Les naines brunes sont considérées comme des corps intermédiaires entre une planète (géante gazeuse) et une étoile. Elles ont généralement des masses comprises entres les planètes les plus massives et les étoiles les moins massives.
A cause de leurs masses trop faibles, les températures et les pressions au cœur ne sont pas suffisantes pour enclencher ou bien entretenir des réactions de fusion nucléaires.
Au cours de sa vie, une naine brune peut réussir à démarrer une réaction de fusion sans avoir pu atteindre un état stable. On considère que ce type de corps doit avoir une masse comprise entre 13 fois celle de Jupiter et 7% de la masse de notre soleil (au-dessus de cette masse les réactions de fusion peuvent s’enclencher durablement).
Ces « étoiles ratés » brillent légèrement grâce à la chaleur qu’elles émettent sous l’effet de leur gravité (elles se contractent).
Un tel corps possède des températures de l’ordre de plusieurs milliers de degrés. On qualifie une naine brune de froide en dessous de 1 000 °C, et de chaude à partir de 2 000 °C.
La chaleur produite par une naine brune étant le résidu de sa formation, une jeune naine brune sera plutôt chaude, puis se refroidira lentement au cours de son existence. D’ailleurs, les jeunes naines brunes ont des températures de surface semblables à celles des étoiles peu massives et plus âgées, et en sont presque indifférenciables. Ce n’est qu’après quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années (dépendant de la masse de la naine brune) que celles-ci atteignent les températures des étoiles les plus froides (environ 1 800 K).
Au bout de plusieurs milliards d’années, elles ont des températures de surface allant de 400 K à 1 000 K.
En 2004, nous avons découvert la première exoplanète orbitant autour d’une naine brune à environ 170 années-lumière. Il s’agit de la planète 2M1207b orbitant autour de 2M1207. La masse de ce corps est estimée entre 3 et 10 fois la masses de Jupiter.
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