & Telescope :
http://www.skyandtelescope.com/news/New. 15451.html

L'article ci-dessus est intéressant et les commentaires, pour l'auteur principal de l'article, Sergio Dieterich, répondent à plusieurs questions, dont certaines des miennes. C'est toujours agréable quand des astronomes professionnels répondent aux questions de nous, amateurs passionnés.

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par MargueriteMc » lun. 30 déc. 2013 9:22 am

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par BDaniel Mayfield » lun. 30 déc. 2013 15:55

C'était certainement gentil de sa part Margarita. De nombreux scientifiques sont des enseignants dans l'âme, je pense, animés par le désir de partager leurs connaissances avec les autres.

Cependant, des découvertes comme celle-ci semblent toujours générer plus de questions, n'est-ce pas ? (Comme Ann pour la différence entre les naines brunes et les planètes.) Continuer à poser des questions aide à garder notre esprit souple. Mais vous ne voulez pas aller trop loin, devenant comme un enfant qui demande sans cesse « Mais pourquoi ? » ou sortir comme une sorte de groupie. Mais si vous posez une bonne question et que le chercheur la voit, vous pourriez être ravi d'une réponse de l'auteur de l'article lui-même.

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par BDaniel Mayfield » lun. 30 déc. 2013 16:53

L'identité de la plus petite étoile connue est 2MASS 05 2 3-1403, pas 0513-1403, pour tous ceux qui voudraient essayer de le photographier.
Mais cela pourrait être difficile car il est inférieur au mag 21.

L'article de Wikipédia sur cette étoile dit ceci :

2MASSE J0523-1403 est une étoile naine rouge de très faible masse à environ 40 années-lumière de la Terre dans la constellation australe de Lepus. Avec une magnitude visuelle très faible de 21,05 et une faible température effective de 2074 K, il est visible principalement dans les grands télescopes sensibles à la lumière infrarouge. 2MASS J0523-1403 a été observé pour la première fois dans le cadre du sondage Two Micron All-Sky

2MASS J0523-1403 a une luminosité de 0,000126L☉, un rayon de 0,086 R☉ et une température effective de 2074K. Ces valeurs sont actuellement les plus basses connues pour une étoile de la séquence principale.[2] Il a une classification stellaire de L2,5 et un indice de couleur V-K de 9,42.[2] L'observation avec le télescope spatial Hubble n'a détecté aucun compagnon au-delà de 0,15 seconde d'arc.[7] Des émissions radio sporadiques ont été détectées par le VLA en 2004.[8] Des émissions de H-alpha (Hα) ont également été détectées, signe d'une activité chromosphérique.[5]

Les membres du groupe RECONS ont récemment identifié 2MASS J0523-1403 comme représentant les plus petites étoiles possibles.[9] Son petit rayon est au minimum local des tendances rayon-luminosité et rayon-température.[2] Ce minimum local devrait se produire à la limite de combustion de l'hydrogène en raison des différences dans les relations rayon-masse des étoiles et des naines brunes. Contrairement aux étoiles, les naines brunes diminuent de rayon à mesure que la masse augmente en raison de la pression de dégénérescence de leurs noyaux. Au fur et à mesure que la masse augmente, une fraction croissante de la naine brune dégénère, ce qui entraîne un rétrécissement du rayon à mesure que la masse augmente.

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par Au-delà » lun. 30 déc. 2013 17:41

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par BDaniel Mayfield » lun 30 déc. 2013 18:23 pm

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par pique-nique » lun. 30 déc. 2013 22:56

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par BDaniel Mayfield » mar. 31 déc. 2013 14:24

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par BDaniel Mayfield » mar. 31 déc. 2013 15:21

En guise d'aperçu de quelque chose que j'aimerais poser sur cette découverte, voici une partie de la discussion du blog S&T mentionnée précédemment :

J'ai partagé cela ici parce que la réponse du Dr Dieterich était si informative et parce que je voulais poser des questions sur la baisse du nombre de ces plus petites étoiles et naines brunes qu'il a mentionnées. Je n'avais pas entendu parler de cette chute révélée par la mission WISE avant de lire son commentaire, mais je suis sûr que les membres de longue date de ce forum doivent en être conscients.

En règle générale, dans à peu près n'importe quelle classe de choses, les objets plus petits sont normalement plus nombreux que les plus gros. Les écarts par rapport aux généralités sont intéressants. Quelqu'un a-t-il une idée de la raison pour laquelle cela ne semble pas être le cas avec ces plus petites étoiles naines rouges et naines brunes substellaires ?

Je peux penser à des raisons pratiques, mais aucune raison physique pour laquelle cette pénurie de nains se produit dans la nature. Des pensées quant à pourquoi c'est ainsi ?

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par geckzilla » mar. 31 déc. 2013 15:28

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par BDaniel Mayfield » mar. 31 déc. 2013 18:37 pm

65 MJ, fusible au lithium également.[2]
Cependant, depuis quelques années, il y a un débat sur le critère à utiliser pour définir la séparation entre une naine brune de très faible masse et une planète géante (

13 masses de Jupiter).[3] Une école de pensée est basée sur la formation et une autre sur la physique intérieure.[3]
Les nains sont classés par classification spectrale, les principaux types étant M, L, T et Y.[3] Malgré leur nom, les naines brunes sont de couleurs différentes.[3] De nombreuses naines brunes apparaîtraient probablement magenta à l'œil humain selon A. J. Burgasser,[3] alors qu'une autre source a noté orange/rouge.[4] Le terme naine brune n'a pas été choisi pour indiquer leur couleur.[3]
Un autre débat est de savoir si les naines brunes auraient dû faire l'expérience de la fusion à un moment donné de leur histoire. Certaines planètes sont connues pour orbiter des naines brunes : 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb et 2MASS J044144b. Les naines brunes peuvent avoir des surfaces et des intérieurs entièrement convectifs, sans différenciation chimique par profondeur.[5]

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par BDaniel Mayfield » mar. 31 déc. 2013 18:46 pm

Distinguer les naines brunes de faible masse des planètes de grande masse

Une propriété remarquable des naines brunes est qu'elles ont toutes à peu près le même rayon que Jupiter. À l'extrémité supérieure de leur plage de masse (60 à 90 masses de Jupiter), le volume d'une naine brune est principalement régi par la pression de dégénérescence des électrons,[11] comme c'est le cas chez les naines blanches à l'extrémité inférieure de la plage (10 Jupiter masses), leur volume est gouverné principalement par la pression coulombienne, comme c'est le cas dans les planètes. Le résultat net est que les rayons des naines brunes ne varient que de 10 à 15 % sur la plage de masses possibles. Cela peut rendre difficile leur distinction des planètes.

De plus, de nombreuses naines brunes ne subissent aucune fusion, celles à l'extrémité inférieure de la plage de masse (moins de 13 masses de Jupiter) ne sont jamais assez chaudes pour fusionner même le deutérium, et même celles à l'extrémité supérieure de la plage de masse (plus de 60 masses de Jupiter) refroidir suffisamment rapidement pour ne plus subir de fusion après une période de l'ordre de 10 millions d'années. Cependant, il existe des moyens de distinguer les naines brunes des planètes :

Les spectres aux rayons X et infrarouges sont des signes révélateurs. Certaines naines brunes émettent des rayons X et toutes les naines "chaudes" continuent à briller de façon révélatrice dans les spectres rouge et infrarouge jusqu'à ce qu'elles refroidissent à des températures planétaires (inférieures à 1000 K).

Les géantes gazeuses ont certaines des caractéristiques des naines brunes. Par exemple, Jupiter et Saturne sont tous deux constitués principalement d'hydrogène et d'hélium, comme le Soleil. Saturne est presque aussi grande que Jupiter, bien qu'elle n'ait que 30% de la masse. Trois des planètes géantes du système solaire (Jupiter, Saturne et Neptune) émettent beaucoup plus de chaleur qu'elles n'en reçoivent du Soleil.[12] Et les quatre planètes géantes ont leurs propres « systèmes planétaires », leurs lunes. Les naines brunes se forment indépendamment, comme les étoiles, mais n'ont pas une masse suffisante pour "s'enflammer" comme le font les étoiles. Comme toutes les étoiles, elles peuvent apparaître seules ou à proximité d'autres étoiles. Certaines étoiles orbitent et peuvent, comme les planètes, avoir des orbites excentriques.

Actuellement, l'Union astronomique internationale considère qu'un objet dont la masse est supérieure à la masse limite pour la fusion thermonucléaire du deutérium (actuellement calculée à 13 masses de Jupiter pour les objets de métallicité solaire) est une naine brune, tandis qu'un objet sous cette masse (et en orbite une étoile ou un vestige stellaire) est considérée comme une planète.[13]

La coupure de 13 Jupiter-masse est une règle empirique plutôt que quelque chose d'une signification physique précise. Les objets plus gros brûleront la plupart de leur deutérium et les plus petits n'en brûleront qu'un peu, et la valeur de masse de Jupiter 13 se situe quelque part entre les deux. La quantité de deutérium brûlé dépend aussi dans une certaine mesure de la composition de l'objet, notamment de la quantité d'hélium et de deutérium présents et de la fraction d'éléments plus lourds, qui détermine l'opacité atmosphérique et donc la vitesse de refroidissement radiatif.[14]

L'Encyclopédie des planètes extrasolaires comprend des objets jusqu'à 25 masses de Jupiter et l'Explorateur de données d'Exoplanètes jusqu'à 24 masses de Jupiter. Les objets en dessous de 13 de la masse de Jupiter sont parfois étudiés sous l'étiquette "sous-naine brune".

Re : NOAO/SOAR : Où finissent les étoiles et où commencent les naines brunes ?

Publier par geckzilla » mar. 31 déc. 2013 20:42

La naine brune compagne de Crepp

Publier par neufer » ven. 24 janv. 2014 15:16

Naine brune à proximité capturée dans une image directe
par David Dickinson, Universe Today, 24 janvier 2014

<<Une découverte récente annoncée par des astronomes pourrait contribuer grandement à comprendre un «chaînon manquant» crucial entre les planètes et les étoiles. L'équipe, dirigée par le professeur adjoint Friemann de physique à l'Université de Notre Dame Justin R. Crepp, a récemment publié une image d'une naine brune compagne d'une étoile distante de 98 années-lumière ou 30 parsecs. Cette découverte marque la première fois qu'une naine T en orbite autour d'une étoile semblable au Soleil avec une mesure d'accélération de la vitesse radiale connue est directement imagée.

Situé dans la constellation Eridanus, l'objet pèse environ 52 masses de Jupiter et orbite une étoile de masse Sol de 0,95 à 51 unités astronomiques (UA) distante une fois tous les 320-1900 ans. Notez que cet écart important provient du fait que même si nous suivons l'objet depuis environ 17 ans depuis 1996, nous n'avons pas encore déterminé si nous l'avons encore attrapé près de l'apastron ou du périastron : nous n'avons tout simplement pas été le regarder assez longtemps. Le nain T, connu sous le nom de HD 19467 B, pourrait devenir une référence dans l'étude des objets de masse substellaire qui enjambent le pont souvent trouble entre les véritables étoiles brillant par fusion nucléaire et les planètes ordinaires de grande masse.

Les naines brunes sont classées dans les classes spectrales M, L, T et Y et sont généralement citées comme ayant une masse de 13 à 80 Jupiters, et utilisent les premières étapes de la réaction en chaîne proton-proton de la fusion nucléaire pour fusionner deux noyaux d'hydrogène en deutérium. Les étoiles naines rouges de faible masse ont une masse comprise entre 80 et 628 Jupiters, soit 0,75% à 60% de la masse de notre Soleil. Le Soleil a un peu plus de 1 000 fois la masse de Jupiter.

Les chercheurs ont utilisé les données des objets de référence de ciblage avec l'étude d'imagerie à contraste élevé par spectroscopie Doppler (TRENDS) et les ont étayées par des mesures plus précises grâce au spectromètre Echelle à haute résolution de l'observatoire de Keck ou à l'instrument HIRES. TRENDS utilise une optique adaptative, qui repose sur une flexion précise du miroir du télescope plusieurs milliers de fois par seconde pour compenser les effets de flou de l'atmosphère. Les naines brunes brillent principalement dans l'infrarouge, et des objets tels que HD 19467 B sont difficiles à discerner en raison de leur proximité avec leur étoile hôte. Dans ce cas particulier, par exemple, HD 19467 B était plus de 10 000 fois plus faible que son étoile principale, et située à seulement un peu plus d'une seconde d'arc. "Cet objet est vieux et froid et attirera finalement beaucoup d'attention en tant que l'une des naines brunes les mieux étudiées et scrutées détectées à ce jour", a déclaré Crepp dans un récent communiqué de presse de l'observatoire Keck. « Avec des observations de suivi continues, nous pouvons l'utiliser comme laboratoire pour tester des modèles atmosphériques théoriques. Finalement, nous voulons directement imager et acquérir le spectre des planètes semblables à la Terre. Ensuite, à partir du spectre, nous devrions être capables de dire de quoi est faite la planète, quelle est sa masse, son rayon, son âge, etc… essentiellement toutes ses propriétés pertinentes.

