HR 8799 b

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
HR 8799 b
Tailles comparées de Jupiter et de HR 8799 b.
Tailles comparées de Jupiter et de HR 8799 b.
Étoile
Nom HR 8799
Constellation Pégase
Ascension droite 23h 07m 28,7150s
Déclinaison +21° 08′ 03,302″
Type spectral kA5 hF0 mA5 V ; λ Boo[1],[2]
Planète
Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe (a) ~68  UA  [3]
Période (P) ~ 460  a  [3]
Caractéristiques physiques
Masse 5+2−1  MJ  [3]
Rayon 1,2  RJ  [4]
Masse volumique ~ 3 835  kg/m3  [5]
Température 870+30−70  K [3]
Découverte
Découvreurs Christian Marois, René Doyon et David Lafrenière
Méthode Imagerie directe
Date 13 novembre 2008[3]
Prédécouverte Hubble (imagerie), 1998[6]
Informations supplémentaires

HR 8799 b est une exoplanète située à 129 années-lumière (39 pc) du Soleil, dans la constellation de Pégase. Elle orbite autour de HR 8799, une étoile variable de type γ Doradus de type spectral λ Bootis appartenant la séquence principale d'environ 60 millions d'années, de 1,5 fois la masse et 4,9 fois la luminosité du Soleil, au centre d'un système formé d'un disque de débris et d'au moins quatre exoplanètes massives :

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[7],[8]
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[3],[9]

Ces exoplanètes étant éloignées de leur étoile, avec des périodes de révolution très longues, elles ont été découvertes par imagerie directe et non par la méthode des vitesses radiales, inapplicable dans ce cas avec les technologies actuelles ; elles sont en effet visibles en infrarouge du fait de leur température élevée (de l'ordre de 800 à 1 100 K) due à leur très jeune âge (elles ne se sont formées qu'il y a quelques dizaines de millions d'années) :

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[10].


Compte tenu des incertitudes qui pèsent encore sur les paramètres orbitaux des planètes de ce système, la masse de HR 8799 b est encore incertaine et les valeurs publiées varient selon les sources, d'environ 5[3] à 7[9] MJ.

D'après les simulations réalisées pour en évaluer la stabilité, ce système planétaire pourrait présenter une résonance orbitale 1:2:4 entre les planètes HR 8799 b, HR 8799 c et HR 8799 d, semblable à la résonance de Laplace des trois satellites galiléens intérieurs que sont, par demi-grand axe décroissant, Ganymède, Europe et Io, ou encore de trois des exoplanètes du système de Gliese 876[4].

La spectrométrie dans le proche infrarouge a révélé la présence d'une chimie du monoxyde de carbone CO et du méthane CH4 dans l'atmosphère de HR 8799 b[11].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (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
  2. (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
  3. a, b, c, d, e, f et g (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
  4. a et b (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
  5. Sur la base de la masse et du rayon estimés par ailleurs.
  6. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/15/full/
  7. Dans le cas de la résonance orbitale 2:1 avec HR 8799 c suggérée par les calculs sur la stabilité du système.
  8. (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
  9. a et b (en) Exoplanet.eu Extrasolar Planets Encyclopaedia « Star : HR 8799 »
  10. (en) NASA Multimedia Features – 14 avril 2010 « Portrait of Distant Planets »
  11. (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