HR 8799
| Ascension droite | 23h07m28,7157s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +21° 08′ 03,302″[1] |
| Constellation | Pégase |
| Magnitude apparente | 5,964[2] |
Localisation dans la constellation:Pégase   | |
| Type spectral | kA5 hF0 mA5V;λ Boo[3],[4] |
|---|---|
| IndiceU-B | −0,04[5] |
| IndiceB-V | 0,234[2] |
| Variabilité | γ Doradus |
| Vitesse radiale | −11,5 ± 2km/s[2] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα= +108,301 ± 0,168mas/a[1] μδ= −49,480 ± 0,152mas/a[1] |
| Parallaxe | 24,217 5 ± 0,088 1mas[1] |
| Distance | 41,292 5 ± 0,150 2pc(∼135al)[1] |
| Magnitude absolue | 2,98 ± 0,08[3] |
| Masse | 1,47 ± 0,30M☉[3] |
|---|---|
| Rayon | 1,34 ± 0,05R☉[3] |
| Gravité de surface(log g) | 4,35 ± 0,05[3] |
| Luminosité | 4,92 ± 0,41L☉[3] |
| Température | 7 430 ± 75K[3] |
| Métallicité | [M/H] = −0,47 ± 0,10[3] |
| Rotation | 37,5 ± 2 km/s[3] |
| Âge |
30+20 −10× 106a[6] |
| Planètes | 4:HR 8799 b,c,dete |
|---|
Désignations
HR 8799est uneétoilevariable de typeγ Doradusdetype spectralkA5 hF0 mA5Vλ Bootisappartenant laséquence principaleet située à 135années-lumière(41parsecs) duSoleildans laconstellation 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 duSoleil.Elle est au centre d'un système comprenant undisque de débriset au moins quatreexoplanètesmassives qui furent, avecFomalhaut b,les premières détectées parimagerie directe,par lesQuébécoisChristian Marois,René DoyonetDavid Lafrenièreavec lestélescopesKecketGeminiàHawaiien2008.
Type spectral
[modifier|modifier le code]HR 8799 est uneétoile de typeλ Bootis,c'est-à-dire que ses couches externes sont appauvries enélémentsdupic du fer:24Cr,25Mn,26Fe,27Coet28Ni.Ceci est peut-être la conséquence de l'accrétion de gaz pauvres en ces éléments depuis ledisque protoplanétaireayant entouré l'étoile peu après sa formation. La forme de laraie de l'hydrogèneainsi que latempérature effectivede l'étoile seraient en accord avec un spectre de typeF0 V,mais les raies métalliques — et notamment laraie K du calcium— sont plus en accord avec une classeA5 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 10masses joviennesont été détectées autour de l'étoile[7]:
| Planète ou disque | Masse (MJ) |
Demi-grand axeproj.* (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 planétairedeHR 8799[7],[10] | ||||
HR 8799est 4,9 fois plus lumineuse que leSoleil,ce qui signifie qu'il faut êtrefois plus éloigné deHR 8799que du Soleil pour recevoir uneirradiancecomparable. Or les quatre planètes deHR 8799—HR 8799 e,HR 8799 d,HR 8799 cetHR 8799 bpardemi-grand axecroissant — sont deux à trois fois plus éloignées de l'étoile que le sont respectivementJupiter,Saturne,UranusetNeptunedu Soleil, ce qui signifie qu'elles reçoivent de leur étoile une irradiance comparable à celles des quatreplanètes géantesduSystème solaire[6].
Vues de laTerre,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 planètesHR 8799 cetHR 8799 dprésentent unerésonance orbitale1:2, ce qui implique uneexcentricité orbitalesupérieure à 0,04 pour la planèteHR 8799 dafin de correspondre aux observations. Plus généralement, ce système planétaire serait le plus stable si les planètesHR 8799 b,HR 8799 cetHR 8799 dprésentaient une résonance orbitale 1:2:4 semblable à larésonance de Laplacedes troissatellites galiléensintérieurs que sont, par demi-grand axe décroissant,Ganymède,EuropeetIo,ou encore trois des exoplanètes du système deGliese 876[6].