Un autre acteur clé dans la découverte était la caméra proche infrarouge (deuxième génération) ou NIRC2. Cette caméra fonctionne de concert avec le système d'optique adaptative du télescope Keck II pour obtenir des images dans le proche infrarouge avec une meilleure résolution que Hubble aux longueurs d'onde optiques, parfaites pour la chasse aux naines brunes. NIRC2 est surtout connu pour son analyse des régions stellaires proches du trou noir supermassif au cœur de notre galaxie, et a également obtenu des images exceptionnelles d'objets de notre système solaire.

Quelle est la signification de la découverte ? Des naines brunes «voyous» flottant librement ont déjà été imagées directement, comme la paire nommée WISE J104915.57-531906, distante de 6,5 années-lumière et repérée l'année dernière. Une exoplanète solitaire de masse Jupiter 6,5 PSO J318.5-22 a également été trouvée l'année dernière par l'enquête PanSTARRS à la recherche de naines brunes. "Il s'agit de la première naine T (naine brune très froide) imagée directement pour laquelle nous disposons d'informations dynamiques indépendantes de sa luminosité et de son spectre", a déclaré à Universe Today le chercheur en chef de l'équipe Justin Crepp.
L'analyse des naines brunes est également importante pour la science des exoplanètes. "Ils servent de lien essentiel entre notre compréhension des étoiles et des planètes", a déclaré M. Crepp. "Plus il fait froid, mieux c'est."

Et tout comme il y a eu une controverse au cours de la dernière décennie concernant la «planétité» à l'extrémité inférieure de l'échelle de masse, nous pourrions facilement voir le débat appliqué à l'extrémité supérieure, alors que des objets sont découverts qui brouillent la ligne… peut-être, en au 23ème siècle, nous aurons enfin mis en place un système de classification à la Star Trek afin que nous puissions faire des déclarations telles que "Capitaine, nous sommes entrés en orbite autour d'une planète de classe M..."

Quelque chose qui a toujours été fascinant en termes d'étoiles naines rouges et brunes est également la possibilité qu'une naine brune solitaire plus proche de notre système solaire qu'Alpha Centauri ait pu jusqu'à présent échapper à la détection. Et non, les théoriciens du complot de Nibiru n'ont pas besoin de postuler. M. Crepp note que, bien que possible, il est peu probable qu'un tel objet ait échappé à la détection par des relevés infrarouges tels que WISE. Mais quelle découverte ce serait !>>


Un binaire naine brune vraiment très proche

OK, je vais briser mon silence sur les blogs et mon aversion pour les blogs dans mon domaine pour publier un résultat vraiment cool qui est sorti plus tôt cette semaine.

En regardant le ciel nocturne, vous voyez une collection hétéroclite d'étoiles, peut-être quelques milliers des centaines de milliards d'étoiles de la Galaxie. Certaines sont des types d'étoiles extrêmement brillantes qui sont très éloignées. D'autres, comme le système voisin le plus proche du Soleil, Alpha Centauri, sont assez courants mais semblent brillants parce qu'ils sont si proches. Mais toutes les étoiles proches du Soleil ne sont pas visibles à l'œil nu. Prenez l'étoile de Barnard, le deuxième système le plus proche du Soleil, elle est située à peu près deux fois plus loin de nous qu'Alpha Centauri, mais parce que c'est une étoile rouge et faible, elle est plus de 6 000 fois plus faible et 25 fois trop faible pour être vue avec le nu œil. Cela signifie que même si certaines étoiles sont très proches de nous, elles sont si faibles que nous devons utiliser quelques astuces pour les distinguer des étoiles lumineuses en arrière-plan.

L'une des meilleures astuces à utiliser est de prendre une photo du ciel et de regarder en arrière quelques années plus tard et de comparer les positions des étoiles. Les étoiles se déplacent autour de la Galaxie avec des orbites différentes et donc chaque étoile a une vitesse par rapport au Soleil. En raison de leur proximité, les étoiles proches semblent bouger davantage que les étoiles d'arrière-plan (leur mouvement propre). Il s'agit simplement d'un effet de perspective, ils ne se déplacent pas réellement dans l'espace plus rapidement. Par conséquent, si vous recherchez des étoiles se déplaçant rapidement dans le ciel, il y a de fortes chances que beaucoup d'entre elles soient proches du système solaire. Ce n'est pas simplement une question de cartographie, si vous voulez repérer une population d'objets faibles, votre meilleur pari est de regarder de près.

Et c'est exactement ce que Kevin Luhman a fait. En prenant les positions des objets observés par le satellite WISE, il en a trouvé un qui ressortait. Il s'est déplacé dans le ciel assez rapidement et était très brillant dans la lumière infrarouge. En regardant en arrière les images prises par d'autres enquêtes, il a également trouvé qu'il y avait été détecté. Cela arrive souvent en astronomie, parfois vous trouvez un objet que personne n'avait remarqué était intéressant auparavant mais qui peut avoir été détecté pour la première fois il y a 50 ou même 100 ans.Quoi qu'il en soit, l'objet que Luhman a trouvé se déplaçait assez rapidement dans le ciel. En fait, ce n'était pas le cas, les étoiles proches ont tendance à avoir leurs mouvements mesurés en secondes d'arc par an. Une seconde d'arc par an est la même vitesse angulaire que de voir la tortue moyenne marcher à la distance du Soleil de la Terre. L'objet à mouvement propre élevé nouvellement découvert se déplaçait à environ 2,8 tortues solaires, ce qui est assez gros pour les étoiles. Eh bien, je dis étoile, mais ce n'est pas le cas, c'est une naine brune, enfin en fait pas "une" naine brune.

Les étoiles sont alimentées par des réactions nucléaires dans leur noyau. Ceux-ci fonctionnent à cause des températures énormes dans leurs noyaux causées par toute la masse au-dessus qui pousse vers le bas. C'est comme si les noyaux atomiques du noyau étaient pris au fond d'un très gros ruck de rugby*. Quoi qu'il en soit, ils deviennent si chauds qu'ils peuvent parfois surmonter leur répulsion mutuelle et fusionner. Cependant, certains objets, avec des masses inférieures à environ 8% du Soleil, ne peuvent pas atteindre la température minimale appropriée pour commencer une fusion stable et sont donc des étoiles « ratées » ou des naines brunes. Lorsque Luhman a pris un spectre de son objet, il a découvert que c'était une naine brune, eh bien en fait en faisant l'observation il a trouvé qu'il s'agissait en fait de deux naines brunes en orbite autour de l'une et de l'autre. Enfin, en utilisant les données du satellite WISE et d'autres relevés, il a pu calculer sa distance à partir d'un effet connu sous le nom de parallaxe trigonométrique. Cela montrait que les deux naines brunes se trouvaient à environ 6,5 années-lumière, légèrement plus éloignées que l'étoile de Barnard.

Ma réaction à cela était probablement comme d'autres dans mon domaine, « comment avons-nous manqué ça ? » Eh bien, la réponse est simple, le système se trouve à proximité de la Voie lactée. La densité d'étoiles dans le ciel augmente fortement à mesure que vous vous approchez du plan de la Voie lactée, ce qui signifie que les recherches d'étoiles proches sont souvent inondées de faux candidats. De plus, le gaz et la poussière dans l'avion font apparaître les étoiles d'arrière-plan plus rouges et plus pâles dans l'optique mais toujours brillantes dans l'infrarouge. Cela peut imiter la couleur des naines brunes, contaminant à nouveau les recherches. Les recherches de naines brunes évitent souvent la région autour de la Voie lactée pour s'assurer qu'elles peuvent avoir des échantillons propres sans patauger dans une charge de déchets. Par conséquent, la naine brune brillante, extrêmement proche, n'a pas été découverte pendant des décennies après avoir été détectée pour la première fois.

Et cela m'amène à mon dernier point, c'est une découverte vraiment cool mais elle n'a pas l'attention qu'elle mérite. Le troisième système le plus proche du Soleil vient d'être trouvé, qui devrait au moins être sur la première page de BBC News.


Une naine brune record : aussi froide que la glace et à seulement 6 années-lumière

Il y a environ un an, j'ai écrit sur la façon dont Kevin Luhman de Penn State avait découvert une paire de naines brunes qui n'étaient qu'à 2 parsecs (environ 6 années-lumière) du Soleil. Eh bien, il est parti et a recommencé, découvrant une autre naine brune à environ 2pc, mais cette fois il fait plus froid, beaucoup, beaucoup plus froid.

Il y a une décennie et demie, nous les astronomes (étant plutôt étranges) étions très excités à propos de nouveaux objets étranges que nous trouvions en regardant le ciel en lumière infrarouge. Ces naines brunes comblaient le fossé entre les étoiles de très faible masse (qui peuvent descendre jusqu'à environ 8% de la masse du Soleil) et les planètes géantes comme Jupiter (avec une masse d'environ 0,1% de la masse du Soleil). Les naines brunes ne peuvent pas fusionner l'hydrogène dans leurs noyaux, elles n'ont donc pas une luminosité stable comme les étoiles et se refroidissent donc avec le temps. Cela signifie qu'une naine brune très froide peut être de très faible masse ou simplement très âgée. Quoi qu'il en soit, les choses qui nous passionnaient il y a environ 15 ans avaient des températures d'environ 1100C. À ce stade, la physique des nuages ​​de ces objets change radicalement, leurs hautes atmosphères sont claires et leurs couleurs dans le proche infrarouge changent de manière significative.

Une décennie environ s'est écoulée et nous avons commencé à être de plus en plus excités alors que nous nous glissions dans des températures de plus en plus basses, descendant à environ 400-500C. Ensuite, nous avons eu un coup de chance, Kevin Luhman (ouais, même type) a publié la découverte d'une naine brune vraiment froide autour d'une étoile morte appelée naine blanche. Cela a une température de 25-80C, donc entre une agréable journée d'été et une tasse de thé chaud. Cet objet a été rejoint par quelques autres objets légèrement plus chauds qui ont formé une classe nouvellement définie de naines brunes froides, les naines Y. Ces grosses boules de gaz de la taille de Jupiter pourraient avoir des nuages ​​d'eau dans leur atmosphère.

Nous avons donc maintenant une nouvelle naine brune la plus froide. Il a été trouvé en regardant des images du satellite WISE qui étudie l'univers dans le rayonnement infrarouge moyen. Les étoiles proches et les naines brunes se déplacent lentement dans le ciel par rapport aux étoiles d'arrière-plan en raison d'un mouvement approprié. Cela peut être assez lent, une étoile très proche peut se déplacer à une seconde d'arc par an, environ la vitesse angulaire apparente d'une tortue marchant à la distance du Soleil. Luhman a donc recherché des objets qui avaient beaucoup bougé entre différentes images WISE et en a trouvé une qu'il a publiée l'année dernière. C'était une paire de naines brunes froides avec des températures d'environ 1100C. Maintenant, il en a publié un autre qui avance encore plus vite, environ 8 secondes d'arc par an. Malgré cela, il s'agit à peu près de la même distance que celui publié précédemment, 2,2 pc (un peu plus de 6 années-lumière). Cette distance a été déterminée par des observations de suivi du télescope spatial Spitzer à l'aide d'une astuce appelée parallaxe trigonométrique.

Alors c'est quoi ce truc ? Eh bien, nous savons qu'elle est brillante dans l'infrarouge moyen, une lumière qu'il est difficile d'observer depuis la Terre et qui est bien au-delà de ce que l'œil humain peut voir. Et c'est là que s'arrêtent les observations de celui-ci, enfin pas vraiment, nous pouvons en dire un peu plus sur cet objet à partir de ce que nous ne voyons pas, la lumière proche infrarouge. Le nouvel objet de Luhman a été observé par le télescope VISTA au Chili il y a quelques années. Eh bien, je dis observé, il ne l'a pas vu, pas plus que les observations de suivi de Luhman avec Gemini. Mais à partir de ces observations, on peut fixer une limite à la luminosité de cet objet dans le proche infrarouge et donc contraindre ses propriétés. Luhman les a utilisés avec sa mesure de la luminosité de l'objet dans l'infrarouge moyen pour constater que la température était de -48 à -13C, plus froide que la glace sur Terre, vous avez même du mal à jouer au Lambeau Field à ces températures. Non pas que ce soit une planète solide et glacée, elle a environ 3 à 10 fois la masse de Jupiter et à peu près la même taille. Il fait également un peu plus chaud que Jupiter qui a une température effective au sommet de ses nuages ​​d'environ -160C.

Que va-t-on en savoir de plus ? Qui sait. La découverte spectaculaire de Luhman de l'année dernière a envoyé les astronomes dans une frénésie, étudiant la météo sur les objets, cartographiant même ses nuages. Celui-ci sera plus difficile car l'objet est si froid et faible, mais je suis sûr que les observateurs écriront furieusement des propositions pour l'observer immédiatement. Attends, pourquoi je blogue ? Je devrais être en train de rédiger une proposition. Et je suis sûr que cet objet sera l'une des premières choses que le JWST à infrarouge moyen examinera lors de son lancement.


Imagerie directe

Parmi les différentes techniques de détection, l'imagerie directe est la seule qui permet la mesure directe de l'exoplanète elle-même. Malgré le principe de base de l'imagerie directe d'une planète, il s'agit d'une technique notoirement difficile en pratique. Cela est dû à l'énorme contraste de luminosité entre l'exoplanète et l'étoile hôte et à la petite séparation angulaire entre les deux corps.

