HR 8799

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Coordonnées : Sky map 23h 07m 28.7150s, +21° 08′ 03.302″

HR 8799

Description de cette image, également commentée ci-après

Trois des quatre exoplanètes identifiées autour de HR 8799 (masquée et marquée par une croix), photographiées le 14 avril 2010 à l'observatoire du Mont Palomar en Californie[1].

Époque J2000.0

Données d'observation
Ascension droite 23h 07m 28,7150s
Déclinaison +21° 08′ 03,302″
Constellation Pégase
Magnitude apparente 5,964[2]
Caractéristiques
Type spectral kA5 hF0 mA5 V ; λ Boo[3],[4]
Indice U-B −0,04[5]
Indice B-V 0,234[2]
Indice J-K ?
Variabilité γ Doradus
Astrométrie
Vitesse radiale −11,5 ± 2 km/s[2]
Mouvement propre μα = 107,93 ± 0,60 mas/a[6]
μδ = −49,63 ± 0,46 mas/a[6]
Parallaxe 25,38 ± 0,70 mas[6]
Distance 129 ± 4 al
(39 ± 1 pc)
Magnitude absolue 2,98 ± 0,08[3]
Caractéristiques physiques
Masse 1,47 ± 0,30 M[3]
Rayon 1,34 ± 0,05 R[3]
Gravité de surface (log g) 4,35 ± 0,05[3]
Luminosité 4,92 ± 0,41 L[3]
Température 7 430 ± 75 K[3]
Métallicité [M/H] = −0,47 ± 0,10[3]
Rotation 37,5 ± 2 [3]
Âge 30+20−10×106 a[7]

Autres désignations

V342 Pegasi, BD+20 5278, FK5 3850, GC 32209, HD 218396, HIP 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1

HR 8799 est une étoile variable de type γ Doradus de type spectral λ Bootis appartenant la séquence principale et située à 129 années-lumière (39 pc) du Soleil dans la constellation de Pégase.
Il s'agit d'une étoile jeune, d'environ 60 millions d'années, de 1,5 fois la masse et 4,9 fois la luminosité du Soleil. Elle est au centre d'un système formé d'un disque de débris et d'au moins quatre exoplanètes massives qui furent, avec Fomalhaut b, les premières détectées par imagerie directe, par les Québécois Christian Marois, René Doyon et David Lafrenière avec les télescopes Keck et Gemini à Hawaii en 2008.

Type spectral[modifier | modifier le code]

HR 8799 est une étoile de type λ Bootis, c'est-à-dire que ses couches externes sont appauvries en éléments du pic du fer : 24Cr, 25Mn, 26Fe, 27Co et 28Ni. Ceci est peut-être la conséquence de l'accrétion de gaz pauvres en ces éléments depuis le disque protoplanétaire ayant entouré l'étoile peu après sa formation. La forme de la raie de l'hydrogène ainsi que la température effective de l'étoile seraient en accord avec un spectre de type F0 V, mais les raies métalliques — et notamment la raie II K du calcium — sont plus en accord avec une classe A5 V, d'où un type spectral écrit globalement : kA5 hF0 mA5 V ; λ Boo[3],[4].

Système planétaire[modifier | modifier le code]

À ce jour, quatre planètes massives de 7 à 10 masses joviennes ont été détectées autour de l'étoile[8] :

Planète Masse
(MJ)
Demi-grand axe proj.*
(UA)
 Période orbitale
(a
 Excentricité 
HR 8799 e 9 ± 4   14,5 ± 0,5   ~ 50  ?
HR 8799 d  10 ± 3   ~ 24   ~ 100 > 0,04[9],[10]
HR 8799 c  10 ± 3   ~ 38   ~ 190  ?
HR 8799 b  7+4−2   ~ 68   ~ 465  ?
 Disque de débris  75 UA
* Seule la distance projetée sur la voûte céleste à la hauteur de l'étoile peut être estimée, car les paramètres
   orbitaux de ces planètes sont inconnus.
Système planétaire de HR 8799[8],[11]

HR 8799 est 4,9 fois plus lumineuse que le Soleil, ce qui signifie qu'il faut être \begin{smallmatrix}\sqrt{4,9}\ \approx\ 2,2\end{smallmatrix} fois plus éloigné de HR 8799 que du Soleil pour recevoir une irradiance comparable. Or les quatre planètes de HR 8799HR 8799 e, HR 8799 d, HR 8799 c et HR 8799 b par demi-grand axe croissant — sont deux à trois fois plus éloignées de l'étoile que le sont respectivement Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune du Soleil, ce qui signifie qu'elles reçoivent de leur étoile une irradiance comparable à celles des quatre planètes géantes du Système solaire[7].

Vues de la Terre, ces planètes tournent autour de leur étoile dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, ce qui a été confirmé par de multiples observations remontant jusqu'à 2004[8]. Ce système a plus de chances d'être stable si les planètes HR 8799 c et HR 8799 d présentent une résonance orbitale 1:2, ce qui implique une excentricité orbitale supérieure à 0,04 pour la planète HR 8799 d afin de correspondre aux observations. Plus généralement, ce système planétaire serait le plus stable si les planètes HR 8799 b, HR 8799 c et HR 8799 d présentaient une résonance orbitale 1:2:4 semblable à la résonance de Laplace des trois satellites galiléens intérieurs que sont, par demi-grand axe décroissant, Ganymède, Europe et Io, ou encore trois des exoplanètes du système de Gliese 876[7].

