Les naines rouges "L", qu'est-ce que c'est?

[Fitz]

Bonjour.

 

Vous connaissez sans doutes la classification spectrale des étoiles selon leur couleur. Il y a des étoiles G, A, O, B, M... et L.

 

Les étoiles L regrouperaient des naines brunes en train de refroidir, des naines rouges plus froides que la moyenne et une supergéante issue de la collision de deux étoiles.

 

Parmi les naines L j'ai trouvé la composante stellaire de la nova naine VW Hyi, Les deux composantes (naine rouge et brune) du couple 2MASSW J0746425+2000321 (la naine brune a la particularité de pulser comme un pulsar) et surtout des naines brunes...

 

Alors, pourquoi certaines naines rouges sont (ou deviennent) des étoiles L? Une histoire d'age? Je ne pense pas, les étoiles sont censées se réchauffer avec le temps et les naines rouges ne font pas exception, puisque les simulations vont jusqu'à les font évoluer jusqu'au state de naines bleues O dans plusieurs milliards d'années. De plus le spectre L de 2MASSW J0746425+2000321 B indique que c'est une naine brune encore jeune. J'ai pensé aussi que ça pouvait être une histoire de masse, mais l'étoile de Van Biesbroeck, l'étoile la moins massive connue affiche un beau spectre M8V, malgré son milliard d'années d'existence (ce qui est je pense suffisant pour évacuer presque toute l'énergie de contraction gravitationnelle accumulée pendant sa formation).

 

Alors, qu'est-ce que vous savez des naines L?

[MorEri]

Bonjour;

 

tu dis que toute les etoiles se rechauffent; sans doute vrai sur la sequence principale , mais quid de ces 'etoiles' très très froides (il y a un moment ou il n'y a plus assez de reactions pour chauffer non ?? (exemple limite : jupiter)

j'imagine un effet de seuil....

[Fitz]

Tant qu'un astre a une masse supérieure à 80-85 fois la masse de jupiter elle va bruler de l'hydrogène dans le cœur donc être sur la séquence principale. Les astres moins massifs (naines brunes) ont un spectre "L" car elles se refroidissent, mais ça ne devrait pas être le cas pour les naines rouges.

[Fitz]

Personne?

[gabal]

Pas certains que la classification en L ait été pérenne. OBAFGKissMyLips est devenue OBAFGKissMe. On a viré les Lips. Une erreur ?

[gabal]

Je reviens. Il semble que cette classe spectrale ait été définie avec la découvertes des naines brunes. Donc comme ce ne sont pas des étoiles elles n'ont pas été retenues pour une classification stellaire. Les dernières étoiles sont de type M9 (2100°).

Il faut se méfier dans les raprochements entre classe stellaire (5 types, supergeantes,geantes brillantes, géantes, subgéante, naines,) et classes spectrales (OBAFGKM,+plein de sous types de températures). Ca ne colle pas avec l'évolution stellaire tant les phénomènes physiques en jeux sont parfois en opposition. Par exemple on trouve des supergéantes F, rare et massive, en lieu et place de supergéantes M de masse solaire et plus fréquentes. La masse initiale de l'étoile détermine sont parcourt dans le diagramme HR, pas sont type spectral.

Lire à ce sujet cet excellent atlas de clasification spectrale d'un grand spectroscopiste amateur auteur de SpcAudace:

http://bmauclaire.free.fr/astronomie/spectro/atlas/seriebr/

Bon courage...

[Fitz]

je ne rêve pas:

 

http://www.eso.org/public/news/eso0420/

 

edit: en français http://www.insu.cnrs.fr/a970,mesure-masse-un-couple-etoile-naine-brune.html

[ChiCyg]

Le type spectral est une chose, l'objet qui a ce spectre en est une autre.

 

Les spectres L sont des spectres plus froids que les spectres M. Encore plus froid il y a les spectres T et leurs bandes de méthane.

 

Les naines rouges sont les étoiles les moins massives. Elles brulent l'hydrogène en hélium, c'est pour cela que ce sont des étoiles. Mais comme elles brulent doucement leur hydrogène elles peuvent rester sur la séquence principale pendant des dizaines de milliards d'années. Donc il ne peut pas y avoir de naines rouges évoluées c'est à dire qui aient brûlé tout leur hydrogène ou alors l'univers est plus àgé que 13 milliards d'années .

 

Les naines brunes ne sont pas des étoiles : elles ont une masse trop faible pour être capables de bruler de l'hydrogène dans leur coeur. Du coup elles refroidissent assez vite.

 

Les naines rouges peuvent être de spectres K, M ou L,

Les naines brunes peuvent avoir des spectres M, L ou T

 

Il est difficile d'après le spectre de savoir à quelle bestiole on a affaire. S'ajoutent les vieilles naines blanches refroidies qui peuvent présenter des spectres froids .

[Fitz]

Bon pour cet astre la nature est bien définie: on connait son diamètre, sa masse, son spectre...

 

Mais ma question reste la même, qu'est-ce qui fait que cette étoile (et d'autres) est vachement plus froide que d'autres, pourtant moins massives, et du même age. Comme VB 10 qui affiche 2600K contre 1800K pour 2M0746 A (j'abrège); la différence est énorme! Les étoiles de faible masse et les naines brunes semblent être suffisamment prévisibles, et il n'a nul part été dit que les naines rouges L sont "bizarres", elle répondent donc à un un modèle qui décrit leur évolution.