Image directe de l'exoplanète bêta Pictoris. Crédit : ESO/A.-M. Lagrange. Télécharger ici.

Aux longueurs d'onde optiques, où la courbe du corps noir de l'étoile hôte culmine, le contraste de luminosité est de l'ordre de

10 9 . Vers des longueurs d'onde plus longues, la situation s'améliore à mesure que la courbe du corps noir de la planète atteint son maximum, tandis que celle de l'étoile hôte diminue, ce qui entraîne un rapport de contraste plus favorable de

10 6 . Pour cette raison, les observations d'imagerie directe sont toujours effectuées à des longueurs d'onde du proche IR au moyen IR. La limite de diffraction d'un télescope est la résolution angulaire minimale avant que les deux objets observés ne puissent plus être séparés. La résolution angulaire, θ peut être exprimé comme

est le diamètre du télescope et λ la longueur d'onde à laquelle les observations sont faites. Pour pouvoir imager directement les planètes qui orbitent près de l'étoile hôte, il est préférable d'utiliser un télescope avec un grand diamètre de miroir et d'observer également à des longueurs d'onde plus longues.

La technique est la plus sensible aux systèmes d'exoplanètes de masse élevée (), jeunes () sur des orbites larges ( AU) et complète donc les autres techniques (en particulier la méthode de transit et la méthode RV) qui sont plus susceptibles de détecter les planètes qui orbitent près de leur hôte Star. Contrairement aux mesures de courbe de transit et de phase (décrites dans la section suivante), qui sont les seules autres méthodes capables de détecter une atmosphère d'exoplanète, la méthode d'imagerie directe permet d'obtenir directement des observations photométriques et spectroscopiques sur une gamme de longueurs d'onde. Les orbites larges signifient que les atmosphères des exoplanètes ne sont pas soumises à une forte irradiation de l'étoile hôte (voir inversions thermiques LINK) ni beaucoup influencées par l'activité stellaire (voir LINK). Les planètes imagées directement occupent donc une grande partie du même espace de paramètres que les BD permettant des comparaisons (voir la section sur la connexion exoplanète-BD, LINK). Un avantage supplémentaire des orbites larges est que les observations ne sont pas critiques dans le temps, une conséquence naturelle de la loi de Kepler.


Abstrait

De nombreuses étoiles naines blanches montrent des signes d'accumulation de corps plus petits, ce qui implique qu'elles peuvent héberger des systèmes planétaires. Un petit nombre de ces systèmes contiennent des disques de débris gazeux, visibles à travers les lignes d'émission. Nous rapportons une variation périodique stable de 123,4 minutes dans la force et la forme des profils de raie d'émission Ca ii provenant du disque de débris autour de la naine blanche SDSS J122859.93+104032.9. Nous interprétons ce signal de courte période comme la signature d'un planétésimal à corps solide maintenu par sa force interne.

Plus de 3000 étoiles hébergeant des planètes sont connues (1), dont la grande majorité finiront leur vie en tant que naines blanches. Les modèles théoriques indiquent que les systèmes planétaires, y compris le système solaire, peuvent survivre à l'évolution de leur étoile hôte en grande partie intacts (24). Des vestiges de systèmes planétaires ont été indirectement détectés dans les systèmes de naines blanches via (i) les atmosphères contaminées de 25 à 50 % de naines blanches, résultant de l'accrétion de matière planétaire (5, 6) (ii) disques compacts à poussière (7, 8), formé à partir des décombres de planétésimaux perturbés par les marées (9, 10) et (iii) les raies d'émission atomique des disques gazeux colocalisés avec la poussière circumstellaire (11, 12). La preuve la plus directe des systèmes planétaires restants autour des naines blanches est fournie par les caractéristiques de transit dans la courbe de lumière de WD 1145+017, qui seraient produites par des nuages ​​de poussière libérés par des planétésimaux solides en orbite autour de la naine blanche avec une période de ≃ 4,5 heures (13, 14). Les recherches de débris en transit autour d'autres naines blanches ont été infructueuses (1517). Les naines blanches sont intrinsèquement faibles, de sorte que les recherches de transit sont limitées à une densité du ciel inférieure à celle des systèmes stellaires de la séquence principale. La probabilité de détecter des transits est en outre limitée par la gamme étroite des inclinaisons orbitales appropriées et la durée d'un événement de perturbation planétésimal (18).

Les composants gazeux des disques de débris identifiés autour d'un petit nombre de naines blanches nous permettent de sonder les propriétés physiques sous-jacentes des disques. Des profils d'émission à double pic sont observés dans un certain nombre de transitions ioniques, telles que le triplet Ca ii de 850 à 866 nm, indiquant une rotation képlérienne dans un disque plat (19). Des observations répétées précédentes du disque de débris gazeux sur la naine blanche SDSS J122859.93+104032.9 (ci-après SDSS J1228+1400) ont révélé une variabilité à long terme - sur une échelle de temps de plusieurs décennies - dans la forme des raies d'émission (20), indiquant une activité dynamique en cours dans le système.

Nous avons effectué une spectroscopie à courte cadence (une cadence de 100 à 140 s) ciblant le triplet Ca ii dans SDSS J1228+1040 les 20 et 21 avril 2017 et à nouveau les 19 mars, 10 avril et 2 mai 2018. Nos observations ont été réalisées avec le Gran Telescopio Canarias de 10,4 m [(GTC) à La Palma, Îles Canaries], dans le but de rechercher une variabilité supplémentaire sur les échelles de temps orbitales képlériennes au sein du disque, qui sont de l'ordre des heures (21). Nous avons détecté une variabilité cohérente de faible amplitude ( 3 % ) dans la force et la forme du triplet Ca ii avec une période de 123,4 ± 0,3 min (Fig. 1), qui est présente dans les trois composantes du triplet après soustraction de la moyenne. profil de la raie d'émission pour les cinq nuits d'observations (Fig. 1). Parce que la variabilité est détectée dans des observations séparées de plus d'un an, elle est présente dans le disque depuis ≃ 4400 cycles orbitaux. En utilisant la troisième loi de Kepler et en adoptant la masse, M, de SDSS J1228 + 1040 comme M = 0,705 ± 0,050 M (où 1 M ☉ , la masse du Soleil, est de 1,99 × 10 30 kg) (6), le demi-grand axe, une, de l'orbite correspondant à l'émission supplémentaire de Ca ii est a = 0,73 ± 0,02 R (où 1 R ☉ , le rayon du Soleil, est de 6,96 × 10 8 m).

Cinq cent dix-neuf spectres de SDSS J1228+1040 ont été réalisés sur deux nuits en 2017 [(A) à (C)] et trois nuits en 2018 [(D) à (F)] voir tableau S1 pour un log des observations. (UNE et ) Spectre moyenné et normalisé du triplet Ca ii. (B et E) Spectrogrammes traînés repliés en phase utilisant une période de 123,4 min (un cycle est répété pour l'affichage). La carte des couleurs représente le flux normalisé. La soustraction du spectre co-ajouté du spectrogramme traîné replié en phase (fait séparément pour chaque année) illustre la variabilité du flux et de la longueur d'onde sur la période de 123,4 minutes dans les trois composantes du triplet Ca ii (C et F). La courbe en pointillés noirs n'est pas adaptée aux données mais illustre simplement la traînée d'onde S typique pour une source ponctuelle sur une orbite circulaire avec un demi-grand axe de 0,73 R et une inclinaison de 73° (11). Les axes de vitesse se réfèrent au profil de ligne triplet Ca ii de longueur d'onde la plus longue.

Les largeurs équivalentes [(EWs), une mesure de la force des lignes par rapport au continuum] des profils de triplet Ca ii sont montrées sur la figure 2 avec les ratios de flux décalé vers le bleu sur le flux décalé vers le rouge tout au long de la période de 123,4 min. Ceci illustre la variation de la luminosité globale des raies d'émission et la forte asymétrie de la vitesse du flux supplémentaire. L'émission variable représentée sur les figures 1, C et F, alterne (se déplace) des longueurs d'onde décalées vers le rouge aux longueurs d'onde décalées vers le bleu en fonction de la phase. En supposant que l'émission variable supplémentaire est générée par le gaz en orbite autour de la naine blanche, cela indique que nous observons l'émission uniquement lorsque le gaz supplémentaire est de l'autre côté de son orbite autour de la naine blanche, par rapport à notre ligne de mire. Cette région émettrice supplémentaire est masquée, soit par le disque, soit par la région elle-même, lorsque le matériau se déplace devant l'étoile, où nous observerions autrement la transition décalée vers le bleu vers le rouge. Nous avons ajusté des sinusoïdes aux données de rapport EW et bleu-rouge, les trouvant décalées en phase de 0,14 ± 0,01 cycle et de 0,09 ± 0,01 cycle en 2017 et 2018, respectivement. Ces déphasages impliquent que le maximum d'EW est observé lorsque la région émettant le flux supplémentaire est à sa visibilité maximale et donc la plus éloignée de nous dans son orbite autour de la naine blanche, alors que l'émission maximale décalée vers le bleu se produit jusqu'à 0,25 cycle après, une fois que la région a orbité dans le quadrant visible décalé vers le bleu du disque. La régularité des variations du rapport EW et bleu-rouge, ainsi que l'étendue de la phase orbitale ( 0,4 ) de l'émission variable sur la figure 1, indiquent que la région d'émission s'étend en azimut autour du disque, plutôt que d'origine à partir d'une source ponctuelle.

Largeur équivalente (EW) (UNE et C) et le rapport bleu/rouge (B et ), qui est le rapport du flux décalé vers le bleu sur le flux décalé vers le rouge centré sur les longueurs d'onde de l'air du triplet Ca ii dans le repère de repos de la naine blanche à +19 km s -1 , avec la moyenne fixée à 1,0. Les données sont repliées en phases sur une période de 123,4 minutes [un cycle répété pour plus de clarté (21)] pour les jeux de données 2017 [(A) et (B)] et 2018 [(C) et (D)]. Les EW et les rapports bleu-rouge pour les composants 8498-, 8542- et 8662-Å du triplet Ca ii sont colorés (marqués) en noir (cercles), magenta (carrés) et orange (triangles), respectivement . Les données sont moyennées sur les trois profils et munies d'une sinusoïde (courbes vertes). Les courbes de rapport EW et bleu-rouge sont décalées en phase de 0,14 ± 0,01 cycle (49° ± 4°) et 0,09 ± 0,01 cycle (31° ± 5°) pour les profils 2017 et 2018, respectivement. La phase zéro pour les ensembles de données 2017 et 2018 a été décalée de sorte que l'ajustement aux données EW 2017 passe par zéro à la phase zéro, et les lignes pointillées verticales indiquent les phases 0,5, 1,0 et 1,5. Les barres d'erreur indiquent l'erreur standard des données.

Plusieurs scénarios pourraient expliquer de manière plausible l'émission à court terme détectée à partir du SDSS J1228+1040 (voir texte supplémentaire) : (i) Un compagnon de faible masse pourrait être trouvé, avec une émission de Ca ii provenant de l'hémisphère interne irradié par la naine blanche. Cela correspondrait naturellement à la dépendance de phase observée (22). Cependant, les mesures de vitesse radiale excluent la présence de tout compagnon de masse supérieure à 7,3 MJ (où 1 MJ, la masse de Jupiter, est de 1,90 × 10 27 kg) (21), et la non-détection d'hydrogène dans le disque d'accrétion exclut les naines brunes et les planètes de la masse de Jupiter. (ii) Les tourbillons ont été invoqués pour expliquer les structures non axisymétriques détectées dans les observations submillimétriques des disques protoplanétaires (23). La présence d'un champ magnétique faible devrait détruire tout vortex qui se forme en quelques cycles orbitaux. Bien que nos observations ne placent qu'une limite supérieure sur le champ magnétique de la naine blanche B < 10 à 15 kG (21), l'intensité de champ requise dans le disque à SDSS J1228+1040 pour rendre les tourbillons instables est de 10 μG à 50 mG. Cette intensité de champ peut être atteinte rapidement, en raison du taux de croissance exponentiel du champ magnétique dans le disque (21), et nous excluons donc la présence de tourbillons à vie longue dans le disque. (iii) L'instabilité photoélectrique (24) peut éventuellement produire des structures en forme d'arc à l'intérieur d'un disque. Cependant, ces structures varient à la fois en termes d'emplacement radial et de forme à l'intérieur du disque sur une échelle de temps en mois, nous rejetons donc ce scénario. (iv) Un planétésimal orbitant dans le disque et interagissant avec la poussière pourrait générer le gaz détecté (Fig. 3). Nous excluons (i) à (iii) des scénarios possibles, et soutenons donc que (iv) est l'explication la plus plausible de la variation cohérente à court terme détectée dans les raies de triplet Ca ii à SDSS J1228+1040.

(UNE) Vue de haut en bas du disque autour du SDSS J1228+1040 avec une orbite planétésimale à l'intérieur du disque, en supposant des orbites circulaires. Le disque et l'orbite planétésimale tournent dans le sens des aiguilles d'une montre, comme indiqué par la flèche incurvée. Les lignes de visée pour des phases spécifiques de la figure 1 sont indiquées par les flèches droites. La région rouge solide du disque indique l'emplacement de l'émission de triplet Ca ii observée, et la ligne courbe grise suivant le planétésimal montre l'étendue azimutale ( 0,4 en phase ) du flux de gaz générant l'émission supplémentaire vue sur la Fig. 1, C et F. WD, naine blanche. (B) Le système à une inclinaison de 73°, vu de la Terre (11).