Résonance de Laplace 1:2:4 entre Ganymède, Europe et Io autour de Jupiter ; une telle résonance serait également à l'œuvre autour d'HR 8799.


Spectre de l'exoplanète HR 8799 c[12].

La photométrie à large bande des trois planètes les plus externes — b, c et d par demi-grand axe décroissant — indique la présence de nombreux nuages dans leur atmosphère, la spectrométrie dans le proche infrarouge des planètes b et c y indiquant par ailleurs la présence d'une chimie du monoxyde de carbone CO et du méthane CH4[7],[13].

Halo de l'étoile HR 8799 vu par le télescope spatial Spitzer[14].

Disque de débris[modifier | modifier le code]

Le télescope spatial Spitzer a obtenu en janvier 2009 des images du disque de débris de HR 8799, ce qui a permis d'en distinguer trois composantes :

  1. Une ceinture de poussière chaude, d'une température d'environ 150 K, situé à l'intérieur de l'orbite de la planète e, la plus intérieure. Les bords intérieur et extérieur de cette ceinture sont proches des résonances 4:1 et 2:1 avec HR 8799 e[7].
  2. Une ceinture de poussière froide, d'une température d'environ 45 K, dont le bord intérieur, très abrupt, est situé à l'extérieur de l'orbite de la plus externe des quatre planètes actuellement connues, HR 8799 b, avec une résonance orbitale d'environ 2:3 avec cette dernière[7].
  3. Un vaste halo de petits grains issus de la ceinture de poussière froide. Ce halo inhabituel résulte probablement d'une grande activité dynamique induite par les perturbations gravitationnelles des quatre planètes massives du système[15].

D'après l'équipe du Spitzer qui a réalisé l'étude, des collisions se produisent encore entre des corps semblables à ceux de notre ceinture de Kuiper, et les trois planètes massives externes du système n'auraient pas encore atteint leur orbite stable définitive[16].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) NASA Multimedia Features – 14 avril 2010 « Portrait of Distant Planets »
  2. a, b et c (en) HR 8799 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg
  3. a, b, c, d, e, f, g, h, i et j (en) Richard O. Gray et Anthony B. Kaye, « HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars », The Astronomical Journal, vol. 118, no 6,‎ 31 août 1999, p. 2993-2996 (lire en ligne) DOI:10.1086/301134
  4. a et b (en) Anthony B. Kaye, Gerald Handler, Kevin Krisciunas, Ennio Poretti et Filippo M. Zerbi, « γ Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, no 761,‎ juillet 1999 (lire en ligne) DOI:10.1086/316399
  5. (en) Centre de Données astronomiques de Strasbourg VizieR V/50 « V/50/catalog Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991), recno=8799 »
  6. a, b et c (en) Centre de Données astronomiques de Strasbourg VizieR I/311/hip2 « I/311/hip2 Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007), recno=113804 »
  7. a, b, c, d, e et f (en) Christian Marois, B. Zuckerman, Quinn M. Konopacky, Bruce Macintosh et Travis Barman, « Images of a fourth planet orbiting HR 8799 », Nature, vol. 468,‎ 23 décembre 2010, p. 1080-1083 (lire en ligne) DOI:10.1038/nature09684
  8. a, b et c (en) Christian Marois, Bruce Macintosh, Travis Barman, B. Zuckerman, Inseok Song, Jennifer Patience, David Lafrenière et René Doyon, « Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 », Science, vol. 322, no 5906,‎ 28 novembre 2008, p. 1348-1352 (lire en ligne) DOI:10.1126/science.1166585 PMID : 19008415
  9. Dans le cas de la résonance orbitale 2:1 avec HR 8799 c suggérée par les calculs sur la stabilité du système.
  10. (en) Daniel C. Fabrycky et Ruth A. Murray-Clay, « Stability of the directly imaged multiplanet system HR 8799: resonance and masses », The Astrophysical Journal, vol. 710, no 2,‎ 29 janvier 2010, p. 1408-1421 (lire en ligne) DOI:10.1088/0004-637X/710/2/1408
  11. (en) Exoplanet.eu Extrasolar Planets Encyclopaedia « Star : HR 8799 »
  12. (en) European Southern Observatory – 13 janvier 2010 « Spectrum of planet around HR 8799 (annotated) »
  13. (en) Brendan P. Bowler, Michael C. Liu, Trent J. Dupuy et Michael C. Cushing, « Near-infrared spectroscopy of the extrasolar planet HR 8799 b », The Astronomical Journal, vol. 723, no 1,‎ 15 octobre 2010, p. 850 (lire en ligne) DOI:10.1088/0004-637X/723/1/850
  14. (en) NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech – 4 novembre 2011 « A Picture of Unsettled Planetary Youth ».
  15. (en) K. Y. L. Su, G. H. Rieke, K. R. Stapelfeldt, R. Malhotra, G. Bryden, P. S. Smith, K. A. Misselt, A. Moro-Martin, et J. P. Williams, « The debris disk around HR 8799 », The Astrophysical Journal, vol. 705, no 1,‎ 9 octobre 2009, p. 314-327 (lire en ligne) DOI:10.1088/0004-637X/705/1/314
  16. (en) NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech – 4 novembre 2009 « Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System ».

Liens externes[modifier | modifier le code]