géante gazeuse vs naine brune

[Tartempion314]

Bonjour,

Généralement on dit qu'au delà de 17 masses jupitériennes une géante gazeuse devient une naine brune car elle peut fusionner le deutérium.
On a une candidate exoplanète estimée à 20 masses jupitériennes et avec des anneaux 200 fois plus étendus que ceux de Saturne (1SWASP J1407 b de son petit nom)
La question se pose donc planète ou étoile ratée.
Certes en astronomie de 17 à 20 on est souvent dans l'épaisseur du trait et l'imprécision des mesures.

Ma question est : qu'est ce qui peut faire qu'avec une telle masse la fusion du deutérium ne s'amorce pas (faible pourcentage du deutérium dans le nuage initial, très gros noyau rocheux, ou autre.......) ?

Merci pour vos suggestions
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[Tawahi-Kiwi]

Salut,

cela semble faire partie des problemes concernant la definition des naines brunes. Lorsque l'accretion est stellaire, la question ne se pose pas trop mais lorsque l'accretion est planetaire, il semble y avoir quelques parametres qui rentre en jeu autre que la masse (ex: la quantite de deuterium qui peut fusionner, la metallicite de la planete, la teneur en helium,...)

Gilgamesh ou d'autres forumeurs, s'ils passent par ici, pourront sans doute apporter davantage d'informations.

T-K

[Gilgamesh]

Déjà pour J1407b, il s'agit de la masse sin(i), i étant l'angle d'incidence, inconnu, du plan orbital de la planète. Le facteur sin(i) s'applique à toute les détermination de masse par la méthode des vitesses radiales quand on n'a pas la chance d'avoir en plus un transit pour lever l'incertitude sur i. Donc c'est un minorant (vu que sin(i) <= 1).

Mais y'a une forte incertitude de +/- 6 ce qui fait qu'on est encore possiblement dans la limite haute de l'intervalle (voir plus bas).

http://exoplanet.eu/catalog/1swasp_j1407_b/
Mass*sin(i) = 20.0 (-6.0 +6.0) masse jovienne

Cette imprécision seule peut suffire pour qu'on hésite encore à la qualifier de planète ou de naine brune, ce qui est le cas (sachant que la planète n'a pas été imagée). Sur cette page par exemple : Vue d'artiste du système d'anneaux extrasolaires entourant la jeune planète géante ou naine brune J1407b.

https://exoplanets.nasa.gov/resource...-super-saturn/

Bon, et sinon je vais simplement reprendre cet abstract qui résume ce qui me semble l'état de l'art sur la question, on y retrouve les points mentionnés par Lansberg. La limite est floue (mais quand même inférieure à 20M_J).

The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets
Il n’existe aucun critère universellement reconnu pour distinguer les naines brunes des planètes. De nombreuses études ont utilisé ou suggéré une définition basée sur la masse d'un objet, prenant comme limite de masse environ 13 masse jovienne (M_J) pour l'ignition du deutérium. Ici, nous étudions une gamme de modèles pour diverses masses brûlant du deutérium. Nous constatons que, bien que 13 M_J soit généralement une règle empirique raisonnable, la masse de fusion du deutérium dépend de l'abondance de l'hélium, de l'abondance initiale du deutérium, de la métallicité du modèle et de la fraction de l'abondance initiale du deutérium d'un objet qui doit brûler dans pour que l'objet soit considéré comme ayant brûlé du deutérium. Même si, pour la plupart des conditions de proto-naine brune, 50% du deutérium initial brûlera si la masse de l'objet est de ~ (13,0 ± 0,8) M_J, la gamme complète des possibilités est nettement plus large. Pour les modèles allant de métallicité nulle à plus de trois fois la métallicité solaire, la masse brûlant le deutérium varie de ~ 11,0 M_J (pour trois fois la métallicité solaire, 10% du deutérium initial brûlé) à ~ 16,3 M_J (pour une métallicité nulle, 90% du deutérium initial brûlé).