Jupiter chaud

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Page d'aide sur l'homonymie Pour les articles homonymes, voir Pégaside.
Vue d'artiste de la planète HD 209458 b (Osiris), un Jupiter chaud bien connu.

Un Jupiter chaud, ou pégaside, est une exoplanète géante gazeuse de masse comparable ou supérieure à celle de Jupiter (1,9×1027 kg), mais orbitant très près de son étoile, typiquement à moins de 0,5 UA (75×106 km), voire jusqu'à seulement 0,015 UA (2,2×106 km). Les plus chaudes sont appelées « Jupiter très chauds ».

Ces caractéristiques font de ces planètes les astres les plus simples à détecter par la méthode des vitesses radiales, dans la mesure où leur proximité à leur étoile confère à celle-ci des oscillations radiales rapides faciles à suivre depuis la Terre.

L'une des exoplanètes de type Jupiter chaud les plus connues est 51 Pegasi b, surnommée Bellérophon de façon informelle, première exoplanète découverte autour d'une étoile semblable au Soleil. HD 209458 b, couramment surnommée Osiris, en est une autre, connue pour perdre de 100 à 500 millions de tonnes d'hydrogène par seconde sous l'effet de l'intense vent stellaire de son étoile au niveau de son orbite de 0,047 UA de rayon.

Ces planètes appartiennent généralement à la classe IV de la classification de Sudarsky, bien que leur composition puisse s'écarter sensiblement du paradigme — par exemple à l'instar de WASP-12b, dont la nature chimique est proche de celle d'une planète carbonée.

Propriétés[modifier | modifier le code]

Les exoplanètes de type Jupiter chaud possèdent un certain nombre de caractéristiques communes.

  • Vues depuis la Terre, elles présentent, en raison du très faible rayon de leur orbite, une probabilité de transit devant leur étoile bien plus élevée que d'autres planètes de même taille sur des orbites plus lointaines. C'est par exemple le cas de HD 209458 b (Osiris), la première exoplanète de type Jupiter chaud découverte par transit, ainsi que de HAT-P-7b (Kepler-2b) observée récemment par le télescope spatial Kepler.
  • Du fait de leur température très élevée, leur masse volumique est plus faible que celle de planètes plus éloignées. Ceci a des implications importantes lors des observations et, notamment, pour la détermination du diamètre de la planète, car en raison de l'obscurcissement de la planète lors du transit devant son étoile, les frontières du disque peuvent se révéler difficiles à déterminer.
  • On pense qu'elles se sont formées à une distance bien plus importante de leur étoile et ont migré par la suite vers leur position actuelle[1], car les modèles actuels ne permettent pas d'expliquer l'accrétion de planètes si massives aussi près de leur étoile.
  • Elles possèdent une excentricité orbitale faible après que leurs orbites ont été circularisées (ou sont en train de l'être) par le processus de libration, avec synchronisation de la période de rotation sur la période orbitale de sorte que la planète présente toujours la même face à son étoile.

Il est possible que de telles planètes, situées très près de leur étoile et donc soumises à un intense vent stellaire à l'instar de HD 209458 b (Osiris), voient leur couches gazeuses s'évaporer entièrement au fil des milliards d'années jusqu'à se réduire à leur noyau métallique et rocheux, ce qui en feraient des planètes à surface solide de quelques masses terrestres d'apparence très semblable aux planètes telluriques mais orbitant très près de la surface de leur étoile ; pour distinguer d'une part les noyaux de planètes gazeuses évaporées et d'autre part les planètes telluriques, compte tenu de la genèse différente de ces deux types d'astres, de telles planètes sont appelées planètes chthoniennes. Les exoplanètes CoRoT-7b[2] et Kepler-10b[3], cette dernière autour d'une étoile âgée de près de 12 milliards d'années, seraient les premières planètes chtoniennes identifiées.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) John Chambers, « Planet Formation with Type I and Type II Migration », American Astronomical Society,‎ juillet 2007 (lire en ligne)
  2. (en) D. Rouan, A. Léger, J. Schneider, R. Alonso, B. Samuel, H. Deeg, M. Deleuil et M. Fridlund, « COROT-exo-7b: Has CoRoT discovered the first transiting Super-Earth around a main sequence star? », Corot Symposium, février 2009, Paris.
  3. (en) Natalie M. Batalha, William J. Borucki, Stephen T. Bryson, Lars A. Buchhave, Douglas A. Caldwell, Jørgen Christensen-Dalsgaard, David Ciardi, Edward W. Dunham, Francois Fressin, Thomas N. Gautier III, Ronald L. Gilliland, Michael R. Haas, Steve B. Howell, Jon M. Jenkins, Hans Kjeldsen, David G. Koch, David W. Latham, Jack J. Lissauer, Geoffrey W. Marcy, Jason F. Rowe, Dimitar D. Sasselov, Sara Seager, Jason H. Steffen, Guillermo Torres, Gibor S. Basri, Timothy M. Brown, David Charbonneau, Jessie Christiansen, Bruce Clarke, William D. Cochran, Andrea Dupree, Daniel C. Fabrycky, Debra Fischer, Eric B. Ford, Jonathan Fortney, Forrest R. Girouard, Matthew J. Holman, John Johnson, Howard Isaacson, Todd C. Klaus, Pavel Machalek, Althea V. Moorehead, Robert C. Morehead, Darin Ragozzine, Peter Tenenbaum, Joseph Twicken, Samuel Quinn, Jeffrey VanCleve, Lucianne M. Walkowicz, William F. Welsh, Edna Devore et Alan Gould, « Kepler's first rocky planet: Kepler-10b », The Astrophysical Journal, vol. 729, no 1,‎ 1er mars 2011, p. 27 (lire en ligne) DOI:10.1088/0004-637X/729/1/27

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Lien externe[modifier | modifier le code]