thumb|right|Vista d'artista d'una nana bruna.
Una nana bruna es un objècte celestiau format a partir de l'afondrament d'un nívol de gas e de poussa, mai qu'a pas la massa minimala per iniciar e entretenir de reaccions espontanèas de fusion de l'idrogèn-1. Pòu donc èsser considerada coma una estela avortada que se refreja lentament après sa formacion. Segon lo modèl en vigor, lei nanas brunas an una massa situada entre 13 e 75 massas jovianas. Aqueleis objèctes serián relativament frequents dins l'Univèrs, mai sa luminositat fòrça febla complica son observacion. Ansin, se l'idèa de son existéncia foguèt emesa tre leis ans 1960, la premiera descubèrta aguèt solament luòc en 1988.
Istòria
La teorizacion de l'existéncia dei nanas brunas
L'idèa de l'existéncia dei nanas brunas apareguèt dins lo corrent deis ans 1960, probablament dins lei trabalhs de Shiv S. Kumar sus leis estelas de febla massa(en) Shiv. S. Kumar, « Study of Degeneracy in Very Light Stars », Astronomical Journal, vol. 67, 1962, p. 579.. D'efiech, en 1962, depintèt un objècte celestiau sorn, dich « nana negra »« Black dwarf » en anglés., amb una massa tròp febla per entretenir de reaccions de fusion. Pasmens, a aquela epòca, aqueu tèrme èra ja utilizat per designar un autre objècte teoric : una nana blanca freja. De mai, l'objècte prepausat per Kumar èra probablament visible durant lei premierei fasas de son existéncia. Òr, aquò correspondiá pas ais observacions. Sa teoria aguèt donc pauc de succès, mai foguèt pas rebutada per la comunautat scientifica e en 1975, Jill Tarter suggeriguèt lo tèrme « nana bruna » per designar un tal objècte(en) Jill Tarter, « Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf », dins Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014, pp. 19-24.Lo tèrme nana negra es totjorn reservat a una nana blanca frejat. Pasmens, segon lei conoissenças actualas, la durada necessària a la formacion d'aquel objècte es superiora au temps actuau de l'Univèrs. Es donc encara un objècte teoric.. Pauc a cha pauc, amb lei progrès dei conoissenças relativas a la formacion e a l'evolucion deis estelas, lo concèpte de nana bruna foguèt acceptat. En revènge, la massa critica permetent la mesa en plaça de reaccions termonuclearas dins lo nuclèu d'una estela èra encara mau segur amb d'estimacions anant de 0,07 a 0,09 massas solaras(en) Shiv S. Kumar, « The Structure of Stars of Very Low Mass », Astrophysical Journal, vol. 137, 1963, p. 1121.(en) Chushiro Hayashi e Takenori Nakano, « Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages », Progress of Theoretical Physics, vol. 30, n° 4, 1963, pp. 460-474.(en) Takenori Nakano, « Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass », dins Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014, pp. 5-17..
Aquò cambièt dins leis ans 1980 amb la descubèrta dei reaccions de fusion dau deutèri (ò idrogèn-2). D'efiech, aquelei reaccions son possibles per d'objèctes aguent una massa superiora a 0,013 massas solaras (siá 13,6 massas jovianas). Aquela descubèrta permetèt d'afinar lo modèl de formacion e de supausar l'existéncia de plusors tipes de nanas brunas diferents. Dins aquò, la recèrca d'aqueleis objèctes demorava malaisada en causa de la temperatura relativament bassa de son atmosfèra exteriora. Foguèt donc necessari d'esperar fins ais ans 1990 per dispausar d'instruments de mesura infraroja pron precís per detectar de nanas brunas dins lei sistèmas estellars vesins dau Soleu.
Lei premierei descubèrtas
thumb|right|Imatge infraroge de Gliese 229B.