Dans un article prépublié surarXivle,Jean-Baptiste Ruffioet ses collègues indiquent avoir obtenu la vitesse radiale des planètes b et c, qui valait−9,2±0,5km/set−11,6±0,5km/sen 2010. Cette mesure permettait de mieux contraindre l'orientation 3D des orbites en levant la dégénérescence sur lalongitude 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
−17degrés eti=20,8+4,5
−3,7degrés[12]
Laphotométrieà large bande des trois planètes les plus externes — b, c et d par demi-grand axe décroissant — indique la présence de nombreuxnuagesdans leuratmosphère,laspectrométriedans le procheinfrarougedes planètes b et c y indiquant par ailleurs la présence d'une chimie dumonoxyde de carbone(CO) et duméthane(CH4)[6],[14].
Disque de débris
[modifier|modifier le code]Letélescope spatial Spitzera obtenu endes images dudisque de débrisdeHR 8799,ce qui a permis d'en distinguer trois composantes:
- Une ceinture de poussière chaude, d'une température d'environ150K,situé à l'intérieur de l'orbite de la planètee,la plus intérieure. Les bords intérieur et extérieur de cette ceinture sont proches des résonances 4:1 et 2:1 avecHR 8799 e[6].
- Une ceinture de poussière froide, d'une température d'environ45K,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].
- 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 notreceinture 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]- (en)A. G. A.Brownet al.(Gaia collaboration), «GaiaData Release 2: Summary of the contents and survey properties»,Astronomy & Astrophysics,vol.616,,articlenoA1(DOI10.1051/0004-6361/201833051,Bibcode2018A&A...616A...1G,arXiv1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette sourcesurVizieR.
- (en)HR 8799sur la base de donnéesSimbadduCentre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en)Richard O. Gray et Anthony B. Kaye,«HR 8799:A Link betweenγ DoradusVariables andλ BootisStars» [«HR 8799:Un lien entre les variables de typeγ Doraduset les étoiles de typeλ Bootis»],The Astronomical Journal,vol.118,no6,,p.2993-2996(lire en ligne)DOI10.1086/301134
- (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 typeγ Doradus:Définition d'une nouvelle classe de variables pulsantes »],Publications of the Astronomical Society of the Pacific,vol.111,no761,(lire en ligne)DOI10.1086/316399
- (en)Centre de Données astronomiques de Strasbourg VizieR V/50«V/50/catalog Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991), recno=8799»
- (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)DOI10.1038/nature09684
- (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,no5906,,p.1348-1352(lire en ligne)DOI10.1126/science.1166585
- Dans le cas de larésonance orbitale2:1 avecHR 8799 csuggérée par les calculs sur la stabilité du système.
- (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,no2,,p.1408-1421(lire en ligne)DOI10.1088/0004-637X/710/2/1408
- (en)Exoplanet.eu Extrasolar Planets Encyclopaedia« Star: HR 8799 »
- (en)NASA Multimedia Features – 14 avril 2010« Portrait of Distant Planets »
- Ruffioet al.2019.
- (en)European Southern Observatory – 13 janvier 2010« Spectrum of planet around HR 8799 (annotated) »
- (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,no1,,p.850(lire en ligne)DOI10.1088/0004-637X/723/1/850
- (en)NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech – 4 novembre 2011« A Picture of Unsettled Planetary Youth ».
- (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,no1,,p.314-327(lire en ligne)DOI10.1088/0004-637X/705/1/314
- (en)NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech – 4 novembre 2009« Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System ».
Liens externes
[modifier|modifier le code]- (en)HR 8799sur la base de donnéesSimbadduCentre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en)Bright Star Catalogue, «HR 8799», surAlcyone
- Quatre nouvelles planètes découvertes.