La courte période de l'orbite autour du SDSS J1228+1040 nécessite que tout planétésimal ait une densité élevée ou une force interne suffisante pour éviter d'être perturbé par la gravité de la naine blanche. En revanche, les fragments de débris en orbite autour de WD 1145+017 sont détectés sur des orbites compatibles avec le rayon de perturbation de marée d'un astéroïde rocheux (13). En supposant que le corps en orbite autour du SDSS J1228+1040 n'a pas de force interne et que sa période de rotation est verrouillée par la marée sur sa période orbitale, nous calculons la densité minimale nécessaire pour résister à la perturbation des marées sur une période de 123,4 min comme 39 g cm -3 pour un corps fluide déformé par les forces de marée (21). Si le corps a une résistance interne suffisante pour rester sphérique, alors la densité minimale requise est réduite à 7,7 g cm -3 , ce qui correspond approximativement à la densité du fer à 8 g cm -3 (cependant, la résistance interne pourrait être supérieure et la densité plus bas). Nous concluons donc que le corps en orbite autour du SDSS J1228+1040 a besoin d'une certaine force interne pour éviter les perturbations de marée, et nous calculons des bornes sur la taille planétésimale, s, comme 4 km < s < 600 km, avec une incertitude de 10 % (21).

Quelle est l'origine du planétésimal ? Cet objet peut être le noyau de fer différencié d'un corps plus grand qui a été dépouillé de sa croûte et de son manteau par les forces de marée de la naine blanche. Les couches externes d'un tel corps seraient moins denses et se perturberaient à des axes semi-grands plus grands et à des périodes plus longues que celles requises pour la rupture du noyau (25). Ce matériau perturbé formerait alors un disque de débris poussiéreux autour du SDSS J1228+1040, laissant en orbite un planétésimal semblable à un noyau.

On ignore si l'émission variable provient d'interactions avec le disque poussiéreux ou de l'irradiation de la surface du planétésimal. Les petits corps sont connus pour interagir avec les disques et induire une variabilité dans les disques résolus spatialement. Un de ces objets est la lune Daphnis, qui produit l'écart de Keeler dans les anneaux autour de Saturne (26, 27). Certains disques de débris autour des étoiles de la séquence principale montrent des preuves de gaz généré après la phase principale de formation de la planète (28). L'origine de ce gaz non primordial est incertaine, mais il pourrait être généré par vaporisation collisionnelle de poussières (29) ou des collisions entre comètes (30). Si le corps n'interagit pas avec le disque pour générer le gaz supplémentaire, alors le planétésimal doit produire le gaz. Le demi-grand axe du planétésimal, a = 0,73 R ☉ , est suffisamment proche de l'étoile pour que la surface du corps puisse se sublimer (21), libérant du gaz qui contribue à l'émission variable.

Nous émettons l'hypothèse que les composants gazeux détectés dans un petit nombre d'autres disques de débris de naines blanches (11, 31) peut également être généré par des planétésimaux en orbite rapprochée. Bien que la sublimation des bords intérieurs des disques de débris (32) et la décomposition de corps rocheux de 1 à 100 km (33) ont été proposés pour expliquer les disques de débris gazeux chez les naines blanches, toutes les naines blanches polluées par des métaux avec des taux d'accrétion élevés et/ou de grands excès infrarouges n'hébergent pas de composant gazeux. Les profils d'émission de triplet Ca ii du disque de débris gazeux autour du SDSS J1228+1040 ont montré une variabilité sur 15 ans d'observations [(20), voir aussi Fig. 1, A et D]. Cette émission peut être modélisée comme un modèle d'intensité, fixé dans le repère de repos nain blanc, qui précède avec une période de ≃ 27 ans (20). Le motif et sa précession sont stables pour des ordres de grandeur plus longs que l'échelle de temps orbitale à l'intérieur du disque ( heures ). Huit disques de débris de naines blanches gazeuses sont actuellement connus. La surveillance prolongée de trois de ces systèmes a montré une variabilité à long terme similaire à celle de SDSS J1228+1040 (31, 34, 35).

Le disque gazeux est présent au SDSS J1228+1040 depuis au moins 15 ans (20), ce qui implique que le planétésimal a survécu dans son orbite actuelle pendant au moins aussi longtemps. Un planétésimal sur une orbite excentrique qui précède en raison de la relativité générale pourrait expliquer la précession observée d'un modèle d'intensité fixe. Dans ce scénario, le planétésimal aurait besoin d'une excentricité e ≃ 0,54 (21) (fig. S8), ramenant le périastron à 0,34 R . Une orbite excentrique n'est pas inattendue, car le planétésimal entrerait initialement dans le rayon de perturbation de la marée à des excentricités élevées (e > 0,98) de plus loin dans le système des naines blanches (10). Une orbite excentrique est soutenue par la précession observée d'un modèle d'intensité asymétrique dans l'émission gazeuse (20). L'estimation des contraintes sur la taille d'un planétésimal avec un tel périastron donne une portée de 2 km < s < 200 km, avec une incertitude de 10 %, inférieure à celle calculée précédemment pour une orbite circulaire. Nos résultats montrent que les planétésimaux peuvent survivre sur des orbites rapprochées autour des naines blanches, et notre méthode ne dépend pas de l'inclinaison du disque.


Observations des champs magnétiques M-nains

Champs magnétiques totaux à partir des spectres d'intensité

Résultats de la modélisation détaillée du profil de ligne

La première mesure directe du champ magnétique pour une naine M a été présentée par Saar et Linsky (1985). Leur étude, basée sur les observations du spectromètre à transformée de Fourier dans le proche infrarouge (Rapprox 45,000) de GJ 388 (AD Leo), a démontré une division de Zeeman clairement résolue dans les quatre raies Ti i à (lambda ) 2221,1-2231.1 nm. Analyse des profils de ces (g_>) = 1,2-2,5 raies avec un modèle de synthèse spectrale à deux composants suggèrent que 73% de la surface stellaire est couverte par un champ de 3,8 kG, correspondant à l'intensité moyenne du champ (langle B angle ) = 2,8 kG Note de bas de page 1 . Plus tard, Saar (1994) a signalé un champ de 2,3 kG pour GJ 803 (AU Mic) et de 3,7 kG pour GJ 873 (EV Lac), dérivé à l'aide de données spectroscopiques et d'une méthodologie d'analyse similaires dans le proche infrarouge.

Sur la base de spectres optiques de haute qualité ( (Rapprox 120,000) , (S/Napprox 200) ), Johns-Krull et Valenti (1996) ont identifié un élargissement excessif significatif de la sensibilité magnétique ( (g_>) = 2.5) Fe i (lambda ) raie de 846,84 nm dans plusieurs naines M actives par rapport aux étoiles inactives. Les auteurs ont mesuré des champs de 2,6 à 3,8 kG pour GJ 729 et GJ 873 en utilisant une approche d'ajustement spectral à deux composantes. Cette analyse a été révisée par Johns-Krull et Valenti (2000), qui ont ajusté les mêmes observations avec des spectres théoriques incorporant de multiples composantes magnétiques allant de 0 à 9 kG d'intensité. Cette étude a également signalé un champ relativement fort, (langle B angle ) = 3,3 kG, pour GJ 285 (YZ CMi). Une autre mesure du champ magnétique utilisant la raie Fe i 846,84 nm, (langle B angle ) = 2,5 kG, a été rapportée par Kochukhov et al. (2001) pour la première naine M GJ 1049. Les spectres de haute qualité de la bande K (Renviron 10^5) de plusieurs naines M enregistrés avec l'instrument CRIRES au VLT de l'ESO ont été étudiés par Kochukhov et al. (2009). Ils ont obtenu de nouvelles estimations (langle B angle ) pour GJ 285, GJ 388, GJ 1049, et mesuré (langle B angle ) = 4,3 kG de champ pour GJ 398 (RY Sex) en utilisant un spectre multi-composants modélisation de synthèse de la raie Na i 2208.4 nm.

Ces premières études des champs magnétiques des nains M reposant sur quelques, souvent une seule, raies atomiques étaient extrêmement difficiles à plusieurs égards. Les conditions de résolution et S/N Le rapport des spectres observés nécessaires à la détection des signatures subtiles de l'élargissement de Zeeman était excessif et n'a pu être satisfait que pour un petit nombre de naines M actives les plus brillantes. L'interprétation de ces signatures est devenue ambiguë dès que l'étoile (v_>sin i) dépassé (approx ) 5 (hbox ^<-1>) et les détails du profil de ligne ont été effacés par l'élargissement Doppler rotationnel. Cela rendait impossible la sonde des champs magnétiques dans les naines M à rotation plus rapide et, vraisemblablement, la plupart des naines magnétiquement actives. De plus, le mélange des raies atomiques par absorption moléculaire (TiO pour la raie Fe i 846,84 nm, (hbox _2) O pour les raies Ti i dans la bande K) devient de plus en plus sévère pour les types spectraux ultérieurs. Ce problème empêchait l'analyse des naines M plus froides qu'environ M4,5 et nécessitait l'ajustement du rapport entre les spectres stellaires actifs et inactifs pour les étoiles plus chaudes (Johns-Krull et Valenti 1996) pour compenser partiellement l'impact des raies moléculaires qui ne pouvaient pas être correctement reproduites par spectres théoriques dus à des listes de lignées moléculaires inexactes et incomplètes. Dans ces circonstances, un autre diagnostic de champ magnétique sous la forme des raies FeH dans la bande Wing-Ford ( (hbox ^4Delta ) – (hbox transitions ^4Delta )) a montré une grande promesse (Valenti et al. 2001 Berdyugina et Solanki 2002). Ces raies étaient connues pour être raisonnablement bien reproduites par des calculs théoriques pour les étoiles inactives et montraient une division significative de Zeeman dans les taches solaires (Wallace et al. 1999). Développements de la théorie de l'effet moléculaire Zeeman (Berdyugina et al. 2003 Asensio Ramos et Trujillo Bueno 2006) combinés à un ajustement semi-empirique des constantes moléculaires manquantes par comparaison des calculs avec les spectres de taches solaires (Afram et al. 2008 Shulyak et al 2010) a permis l'application pratique des raies Wing-Ford FeH au problème de la magnétométrie des étoiles de faible masse. Dans le contexte des mesures magnétiques FeH utilisant des calculs détaillés de transfert radiatif, Afram et al. (2009) ont signalé des champs magnétiques pour dix naines M, y compris des objets aussi froids que M7,5. Shulyak et al. (2010, 2011) ont amélioré cette méthodologie en combinant l'analyse des raies FeH dans la bande Wing-Ford avec l'étude des raies Ti i dans la région 1039,8–1073,5 nm observée avec CRIRES. Le développement ultérieur de cette approche a été présenté par Shulyak et al. (2014). Ils ont appliqué des ajustements spectraux magnétiques à plusieurs composants à un petit nombre de naines M3,5-M5,5, explorant la possibilité de contraindre les facteurs de remplissage magnétique individuels et la sensibilité des résultats aux hypothèses concernant l'orientation du champ magnétique.

Une percée significative a été réalisée par Kochukhov et Lavail (2017) et Shulyak et al. (2017), qui ont reconnu l'utilité particulière du groupe de dix raies Ti i à (lambda ) 964.74-978.77 nm pour les mesures de champ magnétique M-nain. Ces lignes de titane neutres solides appartiennent au même multiplet (^5hbox ) – (^5hbox ^>) et inclure un ((g_>=0) ) à (lambda ) 974,36 nm. Ils sont relativement exempts de mélanges moléculaires, même dans les spectres M tardifs. Ces raies Ti i étaient généralement ignorées par les études précédentes, probablement en raison du mélange par l'absorption tellurique. Leurs facteurs de Landé modérés ( (g_>le 1.55) ) nonobstant, ces raies présentent une forte réponse au champ magnétique photosphérique non seulement en termes de distorsion Zeeman de leurs formes de profil de raie mais aussi sous forme d'intensification magnétique sélective (voir section 2.4). Profitant de ce dernier, Kochukhov et Lavail (2017) ont mesuré des champs de 5,2 à 6,7 kG dans les composants extrêmement actifs M5.5 à M6.0 du binaire GJ 65 (BL Cet et UV Cet), tournant avec (v_< mathrm>sin ienviron 30) (hbox ^<-1>) et (P_<<>>>environ 0,2) d. Shulyak et al. (2017) ont combiné l'analyse de ces raies Ti i avec la modélisation des raies FeH, dérivant des champs magnétiques pour 20 étoiles naines M. Leur échantillon comprenait plusieurs rotateurs rapides. Ils ont également découvert un champ remarquable de 7,3 kG dans l'étoile M6.0 GJ 412B (WX UMa) et ont démontré que l'incidence des champs magnétiques les plus forts est corrélée aux propriétés des topologies globales des champs magnétiques obtenues avec le ZDI (Sect. 3.2.2). Shulyak et al. (2019) ont ajouté 29 autres mesures d'intensité de champ obtenues avec la même approche. Kochukhov et Shulyak (2019) ont déterminé les champs magnétiques pour les deux composantes du binaire à éclipse précoce de courte période YY Gem, fournissant ainsi une contrainte d'observation clé pour les modèles intérieurs stellaires magnétohydrostatiques des naines M (par exemple, Feiden et Chaboyer 2013 MacDonald et Mullan 2014 ).

