Détermination par calculs numériques de la masse minimale des naines brunes

 

Serge Viau

Cégep régional de Lanaudière - Terrebonne

 

Domaine : nature et interactions de la matière

Programme de recherche pour les enseignants de collège

Concours 2011-2012

Pour la première fois, en 1995, on découvre une preuve solide de l'existence de planètes géantes gazeuses en orbite approchée autour d'étoiles autres que le soleil. Cela pose un sérieux problème à la théorie de l'origine du système solaire, car on a longtemps cru que des planètes géantes gazeuses ne pouvaient graviter aussi proche de leur étoile.

Mais s'agit-il de planètes ou bien de naines brunes? Lors des observations, les deux objets sont simplement différenciés par leur masse malgré le fait que leur processus de formation soit différent. Les planètes se forment à partir du disque gravitant autour de l'étoile principale (déjà formée) tandis que les naines brunes se forment en même temps que l'étoile principale.

Malgré tout, les objets ayant une masse plus petite que 13 fois la masse de Jupiter sont considérés être des planètes et non des naines brunes. Puisque la masse est la caractéristique la plus importante de l'objet à identifier, je me propose de déterminer la masse minimale que peuvent avoir les naines brunes à l'aide d'un code de simulation numérique 3D moderne pouvant traiter le transfert radiatif. On crée initialement un nuage moléculaire qu'on laisse évoluer. Le nuage s'effondre sous sa propre gravité et forme une étoile et des naines brunes en orbite autour de cette étoile.

Ces simulations numériques vont permettre de suivre le processus de formation des différents objets pour ainsi identifier les naines brunes et calculer leur masse. Nous verrons jusqu'à quelle masse minimale une naine brune peut se former.