La premiera descubèrta d'una nana bruna se debanèt en 1988 a l'entorn de la nana blanca GD 165. De mesuras infrarojas mostrèron la preséncia d'un objècte en orbita qu'èra pus leugier e pus freg qu'una nana roja. Dich GD 165B, aquel objècte intrava pas dins lei categorias d'objèctes observats a aquela epòca. Es uei considerat coma lo prototipe de la nana bruna de tipe L(en) Eduardo L. Martín, Gibor Basri, Xavier Delfosse e Thierry Forveille, « Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547 », Astronomy and Astrophysics, vol. 327, 1997, L29-32.(en) J. Davy Kirkpatrick, Neill I. Reid, James Liebert, Roc M. Cutri, Brant Nelson, Charles A. Beichmann, Conard C. Dahn, David G. Monet, John E. Gizis, Michael F. Skrutskie, « Dwarfs Cooler than M: The Definition of Spectral Type L Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) », The Astrophysical Journal, vol. 519, n° 2, 1999, pp. 802-833.. Pasmens, aquela descubèrta demorèt unica durant d'annadas, çò que suscitèt de debats sus la natura de GD 165B. Mai, finalament, l'observacion de liti dins son atmosfèra menèt a la reconoissença de son estatut de nana bruna.
La segonda nana bruna, Gliese 229B foguèt identificada en 1994 a l'entorn d'una nana roja de la constellacion de la Lèbre situada a 18,8 ans lutz de la Tèrra. Pus freja que GD 165B, es desenant lo prototipe de la nana bruna de tipe T(en) Ben R. Oppenheimer, « Companions of Stars: From Other Stars to Brown Dwarfs to Planets and the Discovery of the First Methane Brown Dwarf », dins Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014, pp. 81-111.. La meteissa annada, una còla espanhòla descurbiguèt Teide 1 que venguèt la premiera nana bruna de tipe M coneguda(en) Rafael Rebolo, María Rosa Zapatero-Osorio e Eduardo L. Martín, « Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster », Nature, vol. 377, n° 6545, 1995, pp. 129-131.(en) Rafael Rebolo, « Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs », dins Viki Joergens (dir.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, 2014, pp. 25-50..
Leis observacions actualas
Dempuei leis ans 1990, lo nombre de nanas brunas identificat a ben aumentat amb objèctes d'aqueu tipe coneguts. Sa recèrca es encara complèxa en causa de sa luminositat febla, compres dins l'infraroge. Pasmens, aquelei descubèrtas semblan d'indicar que lei nanas brunas son d'objèctes celestiaus frequents dins l'Univèrs. D'efiech, plusors nanas brunas son estadas identificadas dins de sistèmas pròches dau Soleu. En particular, en 2013, foguèt descubèrt lo sistèma binari Luhman 16 qu'es constituït de doas nanas brunas situadas a 6,5 ans lutz dau Soleu(fr) Adrien Coffinet, « La naine brune la plus proche de la Terre a des bandes nuageuses comme Jupiter », Futura, 8 de mai 2020.. Una autra nana bruna, WISE 0855–0714, es tanben estada descubèrta a 7,2 ans lutz dau Sistèma Solar.
Modèl teoric
La formacion dei nanas brunas
thumb|right|Imatge de la jova nana bruna Mayrit 1701117, encara enviroutada per un nívol de gas e de poussa.
Segon lo modèl estandard actuau de la formacion estellara, l'aparicion d'una estela es lo resultat de la contraccion d'un nívol de gas e de poussa en causa de la gravitat. Pauc a cha pauc, l'aumentacion de la densitat de matèria entraïna una aumentacion de la pression e de la temperatura au còr d'aqueu nívol. Se sa massa iniciala es superiora a 0,08 massas solaras, aqueleis aumentacions permèton la mesa en plaça de reaccions de fusion nucleara de l'idrogèn. La temperatura dins lo nuclèu aumenta alora considerablament e lei radiacions emesas per lei reaccions nuclearas produson una energia sufisenta per blocar la contraccion de la matèria durant lo cicle de vida de l'estela.
Dins lo cas d'una nana bruna, la massa iniciala de la matèria susceptibla de s'afondrar es inferiora a 0,08 massa solara(en) John C. Forbes, Abraham Loeb, « On the Existence of Brown Dwarfs More Massive than the Hydrogen Burning Limit », The Astrophysical Journal, vol. 871, n° 2, 2019, p. 11.(en) Adam Burrows, W. B. Hubbard, J. I. Lunine e James Liebert, « The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets », Reviews of Modern Physics, vol. 73, n° 3, 2001, pp. 719-765.. Dins aqueu cas, la contraccion entraïna pas una aumentacion sufisenta de la temperatura e de la pression au centre dau nívol per permetre l'alucatge espontanèu de la fusion de l'idrogèn. La contraccion pòu donc se perseguir fins a la formacion d'un objècte principalament constituït de gas e de poussa.
