Quelle étoile naine rouge, distante d'environ 4,2 années-lumière dans la constellation du Centaure, est l'étoile la plus proche du Soleil ?
Proxima Centauri
Les naines rouges sont de loin le type d’étoile le plus répandu dans la Voie lactée, du moins au voisinage du Soleil, mais en raison de leur faible luminosité, les naines rouges individuelles ne peuvent pas être facilement observées. Depuis la Terre, aucun n’est visible à l’œil nu. Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Soleil, est une naine rouge (type M5, magnitude apparente 11,05), tout comme vingt des trente étoiles les plus proches.
Une naine rouge est une petite étoile relativement froide sur la séquence principale, de type spectral K ou M. Les naines rouges ont une masse allant d'un minimum de 0,075 masse solaire () à environ et ont une température de surface inférieure à 4 000 K.

Les naines rouges sont de loin le type d’étoile le plus répandu dans la Voie lactée, du moins au voisinage du Soleil, mais en raison de leur faible luminosité, les naines rouges individuelles ne peuvent pas être facilement observées. Depuis la Terre, aucun n’est visible à l’œil nu. Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Soleil, est une naine rouge (type M5, magnitude apparente 11,05), tout comme vingt des trente étoiles les plus proches.
Selon certaines estimations, les naines rouges représenteraient les trois quarts des étoiles de la Voie lactée.

Les modèles stellaires indiquent que les naines rouges ne sont pas entièrement convectives. Ainsi, l’hélium produit par la fusion thermonucléaire de l’hydrogène est constamment remixé dans toute l’étoile, évitant ainsi son accumulation au cœur et prolongeant la période de fusion. Les naines rouges se développent donc très lentement, conservant une luminosité et un type spectral constants pendant des milliards d’années, jusqu’à épuisement de leur combustible. En raison de l’âge relativement court de l’univers, aucune naine rouge n’existe à des stades avancés de l’évolution.

Définition

Le terme naine rouge lorsqu’il est utilisé pour désigner une étoile n’a pas de définition stricte. L'une des premières utilisations du terme remonte à 1915, simplement pour comparer les étoiles naines « rouges » aux étoiles naines « bleues » plus chaudes. Son usage est devenu établi, même si la définition est restée vague. En ce qui concerne les types spectraux considérés comme des naines rouges, différents chercheurs ont choisi différentes limites, par exemple K8-M5 ou « plus tard que K5 ». L'étoile naine M, en abrégé dM, était également utilisée, mais elle incluait parfois également des étoiles de type spectral K.

Dans l’usage moderne, la définition d’une naine rouge varie encore. Lorsqu'il est explicitement défini, il inclut généralement les étoiles de la classe K tardive et du début à la classe M moyenne, mais dans de nombreux cas, il est limité aux étoiles de la classe M. Dans certains cas, toutes les étoiles K sont incluses comme naines rouges, et parfois même des étoiles plus anciennes.

On pense que les véritables étoiles de la séquence principale les plus froides ont des types spectraux autour de L2 ou L3, mais de nombreux objets plus froids qu'environ M6 ou M7 sont des naines brunes, insuffisamment massives pour soutenir la fusion de l'hydrogène-1.

Description et caractéristiques

Les naines rouges sont des étoiles de très faible masse. En conséquence, ils ont des pressions relativement faibles, un faible taux de fusion et donc une basse température. L'énergie générée est le produit de la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium au moyen du mécanisme de chaîne proton-proton (PP). Ces étoiles émettent donc peu de lumière, parfois aussi peu que celle du Soleil. Même les plus grandes naines rouges (par exemple HD 179930, HIP 12961 et Lacaille 8760) n'ont qu'environ 10 % de la luminosité du Soleil. En général, les naines rouges transportent moins d’énergie du noyau vers la surface par convection. La convection se produit en raison de l'opacité de l'intérieur, qui présente une densité élevée par rapport à la température. En conséquence, le transfert d’énergie par rayonnement est diminué et la convection est la principale forme de transport d’énergie vers la surface de l’étoile. Au-dessus de cette masse, une naine rouge aura une région autour de son noyau où la convection ne se produit pas.

Parce que les naines rouges de faible masse sont entièrement convectives, l’hélium ne s’accumule pas au cœur et, comparées aux étoiles plus grandes comme le Soleil, elles peuvent brûler une plus grande proportion de leur hydrogène avant de quitter la séquence principale. En conséquence, les naines rouges ont estimé une durée de vie bien supérieure à l’âge actuel de l’univers, et les étoiles n’ont pratiquement pas eu le temps de quitter la séquence principale. Plus la masse d’une naine rouge est faible, plus sa durée de vie est longue. On pense que la durée de vie de ces étoiles dépasse la durée de vie prévue de 10 milliards d'années de notre Soleil de la troisième ou quatrième puissance du rapport entre la masse solaire et leurs masses ; ainsi, une naine rouge pourrait continuer à brûler pendant 10 000 milliards d’années. À mesure que la proportion d’hydrogène contenue dans une naine rouge est consommée, le taux de fusion diminue et le noyau commence à se contracter. L'énergie gravitationnelle libérée par cette réduction de taille est convertie en chaleur, qui est transportée dans toute l'étoile par convection.

