ind´ependant de la latitude. Or, la temp´erature d’´equilibre d’un corps gris avec l’alb´edo de Jupiter `a 5.2 UA du Soleil n’est que de 109 K (Pearl & Conrath, 1991). Par cons´equent, le flux ´emis par la plan`ete est de (125/102)4
'1.7 fois le flux d ˆu `a la r´e´emission du flux stellaire absorb´e. Ce ph´enom`ene ne peut se comprendre que si la plan`ete est dot´ee d’une source d’´energie interne. La com-position du coeur de Jupiter en ´el´ements radioactifs `a dur´ee de vie longue ne peut expliquer le flux observ´e, et la production de chaleur par des r´eactions de fusion de l’hydrog`ene ne peut ˆetre consid´er´ee que pour des corps ayant une masse de 60 masses joviennes au moins. La source de chaleur la plus pro-bable semble ˆetre associ´ee `a un ´echappement de chaleur d’un int´erieur chaud soumis `a de hautes pressions (107bar au centre). La perte de l’´energie ther-mique conduit `a la contraction lente de la plan`ete. La contraction se traduit donc par une conversion de l’´energie potentielle gravitationnelle en chaleur et une augmentation de la pression du coeur. Pour produire le flux observ´e, la contraction requise n’est que de 1 mm par an pour Jupiter.
1.2 Naines brunes
En 1963, Kumar (1963) sugg´era qu’il pouvait exister une classe de corps similaires `a des ´etoiles, mais dont la masse est trop faible pour que la temp´erature et la densit´e en leur centre puissent initier les r´eactions de fu-sion nucl´eaire de l’hydrog`ene. Bien qu’appel´ees initialement naines noires, ces ´etoiles “rat´ees” furent renomm´ees ensuite naines brunes. En fait, la d´efinition de ce qu’est une naine brune n’est aujourd’hui pas tr`es claire.
Etoiles et naines brunes, bien qu’elles suivent le mˆeme mode de formation, par fragmentation puis effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz inter-stellaire, sont fondamentalement diff´erentes : alors que la source d’´energie in-terne de l’´etoile a une dur´ee de vie relativement longue, due notamment `a la fusion de l’hydrog`ene en h´elium, la naine brune, de masse inf´erieure `a0.07 M , a un coeur trop froid pour initier les r´eactions de fusion de l’hydrog`ene soutenues par les ´etoiles de la s´equence principale. La naine brune se refroidit alors inexorablement, `a mesure qu’elle vieillit.
Plus de la moiti´e des ´etoiles de la Galaxie sont doubles ou multiples. On peut donc penser judicieusement que la recherche des naines brunes doit s’orienter de pr´ef´erence autour d’autres ´etoiles, bien que des naines brunes isol´ees aient ´et´e d´ecouvertes en particulier par DENIS (DEep Near Infrared Survey of the Southern Sky ; voir Delfosse et al., 1997), dont l’objectif principal est de fournir une couverture compl`ete de l’h´emisph`ere sud dans deux bandes infrarouges (J `a 1.25µm et K `a 2.2µm) et une bande optique (I `a 0.8µm).
En dehors de la s´equence principale du diagramme Hertzsprung-Russell, la luminosit´e des naines brunes ne peut certainement pas conduire `a la d´etermination de leur masse. En effet, la loi d’Eddington masse-luminosit´e traduit la variation de la luminosit´e des ´etoiles de la s´equence principale en fonction de leur masse selon le sch´ema suivant :
o `u n=3.9 pour M<7 M
n=3.0 pour 7 M
< M<25 M
n=2.7 pour 25 M < M
Le diagramme Hertzsprung-Russell coupl´e `a la loi masse-luminosit´e d’Ed-dington nous informe que les ´etoiles les plus lumineuses sont aussi les plus massives (classe spectrale O) et les moins lumineuses les moins massives (classe M). Dans un rayon de 10 pc autour du Soleil, les ´etoiles de type M (naines rouges) sont les plus nombreuses.
Une ´etoile nait lorsque lorsque la temp´erature et la pression augmentent `a tel point au centre d’un nuage de gaz mol´eculaire en effondrement gravi-tationnel que les atomes H sont conduits `a fusionner (`a Tc '107 K), lib´erant ainsi de l’´energie. La masse minimale de combustion de l’hydrog`ene est
0.07 M , pour une m´etallicit´e solaire, Z=Z (Chabrier & Baraffe, 1997). Cette valeur d´epend toutefois des mod`eles d’atmosph`ere utilis´es. Un objet de com-position solaire, de masse 0.06 `a 0.07 M , ne peut br ˆuler son hydrog`ene, mais peut initier la combustion, lente, du lithium (Chabrier & Baraffe, 1997), `a T=106K, qui se transforme en deux noyaux de He par collision avec un noyau d’hydrog`ene (proton). Par cons´equent, le lithium qui n’est pas br ˆul´e dans le coeur des naines brunes de masse inf´erieure `a 0.06 M doit se manifester dans le spectre de la naine brune et r´ev´eler un motif en absorption `a 670.8 nm (dou-blet Li I) traduisant l’abondance primordiale du lithium (2 atomes pour 109
atomes de H pour une composition solaire).
