Quelle masse doit atteindre une étoile pour pouvoir « s’allumer » ? Certains objets formés sont en effet trop peu massifs pour permettre les réactions thermonucléaires nécessaires. Mais où cette limite se situe-t-elle ?
Les étoiles ne sont pas éternelles. Comme nous qui sommes faits de poussière d’étoiles, elles naissent, vivent et meurent. Si une étoile est assez massive, elle se met alors à briller au cours de sa vie : les réactions de fusion thermonucléaire ont alors transformé les noyaux d’hydrogène en noyaux d’hélium. Ce fut notamment le cas du Soleil un jour, sans quoi nous ne serions pas là. Plus l’étoile est massive, plus la réaction thermonucléaire est intense et plus la surface de l’étoile est lumineuse. En abondance dans l’Univers, les naines brunes ne sont pas assez massives par exemple. Elles ne peuvent donc soutenir ces réactions nucléaires. Elles ne brillent pas et c’est d’ailleurs pour cette raison que les astronomes ont tant de mal à les repérer. Pour vous donner une idée, si notre Soleil était une naine brune, les jours sur Terre sembleraient plus sombres qu’une nuit éclairée par la Lune.
Mais alors, quelle masse doit atteindre une étoile pour « s’allumer » ? De précédents calculs suggéraient que la masse limite entre les naines brunes et les naines rouges — ces étoiles justes assez massives pour soutenir la fusion nucléaire — se situait autour de 7 à 8 % de celle du soleil. Mais jusqu’à présent, cela n’avait jamais été directement mesuré. Trent Dupuy, de l’Université du Texas à Austin, et Michael Liu, de l’Université d’Hawaï à Honolulu, ont récemment mesuré les masses de 37 naines rouges et brunes. Leurs orbites (qui dépendent de leur gravité) ont alors révélé leurs masses.
Le classement des objets par rapport à leur masse a alors révélé cette rupture. La limite entre les étoiles « réussies » et « échouées » s’avère être d’environ 6,7 % de celle du soleil, soit environ 70 fois celle de Jupiter. C’est donc légèrement inférieur à ce qui était supposé jusqu’alors.