Segon lei modèls actuaus, lo centre de la nana bruna deu aver una temperatura inferiora a 3.106 K, una pression d'aperaquí 105 Mbar e una densitat compresa entre 10 g/cm-3 e 103 g/cm-3. L'estenduda relativament larga de la plaja de densitat s'explica per l'estat de la matèria. D'efiech, dins aquelei condicions de temperatura e de pression, la formacion de matèria degenerada es possibla. Se fau nòtar que l'acrecion de matèria suplementària per la nana bruna pòu pas modificar lei condicions de temperatura e de pression dins son centre. Ansin, una aumentacion de la massa de la nana bruna durant son existéncia deuriá pas permetre l'alucatge dei reaccions de fusion dins son nuclèu.
Lei diferéncias amb leis estelas e lei planetas
Lo limit entre nanas brunas e estelas
La preséncia de liti dins l'atmosfèra es un tèst frequentament realizat per diferenciar una nana bruna e una estela car la preséncia d'aquel element s'obsèrva aisament per espectrometria. D'efiech, lo liti-7 pòu fusionar amb un proton per formar d'èli-4. La temperatura necessària a l'alucatge d'aquela reaccion es leugierament inferiora a aquela de la fusion de l'idrogèn. Son abséncia es donc generalament lo signe de la preséncia de reaccions de fusion de l'idrogèn.
Pasmens, aquò es pas sistematic car lei nanas brunas pus pesucas, aqueleis amb una massa de mai de 65 massas jovianas, pòdon fusionar sei resèrvas de liti. Dins aqueu cas, la natura de la nana bruna es caracterizada en observant la preséncia de metan dins l'atmosfèra ò de nívols compausats de fèrre, de sulfats ò de silicats. D'efiech, dins l'atmosfèra d'una estela, la temperatura es tròp importanta per permetre la formacion d'aquelei moleculas ò d'aqueleis estructuras(en) Adam J. Burgasser, Mark S. Marley, Andrew S. Ackerman, Didier Saumon, Katharina Lodders, Conard C. Dahn, Hugh C. Harris, J. Davy Kirkpatrick, « Evidence of Cloud Disruption in the L/T Dwarf Transition », The Astrophysical Journal, vol. 571, n° 2, 2002, L151-154.(en) Elena Manjavacas, Theodora Karalidi, Johanna M. Vos, Beth A. Biller e Ben W. P. Lew, « Revealing the Vertical Cloud Structure of a Young Low-mass Brown Dwarf, an Analog to the β-Pictoris b Directly Imaged Exoplanet, through Keck I/MOSFIRE Spectrophotometric Variability », The Astronomical Journal, vol. 162, n° 5, 2021, p. 179.(en) Caroline V. Morley, Jonathan J. Fortney, Mark S. Marley, Channon Visscher, Didier Saumon e S. K. Leggett, « Neglected Clouds in T and Y Dwarf Atmospheres », The Astrophysical Journal, vol. 756, n° 2, 2012, p. 172.. Dins lo cas dei nanas brunas frejas, coma WISE 0855-0714, la superficia es probablament cubèrta de glaç(en) Jacqueline K. Faherty, C. G. Tinney, Andrew Skemer e Andrew J. Monson, « Indications of Water Clouds in the Coldest Known Brown Dwarf », The Astrophysical Journal, vol. 793, n° 1, 2014, L16..
Lo limit entre nanas brunas e planetas
thumb|right|Comparason de talha entre lo Soleu, una nana bruna e Jupitèr.
D'un ponch de vista exterior, la diferéncia entre una nana bruna e una planeta es pas simpla. D'efiech, en causa de sa contraccion iniciala, una nana bruna a generalament un diamètre similar a una planeta giganta dau tipe de Jupitèr. De mai, planetas e nanas brunas orbitan sovent a l'entorn d'una estela. Pasmens, la natura de l'objècte es fòrça diferenta. Una nana bruna se forma a partir de l'afondrament d'un nívol de gas mentre qu'una planeta se forma dins lo disc d'acrecion present a l'entorn d'una estela en formacion.