Cette série d'investigations s'est appuyée sur les spectres (R=65,000) –85 000, (S/Nge 100) ESPaDOnS et CARMENES, illustrant que les améliorations de la méthodologie de modélisation ont permis d'assouplir les exigences sur la qualité du matériel d'observation par rapport aux études à ligne unique de Johns-Krull et Valenti (1996) et Kochukhov et al. (2001). La figure 9 illustre des ajustements spectraux théoriques typiques des raies Ti i et FeH de l'étude de Shulyak et al. (2017). Pour les cibles à rotation plus lente, dans ce cas WX UMa, les diagnostics atomiques et moléculaires peuvent être reproduits avec succès avec un modèle incorporant une large distribution des intensités de champ magnétique, similaire à ce qui est illustré sur la Fig. 10. Pour de telles cibles, l'élargissement Zeeman et l'intensification magnétique fournissent des informations utiles sur les paramètres du champ magnétique. Pour les rotateurs plus rapides, représentés sur la figure 9 par GJ 4247 (V374 Peg), les lignes FeH sont mélangées et deviennent plus difficiles à interpréter. Cependant, l'intensification des raies magnétiquement sensibles Ti i par rapport au trait (lambda ) 974,36 nm montre toujours sans ambiguïté la présence d'un champ de 5,3 kG.

Image reproduite avec la permission de Shulyak et al. (2017), copyright par Macmillan

Le modèle s'adapte aux profils des raies Ti i et FeH dans les spectres des naines M actives WX UMa (panneaux supérieur et central) et V374 Peg (panneau inférieur). Les symboles noirs correspondent aux observations, la ligne continue rouge pour s'adapter au mieux au spectre du modèle théorique et la ligne pointillée bleue au spectre calculé en supposant un champ magnétique nul.

Comme discuté par Shulyak et al. (2019), les distributions fractionnaires inférées des intensités de champ magnétique sur les naines M sont diverses et ne montrent aucune corrélation évidente avec les paramètres stellaires ou d'autres caractéristiques du champ magnétique. Il existe des exemples de distributions lisses (panneau de gauche sur la figure 10) ainsi que des cas où quelques composants magnétiques dominent (panneau de droite sur la figure 10). Dans cette dernière situation, on trouve souvent une composante sans champ importante. Les intensités de champ dépassant 10 kG sont souvent nécessaires pour produire des ajustements satisfaisants aux observations, bien que la réalité des composants de > 15 kG ait été remise en question (Shulyak et al. 2017, 2019).

Toutes les études décrites ci-dessus ont dérivé les intensités moyennes du champ magnétique à partir de spectres instantanés ou d'observations moyennées sur la période de rotation. À l'exception de GJ 65B (UV Cet, Kochukhov et Lavail 2017), aucune preuve observationnelle d'une distribution de surface non uniforme du champ magnétique diagnostiquée à partir de Stokes je a été trouvé. Par conséquent, ces études supposent que chaque composante du champ magnétique est représentée par une distribution de surface spatialement uniforme et indépendante de la profondeur du champ magnétique, typiquement radial.

Image reproduite avec la permission de Shulyak et al. (2019), droits d'auteur des auteurs

Distributions d'intensité de champ magnétique obtenues avec l'analyse de synthèse spectrale des raies Ti i dans les spectres des naines M GJ 51 (à gauche) et GJ 644C (VB 8, à droite).

Une limitation importante de ces analyses de Zeeman est qu'elles ont utilisé des atmosphères modèles à partir de grilles non magnétiques standard, telles que Phoenix (Hauschildt et al. 1999) et Marcs (Gustafsson et al. 2008), pour la modélisation du transfert radiatif des raies atomiques et moléculaires et ignoré la différence possible de structure thermodynamique des régions de surface avec différentes intensités de champ magnétique. Cette hypothèse peut être motivée par l'observation d'une baisse générale du contraste de température spot-photosphère avec le type spectral, de (>1500) K pour les naines G à quelques centaines de K pour les naines M (Berdyugina 2005), et la absence d'inhomogénéités de température à contraste élevé dans les simulations magnétohydrodynamiques locales des atmosphères naines M (Beeck et al. 2015a, b). Cependant, ce point de vue a été contesté par Afram et Berdyugina (2019), qui ont modélisé les raies atomiques Fe et Ti ainsi que les caractéristiques moléculaires TiO, FeH, MgH et CaH dans les spectres de neuf étoiles M0-M7 en utilisant une approche atmosphérique à deux composants. . Leur méthode permettait des températures différentes de la photosphère non magnétique et des régions magnétisées (associées à des "spots stellaires" ou "réseau magnétique", selon la raie spectrale considérée). Ces auteurs ont revendiqué des contrastes de température de surface extrêmes, de 1700 K pour les premières naines M à environ 1000 K pour une étoile M7. Contrairement à Shulyak et al. (2017, 2019), qui ont déduit des intensités de champ moyennes pour la plupart cohérentes à partir de raies atomiques et moléculaires, Afram et Berdyugina (2019) ont requis des valeurs (langle B angle) significativement différentes pour s'adapter à différentes caractéristiques diagnostiques. Ces écarts ont été attribués à une dépendance complexe de la hauteur des paramètres du champ magnétique local. Les résultats d'Afram et Berdyugina (2019), en particulier la réalité d'une énorme différence de température entre les régions magnétiques et non magnétiques, doivent être vérifiés de manière indépendante pour confirmer la fiabilité de leurs mesures d'intensité de champ pour différents types de structures de surface sur les surfaces de M actif. nains.

Toutes les mesures du champ magnétique moyen obtenues pour les naines M à l'aide des techniques d'ajustement spectral examinées ci-dessus sont résumées dans le tableau 1. Les résultats de Shulyak et al. (2010) et Afram et Berdyugina (2019) ne sont pas inclus, car ces études n'ont pas rapporté de valeurs d'intensité de champ moyennes spécifiques pour les étoiles individuelles. Cette compilation, terminée début 2020, donne le nom commun de l'étoile, l'intensité moyenne du champ (langle B angle ) avec une estimation de l'incertitude lorsqu'elle est disponible, et la paramétrisation de la distribution du champ magnétique adoptée dans la synthèse spectrale Analyse. Selon les récentes études détaillées de ce type (par exemple, Shulyak et al. 2017, 2019), les distributions de champ à plusieurs composantes (méthodes 2 et 3 dans le tableau 1) sont obligatoires pour obtenir des ajustements satisfaisants de S/N spectres de rapport des naines M actives à raies étroites. Par conséquent, les mesures de (langle B angle ) dérivées de certaines études antérieures (Afram et al. 2009 Shulyak et al. 2011), qui reposaient sur l'ajustement des spectres observés avec des calculs théoriques pour une seule valeur d'intensité de champ uniquement (méthode 1 dans Tableau 1), ont probablement une qualité inférieure et pourraient être affectées par un biais systématique.

Au total, 94 mesures de champ magnétique moyen sont disponibles pour 62 étoiles, y compris les composantes binaires de YY Gem.Les intensités de champ résultant des analyses multi-composantes vont de 0,8 à 7,3 kG, WX UMa (GJ 412B) possédant le champ moyen le plus fort actuellement connu pour une naine M ou toute autre étoile active de type tardif (Shulyak et al. 2017). Jusqu'à présent, 17 étoiles auraient des intensités de champ supérieures au seuil de 4 kG, ce qui était auparavant considéré comme une limite de saturation pour l'intensité du champ dynamo chez les naines M en rotation rapide (Reiners et al. 2009). Parmi celles-ci, neuf étoiles ont des champs moyens supérieurs à 5 kG et quatre supérieures à 6 kG.

Pour les quatre étoiles du tableau 1 (GJ 285, GJ 388, GJ 729 et GJ 873), 5 à 7 mesures d'intensité de champ moyenne, réparties sur une période allant jusqu'à (approx ) 30 ans, sont disponibles. L'écart type des déterminations (langle B angle ) signalées pour GJ 285 (YZ CMi) est de 0,67 kG, ce qui est 2 à 3 fois plus grand que les barres d'erreur des mesures individuelles. Il est donc possible que l'intensité moyenne du champ de cette étoile varie d'environ 20 %. Pour les trois autres étoiles, l'écart type des mesures indépendantes (langle B angle ) est de 0,21 à 0,26 kG, ce qui est comparable, voire inférieur, aux incertitudes citées. Ainsi, des mesures répétées de l'intensité du champ total à partir du je les spectres ne révèlent pas facilement une variabilité magnétique séculaire significative des naines M.

Mesures approximatives des champs magnétiques moyens

La détermination des champs magnétiques moyens et des distributions d'intensité de champ avec les méthodes de modélisation de synthèse de spectre détaillées décrites dans la section précédente est longue et exigeante en termes de qualité du matériel d'observation et de robustesse des spectres théoriques et des atmosphères modèles. Une technique approximative de détection de champ magnétique et de mesure grossière de l'intensité du champ moyen sans recours à la modélisation théorique est potentiellement très utile pour les analyses de grands échantillons stellaires et comme méthode pour identifier des cibles intéressantes pour des études approfondies. Deux de ces méthodes utilisant des raies dans la bande Wing-Ford de FeH à (lambda ) 988-998 nm ont été suggérées.

Valenti et al. (2001) ont montré que le spectre de la bande Wing-Ford de la naine M active AD Leo peut être bien représenté par une superposition pondérée de la contribution solaire de l'ombre et du spectre d'une naine M inactive, permettant d'estimer l'intensité du champ à partir des poids relatifs. des deux composants. Cette idée a été développée par Reiners et Basri (2006). Dans leur méthode semi-empirique, le spectre FeH d'EV Lac a été adopté comme modèle d'étoile active avec (langle B angle ) = 3,9 kG (Johns-Krull et Valenti 1996) et le spectre de GJ 1227 a été pris être une référence de champ zéro. Un champ moyen de toute autre cible a ensuite été dérivé en ajustant ses lignes FeH magnétiquement sensibles et insensibles avec une interpolation linéaire entre ces deux modèles, en tenant compte de l'élargissement Doppler rotationnel et de la mise à l'échelle de la profondeur de la ligne pour suivre la variation des intensités des lignes FeH avec la température. Reiners et Basri (2006) ont soutenu que cette méthodologie peut donner une mesure du champ magnétique pour les étoiles de faible masse avec (v_<>>sin i) jusqu'à 30 (hbox ^<-1>) . Par la suite, Reiners et Basri (2007, 2008, 2010) et Reiners et al. (2009) ont appliqué cette procédure de mesure approximative de l'intensité du champ à environ 70 étoiles M0-M9, principalement basées sur les spectres de Keck avec une résolution de (Rapprox 30 000) . Ces résultats ont été résumés par Reiners (2012). L'intensité de champ moyenne pour cet échantillon est de (1.9pm 0.8) kG. Occasionnellement, des intensités de champ dépassant la limite supérieure de 3,9 kG fixée par le choix du modèle nain M actif ainsi que des champs inférieurs à 1 kG ont été signalés. Ce dernier groupe d'étoiles comprenait les principales naines M hébergeant des planètes rocheuses, Proxima Cen et TRAPPIST-1, qui ont toutes deux des champs moyens de 600 G (Reiners et Basri 2008, 2010).

Plusieurs sources d'erreur contribuent aux incertitudes de cette méthode d'appariement de modèles FeH. Tout d'abord, le choix de EV Lac en tant que modèle M-nain actif entraîne une erreur d'étalonnage de (sim ) 0,5 kG correspondant à la dispersion de différentes déterminations indépendantes de l'intensité du champ (voir tableau 1). De plus, cette étoile possède une configuration inhabituelle de champ magnétique global non-axisymétrique (voir la section 3.2.2), suggérant qu'une partie de cette diffusion pourrait être causée par la modulation rotationnelle. Deuxièmement, la méthodologie employée par Reiners et Basri repose sur des hypothèses assez grossières selon lesquelles la réponse spectrale induite par l'augmentation de l'intensité du champ magnétique est linéaire par rapport à (langle B angle ) et que toutes les cibles partagent les mêmes distributions d'intensité de champ, le ce dernier contredisant directement les résultats de la modélisation détaillée de la synthèse du spectre discuté dans la Sect. 3.1.1. Compte tenu de certaines de ces mises en garde, Reiners et Basri (2006) ont initialement estimé l'incertitude de leur méthode à un niveau modeste (sim ) 1 kG. Cependant, des études ultérieures ont cité une incertitude de quelques centaines de G (par exemple, Reiners et Basri 2008 Reiners 2012).

