Objet substellaire

Un objet substellaire , parfois appelé sous-étoile , est un objet astronomique dont la masse est inférieure à la plus petite masse à laquelle la fusion de l'hydrogène peut être maintenue (environ 0,08 masse solaire ). Cette définition inclut les naines brunes et les anciennes étoiles similaires à EF Eridani B , et peut également inclure des objets de masse planétaire , quel que soit leur mécanisme de formation et qu'ils soient ou non associés à une étoile primaire .

En supposant qu'un objet sous-stellaire ait une composition similaire à celle du Soleil et au moins la masse de Jupiter (environ 0,001 masse solaire), son rayon sera comparable à celui de Jupiter (environ 0,1 rayon solaire ) quelle que soit la masse de l'objet sous-stellaire (les naines brunes ont moins de 75 masses de Jupiter). Cela est dû au fait que le centre d'un tel objet sous-stellaire dans la plage supérieure de la masse (juste en dessous de la limite de combustion de l'hydrogène ) est assez dégénéré , avec une densité d'environ 10 ³ g/cm ³ , mais cette dégénérescence diminue avec la diminution de la masse jusqu'à ce que, à la masse de Jupiter, un objet sous-stellaire ait une densité centrale inférieure à 10 g/cm ³ . La diminution de la densité équilibre la diminution de la masse, en gardant le rayon à peu près constant.

Les objets substellaires comme les naines brunes n'ont pas assez de masse pour fusionner l'hydrogène et l'hélium, et ne subissent donc pas l' évolution stellaire habituelle qui limite la durée de vie des étoiles.

Un objet substellaire dont la masse est juste en dessous de la limite de fusion de l'hydrogène peut déclencher temporairement la fusion de l'hydrogène en son centre. Bien que cela fournisse une certaine énergie, elle ne sera pas suffisante pour surmonter la contraction gravitationnelle continue de l'objet . De même, bien qu'un objet dont la masse est supérieure à environ 0,013 masse solaire soit capable de fusionner du deutérium pendant un certain temps, cette source d'énergie sera épuisée dans environ 1 à 100 millions d'années. En dehors de ces sources, le rayonnement d'un objet substellaire isolé provient uniquement de la libération de son énergie potentielle gravitationnelle , ce qui le fait refroidir et rétrécir progressivement. Un objet substellaire en orbite autour d'une étoile rétrécira plus lentement à mesure qu'il sera maintenu au chaud par l'étoile, évoluant vers un état d'équilibre où il émet autant d'énergie qu'il en reçoit de l'étoile.

Les objets substellaires sont suffisamment froids pour contenir de la vapeur d'eau dans leur atmosphère. La spectroscopie infrarouge peut détecter la couleur distinctive de l'eau dans les objets substellaires de la taille d'une géante gazeuse , même s'ils ne sont pas en orbite autour d'une étoile.

En 1918, William Duncan MacMillan proposa de classer les objets sous-stellaires en trois catégories en fonction de leur densité et de leur état de phase : solide, transitionnel et gazeux sombre (non stellaire). Les objets solides comprennent la Terre, les petites planètes telluriques et les lunes ; Uranus et Neptune (ainsi que les mini-Neptune et les super-Terres ultérieures ) sont des objets de transition entre solide et gazeux. Saturne, Jupiter et les grandes planètes géantes gazeuses sont dans un état entièrement « gazeux ».

Un objet substellaire peut être un compagnon d'une étoile, comme une exoplanète ou une naine brune en orbite autour d'une étoile. Des objets aussi bas que 8 à 23 masses de Jupiter ont été appelés compagnons substellaires.

Les objets en orbite autour d'une étoile sont souvent appelés planètes dont la masse est inférieure à 13 fois celle de Jupiter et naines brunes dont la masse est supérieure à 13 fois celle de Jupiter. Les compagnons situés à la limite entre planète et naine brune ont été appelés super-Jupiters , comme celui qui entoure l'étoile Kappa Andromède . Néanmoins, des objets aussi petits que 8 masses de Jupiter ont été appelés naines brunes.