HR 8799

HR 8799
Description de cette image, également commentée ci-après
Animation de photographies réelles montrant le déplacement des planètes sur leur orbite entre juillet 2009 et juillet 2016.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 23h 07m 28,7157s[1]
Déclinaison +21° 08′ 03,302″[1]
Constellation Pégase
Magnitude apparente 5,964[2]

Localisation dans la constellation : Pégase

(Voir situation dans la constellation : Pégase)
Caractéristiques
Type spectral kA5 hF0 mA5 V ; λ Boo[3],[4]
Indice U-B −0,04[5]
Indice B-V 0,234[2]
Variabilité γ Doradus
Astrométrie
Vitesse radiale −11,5 ± 2 km/s[2]
Mouvement propre μα = +108,301 ± 0,168 mas/a[1]
μδ = −49,480 ± 0,152 mas/a[1]
Parallaxe 24,217 5 ± 0,088 1 mas[1]
Distance 41,292 5 ± 0,150 2 pc (∼135 al)[1]
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 km/s[3]
Âge 30+20
−10 × 106 a[6]
Système planétaire
Planètes 4 : HR 8799 b, c, d et e

Désignations

V342 Pegasi, BD+20°5278, FK5 3850, GC 32209, HD 218396, HIP 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1[2]

modifier Consultez la documentation du modèle

HR 8799 est une étoile variable de type γ Doradus de type spectral kA5 hF0 mA5 V λ Bootis appartenant la séquence principale et située à 135 années-lumière (41 parsecs) du Soleil dans la constellation de Pégase.

Il s'agit d'une étoile jeune, âgée 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 comprenant un disque de débris et 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 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[7] :

Planète ou disque Masse
(MJ) 		Demi-grand axe proj.*
(UA) 		Période orbitale
(a) 		Excentricité
Disque chaud ? ? ? ?
HR 8799 e 9 ± 4 14,5 ± 0,5 ~ 50 ?
HR 8799 d 10 ± 3 ~ 24 ~ 100 > 0,04[8],[9]
HR 8799 c 10 ± 3 ~ 38 ~ 190 ?
HR 8799 b 7+4
−2 		~ 68 ~ 465 ?
Disque de débris ? 75 ? ?
Halo de poussières ? jusqu'à environ 1500 ? ?
* 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[7],[10]

HR 8799 est 4,9 fois plus lumineuse que le Soleil, ce qui signifie qu'il faut être fois plus éloigné de HR 8799 que du Soleil pour recevoir une irradiance comparable. Or les quatre planètes de HR 8799 — HR 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[6].

Trois des quatre planètes identifiées autour de HR 8799 (masquée et marquée par une croix), photographiées le à l'observatoire du Mont Palomar en Californie[11].

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[7]. 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[6].

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.

Dans un article prépublié sur arXiv le , Jean-Baptiste Ruffio et ses collègues indiquent avoir obtenu la vitesse radiale des planètes b et c, qui valait −9,2 ± 0,5 km/s et −11,6 ± 0,5 km/s en 2010. Cette mesure permettait de mieux contraindre l'orientation 3D des orbites en levant la dégénérescence sur la longitude du nœud ascendant. En supposant que les planètes b et c ont des orbites coplanaires et sans prendre en compte les planètes d et e, ils ont obtenu les contraintes suivantes : Omega = 89+27
−17 degrés et i = 20,8+4,5
−3,7 degrés[12]

Spectre de l'exoplanète HR 8799 c[13].

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)[6],[14].

Halo de l'étoile HR 8799 vu par le télescope spatial Spitzer[15].

Disque de débris[modifier | modifier le code]

Le télescope spatial Spitzer a obtenu en 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[6].
  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[6].
  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[16].

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[17].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e et f (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c et d (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 » [« HR 8799 : Un lien entre les variables de type γ Doradus et les étoiles de type λ Bootis »], The Astronomical Journal, vol. 118, no 6,‎ , 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 » [« Étoiles de type γ Doradus : Définition d'une nouvelle classe de variables pulsantes »], Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, no 761,‎ (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 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,‎ , p. 1080-1083 (lire en ligne) DOI 10.1038/nature09684
  7. ↑ 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,‎ , p. 1348-1352 (lire en ligne) DOI 10.1126/science.1166585 PMID 19008415
  8. ↑ Dans le cas de la résonance orbitale 2:1 avec HR 8799 c suggérée par les calculs sur la stabilité du système.
  9. ↑ (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,‎ , p. 1408-1421 (lire en ligne) DOI 10.1088/0004-637X/710/2/1408
  10. ↑ (en) Exoplanet.eu Extrasolar Planets Encyclopaedia « Star : HR 8799 »
  11. ↑ (en) NASA Multimedia Features – 14 avril 2010 « Portrait of Distant Planets »
  12. ↑ Ruffio et al. 2019.
  13. ↑ (en) European Southern Observatory – 13 janvier 2010 « Spectrum of planet around HR 8799 (annotated) »
  14. ↑ (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,‎ , p. 850 (lire en ligne) DOI 10.1088/0004-637X/723/1/850
  15. ↑ (en) NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech – 4 novembre 2011 « A Picture of Unsettled Planetary Youth ».
  16. ↑ (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,‎ , p. 314-327 (lire en ligne) DOI 10.1088/0004-637X/705/1/314
  17. ↑ (en) NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech – 4 novembre 2009 « Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System ».

Liens externes[modifier | modifier le code]

v · m
Étoile HR 8799
Planètes
Disque de débris Disque de débris de HR 8799
Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=HR_8799&oldid=208533326 ».