Nous pouvons évaluer empiriquement la précision de la méthode de Reiners et Basri en comparant leurs déterminations grossières (langle B angle ) avec les résultats d'études détaillées de synthèse de spectre rapportés dans le tableau 1. Une comparaison des intensités de champ trouvées avec les deux approches est présentée dans la Fig. 11a pour 17 étoiles. Il est évident que pour certaines étoiles, les valeurs approximatives de (langle B angle ) concordent bien avec les résultats de la synthèse du spectre, en particulier pour les premières naines M. Cependant, pour d'autres étoiles, en particulier les naines avec des types spectraux plus récents, les intensités de champ déterminées par Reiners et Basri sont sous-estimées jusqu'à 1 kG. La différence absolue moyenne est de 0,5 kG en considérant toutes les étoiles, mais elle passe à 0,8 kG pour les naines de types spectraux M5.5 et plus. À en juger par cette comparaison, les champs moyens des naines tardives M Proxima Cen et TRAPPIST-1 pourraient être environ deux fois plus forts que ceux rapportés par Reiners et Basri.

Comparaison entre les champs magnétiques moyens trouvés avec la modélisation détaillée de la synthèse du spectre (voir tableau 1) et les intensités de champ approximatives obtenues par une l'interpolation entre les spectres modèles FeH des étoiles actives et inactives (Reiners 2012, et les références y figurant) et b interpréter les largeurs de raies relatives des raies FeH avec différentes sensibilités magnétiques (Moutou et al. 2017). La couleur du symbole correspond au type spectral, comme indiqué par les barres de couleur

Une autre version d'une procédure d'estimation expresse de l'intensité du champ, utilisant également les raies FeH de la bande Wing-Ford, a été proposée par Moutou et al. (2017). Ils n'ont utilisé que deux raies FeH avec une sensibilité magnétique différente et des intensités de champ déduites en supposant une relation linéaire entre (langle B angle ) et la différence de largeur de raie de ces deux caractéristiques d'absorption. En utilisant cette technique, Moutou et al. (2017) ont dérivé des champs de 0,4 à 2,9 kG pour 136 M nains sur la base de (Renviron 65 000) observations obtenues avec ESPaDOnS. La moyenne et la dispersion de leurs intensités de champ ( (1.5pm 0.5) kG) sont toutes deux sensiblement plus petites que pour l'échantillon étudié par Reiners et Basri. Une comparaison de neuf mesures de champ magnétique de Moutou et al. (2017) avec les résultats d'ajustement du profil de ligne du tableau 1 est illustré à la figure 11b. Aucune corrélation n'est évidente, avec des valeurs approximatives (langle B angle ) décalées des valeurs de la littérature de 0,9 kG en moyenne et jusqu'à 3 kG dans les cas extrêmes. Cette évaluation suggère que les mesures grossières de l'intensité du champ par Moutou et al. (2017) sont significativement plus incertains que les autres intensités de champ moyennes trouvées dans la littérature.

Champ magnétique et rotation stellaire

Les proxys d'activité magnétique indirecte, tels que l'émission chromosphérique et coronale et les forces des raies d'absorption photosphériques, sont connus pour présenter une dépendance importante à la rotation stellaire (par exemple, Reiners et al. 2014 Newton et al. 2017 Wright et al. 2011, 2018 Muirhead et al. .2020). Cette dépendance est mieux représentée en fonction du nombre de Rossby (Ro), qui est défini comme le rapport de la période de rotation stellaire (P_<<>>>) et l'échelle de temps de rotation convective ( au ) . Le comportement typique trouvé pour les étoiles actives froides, y compris les naines M, est une augmentation des proxys d'activité et de l'intensité du champ magnétique avec une diminution du nombre de Rossby jusqu'à une saturation à Ro (approx ) 0,1 (par exemple, Vidotto et al. 2014a Wright et al .2018 Kochukhov et al.2020).

Pour étudier une relation entre l'intensité moyenne du champ magnétique et la rotation stellaire, nous avons compilé dans le tableau 3 les périodes de rotation pour les naines M avec des mesures directes du champ magnétique. Ce tableau répertorie également les identifications croisées 2MASS et les types spectraux. Pour la majorité des étoiles, (P_<<>>>) les valeurs ont été tirées des mêmes études qui ont mesuré les champs magnétiques. De plus, pour plusieurs cibles, (P_<<>>>) a été dérivée de la photométrie au sol (Newton et al. 2016) et des courbes de lumière de Kepler (Doyle et al. 2018). Pour six autres étoiles (marquées d'astérisques dans le tableau 3), de nouvelles périodes de rotation pourraient être déterminées à partir des courbes de lumière de cadence publique de 2 minutes obtenues par le satellite TESS (Ricker et al. 2015). Onze étoiles manquent encore de (P_>) informations. Pour ces objets, nous avons dérivé les limites supérieures des périodes de rotation à partir de (v_<>>sin i) rapportés par des études spectroscopiques et des rayons stellaires obtenus à partir de la relation type spectral-rayon (Pecaut et Mamajek 2013).

Intensités moyennes des champs magnétiques obtenues avec la modélisation par transfert radiatif des spectres d'intensité en fonction du nombre de Rossby. Les cercles représentent les intensités de champ moyennes déterminées avec une approche à plusieurs composants, les triangles correspondent à des résultats moins fiables obtenus en ajustant une seule valeur d'intensité de champ. La couleur du symbole correspond au type spectral, comme indiqué par la barre de couleur. Pour les étoiles étudiées avec ZDI, les symboles de fond indiquent le type de topologie du champ magnétique global : losanges verts pour les étoiles à champs majoritairement dipolaires, axisymétriques, et carrés bleus pour les étoiles à champs dipolaires multipolaires et/ou non-axisymétriques

Le champ magnétique moyen pour l'échantillon de naines M répertorié dans le tableau 1 est indiqué en fonction de Ro sur la figure 12. Les périodes de rotation ont été tirées du tableau 3, tandis que les temps de rotation convective ont été calculés en déterminant la masse stellaire à partir du type spectral (Pecaut et Mamajek 2013) et en appliquant l'étalonnage ( au ) vs. masse par Wright et al. (2011). La figure 12 démontre que (langle B angle ) augmente initialement avec la diminution de Ro, similaire aux mesures d'activité magnétique indirecte. Cette tendance est observée dans la branche d'activité insaturée, qui est principalement tracée par les premières naines M. Un certain nombre de mesures magnétiques obtenues en ajustant des spectres stellaires avec des valeurs d'intensité de champ magnétique uniques (triangles sur la figure 12), provenant principalement de l'étude de Shulyak et al. (2011), tombent nettement en dessous de la relation générale. Ces résultats peuvent ne pas être fiables.

La dispersion des mesures de (langle B angle ) sur la figure 12 empêche la détermination d'un seuil de saturation précis. Néanmoins, il apparaît que l'intensité du champ augmente systématiquement jusqu'à ce que Ro chute à au moins 2-3 ( imes 10^<-2>) . Une augmentation plus lente de (langle B angle ) avec une période de rotation décroissante ne peut pas être exclue à des valeurs Ro encore plus petites. Considérant 24 étoiles avec Ro (le 10^<-2>) , l'intensité du champ magnétique observé varie de 2,0 à 7,3 kG et est égale à (4,3pm 1,5) kG en moyenne. Ce groupe de naines M à rotation rapide représente les étoiles de type tardif les plus magnétisées actuellement connues.

Des symboles supplémentaires sur la figure 12 illustrent la relation entre les intensités totales du champ magnétique mesurées à partir de Stokes je et les propriétés des topologies globales de champ étudiées pour un plus petit nombre de naines M en polarimétrie (voir section 3.2). Cette comparaison montre, en accord avec les résultats de Shulyak et al. (2017), que les champs moyens les plus forts se trouvent généralement dans les étoiles avec des géométries magnétiques à grande échelle à prédominance dipolaire et axisymétrique (montrées avec des losanges verts sur la figure 12) plutôt que dans les naines M avec des globalités multipolaires ou/et non-axisymétriques plus complexes. champs (carrés bleus sur la Fig. 12). L'étoile avec le champ moyen le plus fort appartenant à ce dernier type est GJ 65A (BL Cet) avec (langle B angle ) = 5,2 kG. D'autre part, au moins quatre étoiles avec des champs globaux du premier type (GJ 51, GJ 65B, GJ 412B, GJ 4247) possèdent des champs de 5,3 à 7,3 kG.

La distribution des mesures de la figure 12 suggère une dispersion substantielle de (langle B angle ) pour les naines M avec un Ro similaire. Cette dispersion est significativement plus grande que les incertitudes typiques des mesures d'intensité de champ moyenne et est très certainement réelle. Comparaison de GJ 51 (M5,0, Ro = 0,011, (langle B angle ) = 6,1 kG) et GJ 3622 (M6,5, Ro = 0,012, (langle B angle ) = 1,4 kG ) fournit l'un des exemples les plus extrêmes de cette dispersion. Il est donc très probable que des paramètres autres que la masse stellaire et la période de rotation influencent l'efficacité de la dynamo dans les étoiles naines M.

Champs magnétiques à grande échelle issus de la spectropolarimétrie

Polarisation dans les spectres M-nains

Les naines M actives présentent des signaux de polarisation circulaire d'amplitude plus élevée dans les raies spectrales par rapport aux étoiles actives de type tardif plus massives. Cela suggère la présence de champs magnétiques mondiaux intenses. La première détection de la polarisation circulaire de Zeeman dans le spectre optique d'une naine M a été rapportée par Donati et al. (2006a) pour l'étoile M4 à rotation rapide GJ 4247 (V374 Peg) à l'aide du spectropolarimètre ESPaDOnS nouvellement mis en service. Ces auteurs ont appliqué la technique de déconvolution des moindres carrés (voir la section 2.5) à environ 5000 raies métalliques, obtenant la détection répétée d'un Stokes morphologiquement simple et modulé en rotation. V profil avec une amplitude de ± 0,3% par rapport au continuum non polarisé. Des observations ultérieures avec ESPaDOnS et son instrument jumeau Narval (Donati et al. 2008 Morin et al. 2008a, b, 2010) ont montré que le LSD Stokes V les signaux d'une amplitude allant jusqu'à (sim ) 1% sont courants pour les naines M dans lesquelles des champs magnétiques moyens de plusieurs kG ont été précédemment trouvés par les Stokes je analyses de profil. Pour la plus brillante de ces étoiles, des signatures de polarisation circulaire peuvent être observées même dans des raies spectrales individuelles (par exemple, Lavail et al. 2018).

Signatures de polarisation circulaire dans le spectre de la naine M brillante et active AD Lion (GJ 388). une raies Fe i et Ti i dans l'intervalle de longueur d'onde de 837 à 844 nm, b la tête de bande TiO 705,5 nm, et c la bande Wing-Ford FeH à (lambda approx 990) nm. Dans chacune de ces parcelles, la ligne noire montre le Stokes je spectre, la ligne bleue épaisse correspond à la moyenne de Stokes V spectre ( (S/Napprox 1800) ), et la fine ligne grise illustre les Stokes individuels de haute qualité typiques V observation ( (S/Napprox 270) ). Les spectres de polarisation circulaire sont décalés verticalement et amplifiés d'un facteur 10 par rapport à Stokes je. Présente le LSD Stokes je et V profils ( (S/Napprox 5000) ) dérivés de raies atomiques dans la même observation individuelle comme indiqué avec la courbe grise dans unec

Plusieurs exemples de Zeeman Stokes V les profils de la naine M active GJ 388 (AD Leo) sont illustrés sur la figure 13. Cette étoile a une topologie de champ magnétique global simple, presque axisymétrique. Par conséquent, ses Stokes V les profils présentent très peu de modulation de rotation. Cela permet de co-ajouter de nombreuses observations individuelles de AD Leo, ce qui donne une haute S/N Stokes V atlas spectral. La figure 13a–c montre plusieurs régions de longueur d'onde dans ce Stokes moyen V spectre par rapport à une observation de polarisation circulaire individuelle de haute qualité typique. Les profils de polarisation circulaire en forme de S caractéristiques sont visibles dans de nombreuses raies atomiques à la fois pour le Stokes moyen et individuel V spectre. Dans ce dernier cas, la polarisation dans les lignes individuelles atteint ±1,5 % et est détectée à, typiquement, un niveau de signification de 3 à 4 (sigma ). Les signaux de polarisation circulaire peuvent également être reconnus dans le Stokes moyen V spectres des caractéristiques moléculaires optiques les plus sensibles au magnétisme : la tête de bande TiO à (lambda approx 705,5) nm (Fig. 13b) et les raies Wing-Ford FeH (Fig. 13c). Cependant, les signaux moléculaires de Zeeman sont sensiblement plus faibles que ceux observés dans les raies atomiques et peuvent à peine être observés dans les observations spectropolarimétriques individuelles typiques des naines M. La figure 13d affiche également le LSD Stokes je et V profils dérivés de la même observation individuelle AD Leo, comme le montrent les Fig. 13a–c. Dans ce cas particulier, la signature de polarisation circulaire du LSD dépasse le niveau de bruit d'un facteur (environ 20), ce qui rend ce profil adapté à une modélisation détaillée avec ZDI.