 

VB 10:

masse: 0,0779 M_Sol ;

age: ~10^9 ans ;

température: 2600 K

 

2M0746 A:

masse: 0,085 M_Sol ;

age: ~10^9 ans ;

température: 1800 K

 

 

Désolé de vous faire ch... avec ça, mais ça m'intrigue, et j'espère attirer votre attention sur ce problème également.

[ChiCyg]

Fitz, ma réponse ne sera peut-être pas très satisfaisante, mais, à ma connaissance l'étude des naines rouges et brunes est relativement récente et très difficile. Un premier éléement : pour ces étoiles de faibles masses tout est plus lent et elles mettent beaucoup de temps rien que pour arriver sur la séquence principale (5 milliards d'années pour une naine de 0,07 masse solaire) donc elles vont évoluer pendant toute cette période.

 

Ensuite, dans les objets très froids les molécules sont les principaux responsables de l'opacité. Mais la quantité de molécules va dépendre de la composition du milieu dans lequel s'est formée la naine. S'il est riche en "métaux" il y aura plus de molécules H2O, TiO, etc ... que s'il est pauvre. Le spectre pour la même masse et le même âge pourra être très différent.

 

J'espère ne pas dire trop de bêtises ...

[Fitz]

Tu veux dire que durant la phase T Tauri, une étoile de faible masse a un spectre M, puis qu'elle peut refroidir le temps que la fusion de l'hydrogène s'enclenche? Et qu'ensuite seulement elle se réchauffe à nouveau?

 

Pour ce qui est de la deuxième partie de la réponse, j'en doute... 2M0746 A est accompagnée d'une naine brune L qui a donc finit la combustion du deutérium et est en train de refroidir. Les deux astres se sont formées en même temps, avec la même composition, une masse relativement proche (0,085 et 0,066 M_Sol), et ont refroidit en même temps. L'article indique bien que leur température est très proche.

 

Est-ce que tu as une source pour l'entrée lente des étoiles de faible masse sur la séquence principale?

 

... ça me travaille tout ça...

 

Ça me donne une bonne piste en tout cas. Si ces deux astres ont le même age, la même température et à peu près la même masse ils ont du avoir le même comportement jusqu'à maintenant. Donc si j'ai bien compris:

 

Naine rouge: Formation => phase T Tauri (M) => combustion du deutérium(M) => Refroidissement et contraction gravitationnelle (L) => séquence principale (M) => réchauffement progressif => naine bleue...

 

Naine brune: Formation => phase T Tauri (M) => combustion du deutérium(M) => Refroidissement et contraction gravitationnelle (L => T => Y...)

[ChiCyg]

Fitz, j'essaie d'apporter des éléments de réponse mais mon ignorance est immense j'ignore si toutes les étoiles passent par une phase T Tauri, ni si les étoiles de très faibles masses y passent.

 

Je pense simplement que les choses sont plus compliquées qu'elles y paraissent, qu'un même scénario n'est pas forcément suivi par tous les objets d'une masse donnée et que sous des apparences identiques peuvent se cacher des objets très différents.

 

Pour les références je n'ai pas trouvé quelque chose de synthétique qui réponde à tes questions (mais je n'ai pas beaucoup cherché). Si tu lis l'anglais, tu peux partir des articles de Baraffe et Chabrier de l'ENS de Lyon, qui, je crois, sont assez pointus sur le sujet.

[gabal]

Les naines rouges sont tres mal comprises, les naines brunes encore plus. On est à la limite des modèles, toutes comme le étoiles massives le sont.

Les naines rouges sont des objets extrêment actif, c'est paradoxal, mais on les appelles aussi des étoiles dragons. Leur spectre montre de brusque changement, des flares chromosphériques fréquents et intense. Il ne ferait pas bon être dans leur parage.

Le magnétisme particulier de ces étoiles totalement convective semble être en cause.

La métallicité peut être à l'origine de la disparité entre les températures mesurée par changement de l'opacité photosphérique. Les modes de formation, T-Tauri ou pas, accrétion, coalescence, je ne crois pas qu'il y est de consensus. Il faut aussi se méfier de ce que donne les modèles quand à l'âge. D'autant plus que le spectre est celui de la dernières surface absorbante et qu'il ne s'agit pas forcément de la photosphère (présence de poussière, nuage de TiO, etc).

Si l'objet est binaire il peut tres bien y avoir eu un enrichissement en métaux d'une par rapport à l'autre au court des premiers millions d'année d'existence.

Enfin bref, en astrophysique il faut bien voir que les paramètres sont rarement connus avec une précision absolue. Je dirais que pour les paramètre d'une étoile, comme sa masse/température effective une précision de 10% est déjà excellente et rare. On se garde souvent bien de relativiser les résultats dans les papiers.

Pas facile de se faire une idée.

En tout cas dans le domaine amateur y a du boulot de surveillance sur ces flares stars en spectro/photmétrie pour des sciècles.

[Fitz]

Bon d'après ce que j'ai trouvé, les étoiles de très faible masse connaissent un phase durant laquelle elles ne connaissent que la fusion du deutérium. D'ailleurs, elles pulsent comme des céphéides pendant cette phase, mais toutes les quelques heures... Elles arborent durant cette phase un spectre M.

 

http://www2.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=2881

http://209.85.229.132/search?q=cache:AFxWetWb2U8J:sait.oats.inaf.it/MSAIt760205/PS/2005MmSAI..76..229P.ps.gz+pulsation+brown+dwarf&cd=7&hl=fr&ct=clnk&gl=fr&client=firefox-a