Selon des simulations informatiques, la masse minimale qu'une naine rouge doit avoir pour éventuellement évoluer en géante rouge est de ; les objets moins massifs, à mesure qu'ils vieillissent, augmenteraient leurs températures et luminosités de surface, devenant des naines bleues et enfin des naines blanches.

Moins l’étoile est massive, plus ce processus évolutif est long. Il a été calculé qu'une naine rouge (environ la masse de l'étoile de Barnard à proximité) resterait sur la séquence principale pendant 2,5 billions d'années, suivie de cinq milliards d'années en tant que naine bleue, pendant lesquelles l'étoile aurait un tiers de celle du Soleil. luminosité () et une température de surface de 6 500‒8 500 Kelvin.

Le fait que les naines rouges et autres étoiles de faible masse restent sur la séquence principale lorsque des étoiles plus massives se sont éloignées de la séquence principale permet d'estimer l'âge des amas d'étoiles en trouvant la masse à laquelle les étoiles quittent la séquence principale. Cela fournit une limite inférieure à l'âge de l'Univers et permet également de fixer des échelles de temps de formation sur les structures de la Voie Lactée, telles que le halo galactique et le disque galactique.

Toutes les naines rouges observées contiennent des « métaux », qui en astronomie sont des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. Le modèle Big Bang prédit que la première génération d’étoiles ne devrait contenir que de l’hydrogène, de l’hélium et des traces de lithium et serait donc de faible métallicité. Avec leur durée de vie extrême, toutes les naines rouges faisant partie de cette première génération (étoiles de population III) devraient encore exister aujourd'hui. Les naines rouges à faible métallicité sont cependant rares. Il existe plusieurs explications à l’absence de population de naines rouges pauvres en métaux. L’explication privilégiée est que, sans éléments lourds, seules les grandes étoiles peuvent se former. Les grandes étoiles brûlent rapidement et explosent sous forme de supernova, crachant des éléments lourds qui permettent ensuite aux étoiles de métallicité plus élevée de la population II, y compris les naines rouges, de se former. Les explications alternatives de la rareté des naines rouges pauvres en métaux, telles que leur obscurité et leur rareté, sont considérées comme moins probables car elles semblent entrer en conflit avec les modèles d'évolution stellaire.

Planètes

De nombreuses naines rouges gravitent autour d’exoplanètes, mais les grandes planètes de la taille de Jupiter sont relativement rares. Les études Doppler d'une grande variété d'étoiles indiquent qu'environ 1 étoile sur 6 ayant deux fois la masse du Soleil est orbitée par une ou plusieurs planètes de la taille de Jupiter, contre 1 sur 16 pour les étoiles semblables au Soleil et seulement 1 sur 50 pour les naines rouges. . D’un autre côté, les études par microlentilles indiquent que les planètes de masse Neptune à longue période orbitale se trouvent autour d’une naine rouge sur trois.
 
Les observations avec HARPS indiquent en outre que 40 % des naines rouges possèdent une planète de classe « super-Terre » en orbite dans la zone habitable où de l'eau liquide peut exister à la surface.

Au moins quatre et peut-être jusqu'à six exoplanètes ont été découvertes en orbite autour de la naine rouge Gliese 581 entre 2005 et 2010. Une planète a environ la masse de Neptune, soit 16 masses terrestres (). Il orbite à seulement 6 millions de kilomètres (0,04 UA) de son étoile et sa température de surface est estimée à 150 °C, malgré la pénombre de son étoile. En 2006, une exoplanète encore plus petite (seulement ) a été trouvée en orbite autour de la naine rouge OGLE-2005-BLG-390L ; il se trouve à 390 millions de km (2,6 UA) de l'étoile et sa température de surface est de −220 °C (56 K).

En 2007, une nouvelle exoplanète potentiellement habitable, Gliese 581 c, a été découverte, en orbite autour de Gliese 581. Si la masse minimale estimée par ses découvreurs (une équipe dirigée par Stéphane Udry), de , est correcte, il s'agit de la plus petite exoplanète en orbite autour d'un étoile de la séquence principale découverte à ce jour et depuis lors, Gliese 581 d, qui est également potentiellement habitable, a été découverte. (Il existe des planètes plus petites connues autour d'une étoile à neutrons, PSR B1257+12.) Les découvreurs estiment son rayon à 1,5 fois celui de la Terre ().

Gliese 581 c et d se trouvent dans la zone habitable de l'étoile hôte et sont deux des candidats les plus probables à l'habitabilité de toutes les exoplanètes découvertes jusqu'à présent. Gliese 581 g, détectée en septembre 2010, a une orbite quasi circulaire au milieu de la zone habitable de l'étoile. Cependant, l'existence de la planète est contestée.