Jusqu'à présent, la spectropolarimétrie des naines M actives était limitée à Stokes V constats. Une tentative pour détecter Stokes QU Les signatures dans le spectre optique de l'AD Leo ont été faites par Lavail et al. (2018). Ils ont réussi à obtenir une détection précise des signaux de polarisation linéaire avec du LSD dans moins de la moitié de leur très haute S/N Observations ESPaDONS. Selon cette étude, les Stokes QU les amplitudes dans les raies spectrales sont, en moyenne, 13 fois plus petites que les Stokes V signaux observés les mêmes nuits. C'est un Stokes un peu plus grand V à QU rapport d'amplitude par rapport au facteur de 5 à 10 rapporté pour d'autres étoiles de type tardif étudiées par spectropolarimétrie linéaire à haute résolution (Kochukhov et al. 2011 Rosén et al. 2013). En raison de cet ordre de grandeur, la chute de l'amplitude du signal de polarisation de Stokes V à Stokes QU, les études complètes des quatre paramètres de Stokes des naines M actives nécessitent un investissement de temps d'observation considérable et sont peu susceptibles d'être réalisables, sauf pour quelques étoiles les plus brillantes.

Le champ magnétique longitudinal moyen, (langle B_> angle ) , peut être facilement déterminé à partir du premier moment du Stokes V profil, comme décrit dans la Sect. 2.5. Cette observable magnétique caractérise la composante de champ magnétique en ligne de mire intégrée sur le disque stellaire. Cette mesure peut être utilisée pour déterminer la force approximative du champ magnétique à la surface stellaire sans effectuer une modélisation détaillée du profil de polarisation. Résolu en temps (langle B_> angle ) des mesures ont été rapportées pour 26 naines M actives par Donati et al. (2008), Morin et al. (2008b, 2010), Phan-Bao et al. (2009), et Kochukhov et Lavail (2017). Ces études ont trouvé un maximum typique (langle B_> angle ) valeurs comprises entre 200 et 700 G. Les étoiles GJ 51 et GJ 412B (WX UMa) présentent des signatures de polarisation circulaire exceptionnellement fortes, correspondant à (langle B_> angle _<>> = 2,1) –2,4 kG (Morin et al. 2010).Les champs magnétiques longitudinaux des naines M modérément actives et inactives ont été évalués dans l'étude résolue en temps de cinq étoiles par Hébrard et al. (2016) et dans le relevé instantané d'environ 100 cibles par Moutou et al. (2017). Ces auteurs ont mesuré (langle B_> angle) en dessous de 100 G pour la majorité de leurs cibles. D'après ces résultats, le maximum médian (langle B_> angle ) des nains M normaux est d'environ 30 G.

Le champ magnétique longitudinal maximal observé peut être converti en une limite inférieure de l'intensité du champ magnétique dipolaire de surface, (B_>) . Pour le cas où une géométrie dipolaire est observée pôle-on, on a (B_>environ 3 langle B_> angle _>) . Cela indique que, en supposant des topologies de champ purement dipolaires, (B_>environ 100) G pour les naines M inactives et jusqu'à plusieurs kG pour les étoiles actives.

Résultats d'imagerie Doppler Zeeman

La reconstruction de cartes vectorielles du champ magnétique de surface avec une technique d'imagerie tomographique représente une méthode ultime d'interprétation des séries temporelles de Stokes V observations de profil d'étoiles actives. La première étude ZDI d'un nain M a été réalisée par Donati et al. (2006a). Ils ont reconstruit le champ magnétique global de GJ 4247 (V374 Peg, M4), démontrant que cette étoile héberge une géométrie de champ presque axisymétrique, dominée par une composante dipolaire poloïdale, avec une intensité de champ local maximale de 2 kG. Une étude de suivi par Morin et al. (2008a) ont conclu que le champ global de V374 Peg est stable à l'échelle de 1 an. La modélisation ZDI de Donati et al. (2006a) et Morin et al. (2008a) se sont appuyés sur l'approximation en champ faible du Stokes V profils et inclus une reconstruction des inhomogénéités de luminosité du continuum de la Stokes je Spectres LSD aux côtés de la cartographie magnétique. Il a été constaté que les taches stellaires à la surface de V374 Peg ont un faible contraste et une petite couverture de zone fractionnaire par rapport aux étoiles de type tardif plus massives avec des taux de rotation similaires. Aucun lien entre la distribution des taches et la topologie globale du champ magnétique n'a été trouvé.

Donati et al. (2008), Morin et al. (2008b) et Phan-Bao et al. (2009) ont présenté d'autres études ZDI sur six nains précoces et sept nains à rotation rapide à mi-M. Ces études ont indiqué que les topologies globales du champ magnétique des étoiles de faible masse subissent une transition graduelle de configurations relativement faibles, complexes, souvent non-axisymétriques avec une contribution toroïdale significative dans les naines du début de M à des champs poloïdaux beaucoup plus forts, principalement axisymétriques de la type précédemment trouvé pour V374 Peg dans les nains mi-M. L'étoile GJ 873 (EV Lac) semble être une exception au sein du groupe d'étoiles M3-M4.5 étudié par Morin et al. (2008b) en raison de son champ à grande échelle puissant, poloïdal, mais résolument non-axisymétrique. L'émergence de forts champs axisymétriques dans les naines moyennes M se produit près de la masse critique de (approx 0.35M_odot) où l'intérieur stellaire devient entièrement convectif (Chabrier et Baraffe 1997).

L'intensité des champs magnétiques chez les naines moyennes M reconstruites avec le ZDI atteint 0,8 à 3 kG localement selon les cartes publiées, mais ne dépasse pas 0,8 kG en moyenne sur toute la surface stellaire. Il est donc clair que les analyses ZDI de Stokes V les spectres manquent une partie importante des champs totaux de 3 à 4 kG mesurés pour les mêmes étoiles à partir de spectres non polarisés. Néanmoins, les Stokes V Les spectres LSD des naines M à raies nettes GJ 285 (YZ CMi), GJ 388 (AD Leo), GJ 873 (EV Lac) et GJ 896A (EQ Peg A) révèlent encore la présence de ces champs locaux enchevêtrés par un élargissement excessif des profils de polarisation circulaire (voir Fig. 6). Cela a nécessité Morin et al. (2008b) pour incorporer le facteur de remplissage de champ à grande échelle, (f_V) , en tant que paramètre libre dans leur modélisation basée sur la solution analytique d'Unno-Rachkovsky de l'équation de transfert radiatif polarisé. Des valeurs (f_V) de 0,10 à 0,14 ont été déduites pour les quatre naines M mentionnées ci-dessus, ce qui signifie que les distributions réelles du champ magnétique global suggérées pour ces étoiles ne sont pas les cartes de flux magnétique lisse ( (B_V f_V) ) publiées par Morin et al. (2008b), mais un système très intermittent et non résolu de taches localisées, similaire à celui illustré sur la figure 6b. Cela implique également que la véritable intensité du champ local maximum - donnée par les valeurs extrêmes des cartes ZDI divisées par (f_V) - est comprise entre 7,3 et 27,3 kG. On ne sait pas si de tels champs magnétiques ultra-forts sont réels ou représentent un artefact non physique résultant d'un traitement simplifié du Stokes V Profils LSD.

Des inversions répétées de ZDI basées sur des ensembles de données obtenus à 1 ou 2 ans d'intervalle n'ont révélé aucune évolution systématique majeure des topologies globales du champ M-nain. Analyse des plus longs Stokes V les données de séries chronologiques disponibles pour AD Leo (Lavail et al. 2018) ont fourni une preuve de la réduction de l'amplitude de polarisation circulaire (à la fois dans les profils LSD et dans les lignes individuelles) pour les données collectées en 2016 par rapport aux observations faites dans période 2006-2012. C'est, à ce jour, le seul rapport d'un possible changement séculaire du champ magnétique global chez une naine M. En appliquant la même méthodologie ZDI que celle utilisée dans l'étude précédente sur AD Leo (Morin et al. 2008b), Lavail et al. (2018) ont conclu que le changement de Stokes V la morphologie du profil peut être comprise en termes de modification du facteur de remplissage (f_V) , la géométrie globale du champ restant la même en 2016 qu'aux époques précédentes.

Stokes V L'analyse ZDI a été étendue aux naines tardives M par Morin et al. (2010). Cette étude a examiné six étoiles M5-M6.5, sur la base des observations ESPaDOnS obtenues à 2 à 4 époques au cours d'années consécutives. Il a été découvert que les topologies magnétiques globales de ces étoiles se répartissent en deux catégories distinctes. Certaines étoiles ont des champs forts, axisymétriques et dominés par les dipôles qui rappellent les configurations de champ des naines de taille moyenne. Par exemple, GJ 51 et GJ 412B (WX UMa) se sont avérés héberger des champs dipolaires axisymétriques avec un flux magnétique maximal de 4 à 5 kG et une intensité de champ moyenne en surface (langle B_V angle ) = 1,0 à 1,6 kG . Le facteur de remplissage de champ global (f_V=0.12) a été déduit pour les deux étoiles, impliquant un champ local improbable allant jusqu'à (5/0.12approx 42) kG. Plusieurs autres étoiles M tardives observées par Morin et al. (2010), dont GJ 406 (CN Leo), GJ 1154A, GJ 1224, possèdent probablement le même type de champ magnétique global, mais n'ont pas pu être analysés avec le ZDI en raison de l'absence de toute modulation rotationnelle de leur fort Stokes V signature. Dans le même temps, d'autres étoiles M tardives, y compris GJ 1111, 1156, 1245B, 3622, se sont avérées avoir des champs globaux considérablement plus faibles, (langle B_V angle ) = 50-200 G, souvent avec un contribution non-axisymétrique. Les naines de faible masse avec les deux types de topologies magnétiques globales ont des paramètres fondamentaux et des périodes de rotation similaires.

Une étude ZDI des composants M5.5-M6 du système binaire GJ 65 (BL Cet et UV Cet) par Kochukhov et Lavail (2017) a fourni une autre illustration de cette dichotomie magnétique déroutante des naines M tardives. Ces deux étoiles avec des masses et des taux de rotation presque identiques forment une paire physique et doivent donc provenir du même nuage protostellaire et suivre le même chemin évolutif. Pourtant, UV Cet est connu pour montrer un schéma d'activité très différent en rayons X et radio par rapport à BL Cet. Kochukhov et Lavail (2017) ont pu relier cet écart à des champs à grande échelle dissemblables des deux étoiles. Ils ont découvert que UV Cet a un champ axisymétrique puissant, tandis que BL Cet héberge une topologie magnétique non-axisymétrique quatre fois plus faible.

Propriétés des topologies globales du champ magnétique des naines M obtenues avec la modélisation ZDI de Stokes V spectres en fonction du nombre de Rossby et de la masse stellaire. La taille du symbole est proportionnelle à l'intensité moyenne du champ global (langle B_V angle ) . La couleur du symbole illustre la fraction énergétique de la composante du champ global poloïdal (du rouge foncé pour les champs purement poloïdaux au bleu foncé pour les champs purement toroïdaux). Les formes des symboles correspondent au degré d'axisymétrie globale du champ (des décagones pour les champs purement axisymétriques aux étoiles pointues pour les topologies purement non axisymétriques). La ligne pointillée horizontale marque la limite théorique de l'intérieur entièrement convectif (M_star approx 0.35M_odot) (Chabrier et Baraffe 1997)

Toutes les investigations ZDI résumées ci-dessus ont ciblé des étoiles très actives avec des périodes de rotation inférieures à (sim ) 10 jours. Cartographie tomographique des champs globaux de sept rotations plus lentes ( (P_<>>) jusqu'à 90 jours), des nains précoces et moyens M modérément actifs ont été présentés par Hébrard et al. (2016) et Moutou et al. (2017), respectivement. Ces études ont déduit des champs topologiquement simples, souvent axisymétriques, avec une force moyenne (langle B_V angle ) = 20-130 G pour les étoiles M0-M2 et 30-270 G pour les naines M3-M4.5. D'autre part, Kochukhov et Shulyak (2019) ont reconstruit des champs complexes non-axisymétriques avec une force moyenne de 200 à 260 G et une intensité de champ local maximale de (environ 500) G pour les composantes jumelles M0,5 de la courte période (0,8 jour) éclipsant le binaire YY Gem.

Un résumé des résultats de toutes les études ZDI sur les étoiles naines M est compilé dans le tableau 2. Ce tableau présente les caractéristiques de champ à grande échelle de 30 étoiles sur la base de 53 cartes de champ magnétique distinctes. Pour chaque carte, nous listons l'intensité moyenne globale du champ (langle B_V angle ) ainsi que la fraction de l'énergie du champ magnétique contenue dans la composante poloïdale, la composante dipolaire ( (ell =1) ), et dans la partie axisymétrique ( (|m|<ell /2) ) du champ global.

Les mêmes résultats de cartographie magnétique sont illustrés sur la figure 14, qui montre des paramètres de champ globaux sélectionnés en fonction du nombre de Rossby et de la masse stellaire. Ce dernier a été calculé pour les étoiles simples selon le (M_) – (M_star ) calibration par Mann et al. (2019), en utilisant les magnitudes et les parallaxes (K_S) trouvées dans la base de données SIMBAD. La figure 14 montre plusieurs caractéristiques et tendances principales des géométries globales du champ magnétique des naines M discutées ci-dessus. Les nains précoces M ont tendance à avoir des champs divers et faibles. Les étoiles Mid-M passent à des champs simples, forts et principalement axisymétriques lorsque l'intérieur de l'étoile devient entièrement convectif. Les naines tardives M présentent une dichotomie magnétique, avec deux types de géométries magnétiques très différents trouvés indépendamment de la masse stellaire ou de la vitesse de rotation. Ce graphique montre également que des zones importantes de l'espace des paramètres masse-rotation restent inexplorées. En particulier, il y a un manque flagrant d'études ZDI d'étoiles entièrement convectives avec de longues périodes de rotation.