Tout comme pour les ´etoiles de tr`es faible masse (0.08 M
<M <0.3 M ), les mod`eles pr´edisent l’int´erieur de la naine brune enti`erement convectif (voir par exemple Lunine et al., 1986). mais sa masse est suffisamment faible pour interdire la fusion nucl´eaire en son coeur. A la place, la force de gravit´e qui tend `a contracter la naine brune entraine la lib´eration d’´energie qui, par des m´ecanismes de convection, remonte vers la surface, permettant ainsi `a la naine brune de rayonner vers l’espace en infrarouge. La contraction gra-vitationnelle est frein´ee par la pression interne du gaz. Par cons´equent, la lib´eration d’´energie d’origine gravitationnelle est frein´ee et l’objet devient de moins en moins lumineux.
Ceci ´etant, au d´ebut de sa vie, une naine brune peut initier des r´eactions nucl´eaires de fusion de protons avec des noyaux de deut´erium (1 proton et 1 neutron), qui lib`erent un peu d’´energie. Sa masse doit ˆetre alors au moins de 13 M pour une m´etallicit´e solaire.
La masse minimale de combustion de l’hydrog`ene marque la limite entre les ´etoiles de tr`es faibles masses (M <0.1 0.3 M ) et les naines brunes. Sa valeur, qui d´epend de la m´etallicit´e de l’´etoile, est estim´ee `a 0.07 M environ. Apr`es leur formation, les naines brunes en contraction br ˆulent leur r´eserve de deut´erium, initialement pr´esent dans le milieu o `u elles se forment, sans jamais atteindre la temp´erature minimale de fusion de l’hydrog`ene. Elles sont alors priv´ees de toute source d’´energie nucl´eaire et se refroidissent donc rapi-dement vers un ´etat quantique d´eg´en´er´e. C’est la pression de d´eg´en´erescence des ´electrons qui contrebalance la gravit´e. Leur luminosit´e chute et devient inf´erieure `a celle des naines M : dans le diagramme Hertzsprung-Russell, elles se situent au-dessous de la s´equence principale. Ce sont des objets
1.2 Naines brunes 19
substellaires, tout comme les plan`etes. Elles se diff´erencient des plan`etes par leur mode de formation : par fragmentation pour les naines brunes (comme pour les ´etoiles), par accr´etion de plan´et´esimaux pour les plan`etes. Gliese 229 B est la seule naine brune d´etect´ee en orbite autour d’une ´etoile. Elle aurait donc pu se former par effondrement gravitationnel dans la n´ebuleuse mais l’´ecart `a l’´etoile (45 UA) semble exclure cette hypoth`ese.
Du fait de leur faible temp´erature (Teff 2500 K), leur pic d’´emission se situe dans l’infrarouge proche (1 `a 5µm). En supposant qu’elles rayonnent comme des corps noirs, d’apr`es la loi de Wien, leur maximum d’´emission `a Teff = 2500 K se produit `a ˘max 1.16µm. Ce r´esultat est bien entendu erron´e puisque Gl229 B pr´esentent dans son spectre de nombreuses bandes d’absorption mol´eculaire. N´eanmoins, il donne une id´ee grossi`ere de la r´egion spectrale o `u est attendu le maximum de l’´emission thermique. Une ´etude spectroscopique en infrarouge de Gl229 B a conclu que 65 % du flux ´emergent est ´emis entre 0.837 et 5µm.
Grˆace `a la convection, le lithium est enti`erement ramen´e dans les r´egions centrales des naines brunes et devrait ˆetre d´etruit, par collision avec les pro-tons. Pour les naines brunes les plus froides, la temp´erature de combustion de Li n’est jamais atteinte. Par cons´equent, leur r´eservoir initial de 7Li est conserv´e en grande partie. Le test du lithium est tout d’abord une preuve pour la confirmation d’une candidate naine brune, mais aussi un traceur pour sa masse et son ˆage.
Le test du lithium. Un test observationnel valide pour confirmer une naine brune est la d´etection du lithium (Li I) dans la photosph`ere (Rebolo et al., 1996; Magazzu et al., 1993). La photosph`ere est d´efinie comme le niveau at-mosph´erique duquel les photons qui s’´echappent peuvent ˆetre d´etect´es. L’abondance du lithium d´epend ´egalement de l’ˆage de l’objet, mais la pr´esence de lithium dans un objet plus vieux que 109ans est la preuve d’une masse inf´erieure `a 0.06 M (Chabrier et al., 1996).
Pourtant, une fois que la naine brune se refroidit `a Teff = 1500 K, le lithium commence `a former des mol´ecules et la signature spectrale Li I est moins forte (Pavlenko, 1998; Burrows & Sharp, 1999). Cependant, au-dessous de 1500 K, un autre diagnostic observationnel est alors apport´e par la pr´esence de CH4 dont l’abondance est favoris´ee par rapport `a CO, `a l’´equilibre thermo-chimique. La d´etection spectroscopique des intenses motifs en absorption de CH4entre 1 et 5µm signifie donc que la temp´erature effective de l’objet doit ˆetre inf´erieure `a 1500 K.
On en sait plus sur les naines brunes depuis la d´etection directe de l’une d’entre elle, Gliese 229 B, sur laquelle imagerie et spectrographie ont pu ˆetre r´ealis´ees, contrairement aux plan`etes g´eantes extrasolaires pour lesquelles le contraste plan`ete/´etoile est trop faible.