Habitabilité

L'habitabilité planétaire des systèmes nains rouges est sujette à débat. Malgré leur grand nombre et leur longue durée de vie, plusieurs facteurs peuvent rendre la vie difficile sur les planètes autour d’une naine rouge. Premièrement, les planètes situées dans la zone habitable d’une naine rouge seraient si proches de l’étoile mère qu’elles seraient probablement verrouillées par les marées. Cela signifierait qu’un côté serait dans la lumière du jour perpétuel et l’autre dans la nuit éternelle. Cela pourrait créer d’énormes variations de température d’un bout à l’autre de la planète. De telles conditions semblent rendre difficile l’évolution de formes de vie similaires à celles de la Terre. Et il semble qu’il y ait un gros problème avec l’atmosphère de ces planètes verrouillées par les marées : la zone de nuit perpétuelle serait suffisamment froide pour geler les principaux gaz de leur atmosphère, laissant la zone de lumière du jour nue et sèche. D’un autre côté, des théories récentes suggèrent qu’une atmosphère épaisse ou un océan planétaire pourrait potentiellement faire circuler la chaleur autour d’une telle planète. Alternativement, une lune en orbite autour d’une géante gazeuse pourrait être habitable. Il contournerait le problème de verrouillage des marées avec son étoile en devenant verrouillé par les marées sur sa planète. De cette manière, il y aurait un cycle jour/nuit lorsque la lune tournerait autour de son étoile primaire, et donc une répartition plus uniforme de la chaleur.

Une difficulté supplémentaire est que les naines rouges rayonnent la majeure partie de leur énergie électromagnétique sous forme de lumière infrarouge, alors que les plantes sur Terre captent la majeure partie de leur énergie à partir du spectre visible. Les naines rouges n’émettent presque pas de lumière ultraviolette, ce qui poserait un problème si ce type de lumière était nécessaire à l’existence de la vie. La variabilité de la production d’énergie stellaire peut également avoir des impacts négatifs sur le développement de la vie. Les naines rouges sont souvent recouvertes de taches stellaires, ce qui réduit la production stellaire jusqu'à 40 % pendant des mois. À d’autres moments, certaines naines rouges, appelées étoiles flamboyantes, peuvent émettre de gigantesques éruptions, doublant leur luminosité en quelques minutes. Cette variabilité peut également rendre difficile le développement et la persistance de la vie à proximité d’une naine rouge. Il est peut-être possible pour une planète en orbite proche d’une naine rouge de conserver son atmosphère même si l’étoile s’évase. Cependant, des recherches plus récentes suggèrent que ces étoiles pourraient être la source d’éruptions constantes de haute énergie et de champs magnétiques très importants, diminuant ainsi la possibilité de vie telle que nous la connaissons. Reste à savoir s’il s’agit d’une particularité de l’étoile examinée ou d’une caractéristique de la classe entière.

Étoiles standards spectrales

    
Les normes spectrales des étoiles de type M ont légèrement changé au fil des années, mais se sont quelque peu stabilisées depuis le début des années 1990. Cela est dû en partie au fait que même les naines rouges les plus proches sont assez faibles, et que l'étude des naines d'âge moyen à tardif n'a progressé qu'au cours des dernières décennies en raison de l'évolution des techniques astronomiques, des plaques photographiques aux objets chargés. coupler des appareils (CCD) à des réseaux sensibles à l'infrarouge.

Le système Yerkes Atlas révisé (Johnson & Morgan 1953) ne répertoriait que 2 étoiles standards spectrales de type M : HD 147379 (M0 V)
et HD 95735/Lalande 21185 (M2V). Bien que HD 147379 n'ait pas été considéré comme une norme par les classificateurs experts dans les recueils de normes ultérieurs, Lalande 21185 est toujours un étalon principal pour M2 V. Robert Garrison ne répertorie aucune norme « d'ancrage » parmi les naines rouges, mais Lalande 21185 a survécu en tant que norme. Norme M2 V à travers de nombreux recueils. L'examen de la classification MK par Morgan & Keenan (1973) ne contenait pas d'étalons de naine rouge. Au milieu des années 1970, les étoiles étalons naines rouges ont été publiées par Keenan & McNeil (1976) et Boeshaar (1976), mais malheureusement il y avait peu d'accord entre les étalons. Au fur et à mesure que des étoiles plus froides ont été identifiées dans les années 1980, il est devenu clair qu’une refonte des standards des naines rouges était nécessaire. S'appuyant principalement sur les standards Boeshaar, un groupe de l'Observatoire Steward (Kirkpatrick, Henry et McCarthy 1991) a complété la séquence spectrale de K5 V à M9 V. Ce sont ces étoiles standards naines de type M qui ont largement survécu en tant que standards principaux. aux temps modernes. Il y a eu des changements négligeables dans la séquence spectrale des naines rouges depuis 1991. Des normes supplémentaires pour les naines rouges ont été compilées par Henry et al. (2002), et D. Kirkpatrick a récemment
a examiné la classification des naines rouges et des étoiles standards dans la monographie de Gray & Corbally de 2009. Les étalons spectraux primaires nain M sont : GJ 270 (M0 V), GJ 229A (M1 V), Lalande 21185 (M2 V), Gliese 581 (M3 V), GJ 402 (M4 V), GJ 51 (M5 V) , Wolf 359 (M6 V), Van Biesbroeck 8 (M7 V), VB 10 (M8 V), LHS 2924 (M9 V).