Comparaison des champs magnétiques globaux et totaux

Il est instructif de comparer les champs magnétiques des naines M dérivés avec les deux méthodes de diagnostic direct basées sur l'effet Zeeman. Comme discuté dans la Sect. 2.3, le champ magnétique total (langle B angle ) déduit de l'élargissement Zeeman et de l'intensification magnétique des raies dans le spectre d'intensité est susceptible de dépasser le champ magnétique moyen à grande échelle (langle B_V angle ) obtenu avec ZDI à partir d'observations polarimétriques. Le degré de divergence des deux mesures magnétiques caractérise la complexité de la topologie magnétique sous-jacente M-naine. Les premières comparaisons de ce type (Morin et al. 2008b, 2010 Reiners et Basri 2009) étaient limitées à un petit nombre d'étoiles et reposaient sur des (langle B angle ) grossiers mesurés avec des techniques approchées (voir Sect. 3.1.2 ). Plus récemment, Kochukhov et Shulyak (2019) ont étendu cette évaluation à beaucoup plus d'étoiles de faible masse, tirant parti de l'échantillon accru de naines M avec des déterminations précises de l'intensité du champ total. La figure 15 présente une version mise à jour du graphique de Kochukhov et Shulyak (2019), en utilisant les données des tableaux 1, 2 et 3. Il y a 23 étoiles avec à la fois (langle B angle ) et (langle B_V range ) mesures. Dix d'entre eux ont des configurations magnétiques globales dominées par un champ dipolaire poloïdal axisymétrique. Les 13 étoiles restantes présentent d'autres types de champs à grande échelle, notamment des mélanges de composantes poloïdales et toroïdales, des champs poloïdaux obliques, etc.

Rapport de l'intensité moyenne globale du champ magnétique (langle B_V angle ) dérivé par les études ZDI à l'intensité totale du champ (langle B angle ) obtenu de Stokes je en fonction de la masse stellaire (une) et l'intensité totale du champ (b). Les cercles rouges montrent des étoiles avec des champs globaux à prédominance dipolaire et axisymétrique. Les carrés bleus correspondent aux étoiles à champs dipolaires multipolaires ou non axisymétriques. La taille du symbole reflète le numéro de Rossby, comme indiqué par la légende dans une

Lorsqu'il est tracé en fonction de la masse stellaire (Fig. 15a), le rapport du champ moyen global au champ moyen total, (langle B_V angle ) / (langle B angle ) , ne dépasse pas 9% pour étoiles partiellement convectives. Pour les naines M entièrement convectives, ce rapport semble dépendre du type de topologie globale du champ magnétique. Les étoiles avec des champs dipolaires axisymétriques ont tendance à avoir une plus grande fraction du champ total récupéré par ZDI, (langle B_V angle ) / (langle B angle ) = 11–21% et jusqu'à 26% pour GJ 51. D'autre part, les étoiles avec d'autres types de champs à grande échelle ont (langle B_V angle ) / (langle B angle ) < 7%.

Le rapport (langle B_V angle ) / (langle B angle ) est en corrélation avec l'intensité totale du champ magnétique (Fig. 15b). On peut conclure que plus le champ moyen est fort dans une naine M, plus il est probable que cette étoile ait un champ global fort dominé par les dipôles. Il existe des exceptions à ces tendances. L'étoile GJ 873 (EV Lac) a un champ résolument non-axisymétrique, mais présente un grand rapport (langle B_V angle ) / (langle B angle ). Son champ total semble également être trop fort pour la période de rotation de 4,37 j. Le composant principal du système GJ 65 (BL Cet) a également un champ total exceptionnellement fort compte tenu de sa configuration de champ global non-axisymétrique. Quelques étoiles, GJ 388 (AD Leo) et GJ 569A (CE Boo), semblent avoir des champs globaux axisymétriques dominés par les dipôles, mais un champ total relativement faible et un faible (langle B_V angle ) / (langle B angle ) rapport.

Magnétosphères stellaires étendues

Les cartes des champs magnétiques de surface à grande échelle des naines M reconstruites avec le ZDI constituent la base de nos connaissances sur les magnétosphères étendues de ces étoiles. Différentes méthodes d'extrapolation de champ vectoriel peuvent être appliquées aux cartes ZDI dans le but d'évaluer la structure tridimensionnelle du vent stellaire, de déterminer la perte de masse et de moment angulaire et d'étudier l'impact du champ magnétique stellaire sur les planètes en orbite autour des naines M. Par exemple, Lang et al. (2012) et Vidotto et al. (2013) ont appliqué la technique d'extrapolation de surface de source de champ potentielle (PFSS, par exemple, Jardine et al. 2002) aux cartes M-nain ZDI calculées par Donati et al. (2008) et Morin et al. (2008b, 2010). Dans cette méthode, la structure du champ potentiel tridimensionnel est établie analytiquement en prenant le champ magnétique radial stellaire observé comme une condition aux limites et en supposant que les lignes de champ magnétique deviennent ouvertes à une certaine distance de l'étoile, appelée rayon de surface source, (R_mathrm<>) . Un exemple de la magnétosphère M-naine étendue calculée de cette manière pour GJ 1245B par Vidotto et al. (2013) à partir des résultats du ZDI de Morin et al. (2010) et en supposant (R_mathrm<>=2.5R_star ) est illustré à la Fig. 16.

Avec l'aide de l'approche PFSS, Lang et al. (2012) ont prédit l'émission de rayons X des naines M et ont pu reproduire la saturation observée de l'émission coronale à Ro (le ) 0,1. Vidotto et al. (2013) ont estimé la pression magnétique subie par des planètes hypothétiques dans les zones habitables des naines M avec différentes géométries de champ global, constatant que ces planètes doivent posséder des champs magnétiques beaucoup plus forts que la Terre pour maintenir leurs magnétosphères. Inversement, pour un champ magnétique planétaire semblable à la Terre, une étoile hôte naine M doit tourner beaucoup plus lentement que le Soleil pour fournir une pression magnétique suffisamment basse pour assurer la rétention atmosphérique et donc l'habitabilité planétaire.

Une procédure de modélisation magnétohydrodynamique (MHD) plus sophistiquée a été utilisée par Vidotto et al. (2011, 2014b) pour établir la structure magnétosphérique de six naines du début de la M et de l'étoile M4 V374 Peg, encore une fois à partir des cartes ZDI publiées de ces étoiles. Ces études ont indiqué que la structure détaillée du champ magnétique de surface stellaire a un impact important sur l'environnement du système planétaire, avec des configurations de champ global non-axisymétrique offrant une meilleure protection des planètes de taille terrestre contre les rayons cosmiques. D'autre part, Cohen et al. (2014) ont conclu qu'un champ magnétique nain M fortement non-axisymétrique, tel que celui trouvé pour GJ 873 (EV Lac), conduit à un échauffement Joule important et dépendant du temps des couches supérieures des atmosphères planétaires. Cette contribution au bilan énergétique doit être prise en compte dans les modèles d'atmosphères planétaires.

Image reproduite avec la permission de Vidotto et al. (2013), droits d'auteur par l'ESO

Champ magnétique coronal de GJ 1245B obtenu en extrapolant la carte de champ magnétique de surface ZDI avec la technique de surface de source de champ potentiel. La couleur des lignes de champ magnétique correspond à la pression magnétique locale qui s'exercerait sur une planète en orbite autour de cette étoile.

Les champs magnétiques à petite échelle, manquants dans les reconstructions ZDI, sont peu susceptibles d'affecter la structure des magnétosphères étendues, sauf très près de la surface stellaire (Lang et al. 2014). On ne s'attend pas non plus à ce que la négligence des composantes du champ magnétique (toroïdales) non potentielles, trouvées occasionnellement par les analyses ZDI des naines M mais omises par les études magnétosphériques, ait un impact majeur sur les inférences concernant le vent stellaire et la perte de moment angulaire (Jardine et al. 2013). Malgré cette apparente robustesse des techniques d'extrapolation de champ, le manque d'auto-cohérence avec la modélisation ZDI des champs de surface stellaire reste une source majeure d'incertitude. Calcul des Stokes V Les profils dans ZDI ont, jusqu'à présent, reposé sur des facteurs de remplissage de champ globaux non physiques et n'ont pas directement incorporé de forts champs à petite échelle. La solution du problème inverse ZDI dépend également de la paramétrisation du champ harmonique adoptée. Comme indiqué pour les étoiles de type précoce par Kochukhov et Wade (2016), restreindre cette paramétrisation à celle cohérente avec le cadre PFSS peut donner une structure de champ magnétique de surface radicalement différente de la paramétrisation plus générale du champ potentiel habituellement utilisée dans ZDI (voir Sect. 2.6). Idéalement, le champ magnétique étendu des naines M doit être déterminé de manière cohérente avec l'interprétation des Stokes observés. je et V spectres de ces étoiles.

Inutile de dire que la diversité des champs magnétiques mondiaux des naines M, en particulier parmi les étoiles M tardives, rend de nombreuses conclusions et inférences théoriques basées sur des cartes ZDI d'étoiles actives sélectionnées hautement discutables. Les étoiles entièrement convectives ne semblent pas posséder une topologie de champ magnétique global « représentative » qui change systématiquement avec la masse stellaire ou la vitesse de rotation. Les champs magnétiques de naines M hébergeant des planètes spécifiques doivent être détectés et analysés, de la même manière que les études existantes sur les naines M actives sans planètes confirmées, pour parvenir à des conclusions solides sur les effets possibles de ces champs sur les atmosphères, les intérieurs et les environnements météorologiques spatiaux des exoplanètes.


Axions, vie sombre et charge sombre

Même ainsi, les WIMPs étaient tout simplement l'idée la plus populaire pour la matière noire. Il y a d'autres hypothèses. Une hypothèse pointe vers une particule appelée neutrino stérile, qui est un cousin du neutrino plus familier généré dans les réactions nucléaires. En fait, les neutrinos du plus gros réacteur nucléaire voisin (le soleil) font constamment barrage à la Terre. Contrairement aux neutrinos ordinaires, qui sont ultralégers et interagissent via la force nucléaire faible, les neutrinos stériles sont lourds et ne subissent pas la force faible. C'est la masse lourde et les qualités de non-interaction qui font du neutrino stérile un candidat idéal pour la matière noire.

Une autre particule possible de matière noire, l'axion, a été proposée en 1977 comme un moyen de s'assurer que la force nucléaire forte traitait la matière et l'antimatière sur un pied d'égalité (donc en accord avec les observations). L'axion est une particule hypothétique très légère, mais toujours massive. Le détecteur LUX n'est pas conçu pour étudier les axions.

Ensuite, bien sûr, il y a l'hypothèse encore plus créative, qui suggère que la matière noire n'est pas une particule unique, neutre et sans interaction. Après tout, la matière ordinaire est assez compliquée. À l'échelle quantique, nous avons des quarks et des leptons et quatre forces. À l'échelle macro, nous avons vous et moi et le sucre et les étoiles et les volcans et toutes les différentes manières dont ils interagissent. La matière ordinaire a toutes sortes d'interactions et de constituants. Pourquoi pas la matière noire ? [7 faits étranges sur les quarks]

Dans cette hypothèse, la matière noire pourrait avoir une « charge noire », ou la forme de charge électrique de la matière noire. De la même manière que la matière noire ne subit pas de charge noire, peut-être que la matière ordinaire ne subit pas de charge noire. Cette charge sombre interagirait avec les photons sombres, ou les jumeaux sombres des particules lumineuses ordinaires.

Et, encore plus audacieux, peut-être que la matière noire expérimente de nombreuses forces et il existe tout un secteur sombre complexe, avec des atomes sombres et des molécules sombres et peut-être même une vie sombre. Par exemple, nous sommes capables de définir des contraintes sur ces interactions sombres possibles, nous en savons assez pour exclure les étoiles et les planètes sombres, mais les astéroïdes sombres sont possibles. Encore une fois, LUX est silencieux sur ces nouvelles idées.

Il n'est pas juste de dire que la mesure LUX conduit à une crise de la physique des particules et de la cosmologie. Mais cela donne certainement une pause aux scientifiques et suggère que nous devrions peut-être jeter un autre regard sur cette chose WIMP. Peut-être faudrait-il revoir d'autres idées. D'un autre côté, les scientifiques qui souhaitent continuer à poursuivre l'idée de WIMP ont encore quelque chose à espérer à mesure que la technologie progresse. LUX utilise un tiers de tonne de xénon liquide. Dans 10 ou 15 ans, les scientifiques prévoient de construire des détecteurs pouvant contenir 100 tonnes, offrant encore plus de chances de capturer cette rare interaction WIMP. Ce sont des moments grisants pour être un scientifique de la matière noire.

Mais au final, on ne sait toujours pas. Nous savons juste que les capacités de LUX sont suffisamment bonnes pour qu'il soit peut-être temps d'élargir notre réflexion. Pour reprendre les mots du groupe de rock Buffalo Springfield, « Il se passe quelque chose ici. Ce n'est pas tout à fait clair.

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