HD 189733 b

Modèle:Nobr, formellement Modèle:Nobr et surnommée de façon informelle Isis, est une planète de type Jupiter chaud. Elle orbite autour de Modèle:Nobr, une étoile naine (classe de luminosité [[Séquence principale|Modèle:V]]Modèle:Sfn) orange (classe spectrale K0Modèle:Sfn) située à une distance de Modèle:Unité/2 du Soleil dans la direction de la constellation boréale du Petit RenardModèle:,Modèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn, à proximité de la nébuleuse planétaire de l'Haltère (M27)Modèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn. Elle a été détectée en 2005 grâce au système de vitesse radiale par une équipe européenne d'astronomes composée principalement de chercheurs du Laboratoire d'astrophysique de Marseille, de l'Observatoire de Haute-Provence et de l'Observatoire de Genève. Sa découverte a été annoncée le Modèle:Date par un communiqué de presse de l'Institut national des sciences de l'universModèle:Sfn.

C'est une des premières planètes détectées hors du Système solaire que les chercheurs ont pu caractériser en déterminant à la fois son rayon et sa masse : 1,14 fois le rayon de Jupiter pour 1,15 fois la masse jovienne. Étant relativement proche, à environ 63 années-lumière de la Terre, elle offre d'intéressantes possibilités d'études à la communauté scientifiqueModèle:Sfn. Ainsi, de nombreuses caractéristiques de la planète ont pu être déterminées : c'est la première planète dont une carte thermique a pu être construite, à être détectée par polarimétrie, dans l'atmosphère de laquelle du dioxyde de carbone a pu être détecté (d'autres molécules y ont aussi été trouvées), dont la couleur bleu azur dans le visible a pu être déterminée et dont un transit a pu être détecté en Modèle:Nobr.

Dénomination

Modèle:Nobr n'a pour le moment reçu aucun nom officiel reconnu par l'Union astronomique internationale. Modèle:Nobr est parfois surnommée officieusement IsisModèle:Sfn.

Localisation

<imagemap>File:HD189733map.jpg|vignette|centré|Carte montrant la position du système HD 189733 dans le ciel (visible avec la souris 🖰). rect 207 366 211 371 HD 189733 rect 374 675 375 682 Nébuleuse de la Lyre rect 489 737 490 754 Véga rect 669 311 671 322 Deneb </imagemap>

HD 189733 b est en orbite autour de HD 189733 A, cette étoile appartient à un système double. Il se situe dans la constellation du Petit Renard.

Détection et découverte

Prédécouverte par Hipparcos

Un premier transit de la planète devant son étoile a été mesuré par le satellite Hipparcos le Modèle:DateModèle:Sfn. Deux autres transits ont été probablement mesurés par ce même satellite le Modèle:Date et le Modèle:DateModèle:Sfn. Cependant, ce fait était passé inaperçu à l'époque et n'a été retrouvé qu'après la découverte de la planète par les astronomesModèle:SfnModèle:,. C'est l'une des rares planètes, avec Modèle:Nobr, dont le transit a été retrouvé dans les données d'Hipparcos.

Transit et spectroscopie Doppler

Le Modèle:Date, une équipe d'astronomes annonça la découverte d'une planète transitant devant l'étoile Modèle:Nobr. La planète fut tout d'abord détectée par spectroscopie Doppler permettant de déterminer sa vitesse radiale. Cette mesure en temps réel permit de détecter l'effet Rossiter–McLaughlin causé par le transit de la planète devant son étoile avant que les mesures photométriques confirment ce transit. En 2006, une équipe menée par Drake Deming annonça avoir détecté une forte émission thermique infrarouge provenant de Modèle:Nobr en mesurant la diminution du flux, la baisse de l'intensité lumineuse totale, durant l'éclipse de la planète, la période où la planète passe derrière l'étoile.

La planète a une masse estimée 13 % plus importante que celle de Jupiter. Sa période orbitale est de Modèle:Unité pour une vitesse orbitale moyenne de Modèle:Unité par seconde, soit environ cinq fois plus grande que celle de la Terre. Elle est parfois désignée sous le nom Modèle:Nobr afin de la distinguer de la naine rouge Modèle:Nobr et bien préciser autour de quelle étoile du système elle tourne. Le système stellaire et planétaire Modèle:Nobr est situé à Modèle:Unité de la Terre dans la constellation du Petit Renard.

Spectre infrarouge

Carte thermique globale de Modèle:Nobr.

Le Modèle:Date, la NASA annonça que le télescope spatial Spitzer avait mesuré le spectre électromagnétique détaillé de deux planètes, Modèle:Nobr et Modèle:Nobr. L'annonce eut lieu en même temps que la publication d'un nouveau numéro de Nature contenant le premier article sur l'observation spectroscopique de l'autre exoplanète, Modèle:Nobr. Un article fut soumis et publié par l'[[The Astrophysical Journal|Modèle:Lang]]. Les observations spectroscopiques de Modèle:Nobr avait été dirigées par Carl Grillmair du Modèle:Lang de la NASA.

• 
  Spectre infrarouge entre 2,5 et 10 microns de HD 189733 b.
• 
  Spectre infrarouge entre 7 et 15 microns de HD 189733 b.

Couleur visible

La couleur bleue de la planète a été révélée en utilisant la polarimétrieModèle:Sfn.

En 2008, une équipe d'astrophysiciens est parvenue à détecter et à analyser la lumière visible provenant de la planète par polarimétrie, ce qui constitua une premièreModèle:Sfn. Le résultat obtenu fut précisé par la même équipe en 2011Modèle:Sfn. Ils découvrirent que la planète a un albédo significativement plus important dans le bleu que dans le rouge, ce qui leur permit d'en déduire que la planète nous apparaîtrait de couleur bleu profond, le plus probablement à cause de la diffusion Rayleigh et de l'absorption moléculaire dans le rougeModèle:Sfn. La couleur bleue de la planète fut confirmée en 2013Modèle:Sfn, faisant de Modèle:Nobr la première planète dont la couleur générale a été déterminée par deux techniques différentes.

Cette couleur bleu foncé a valu à HD 189733 b le surnom de « point bleu profond » (Modèle:Lang en anglais), par analogie au surnom de « point bleu pâle » (Modèle:Lang) attribué à la Terre.

La couleur bleue de la planète pourrait être le résultat de la diffusion Rayleigh dans l'atmosphère de la planète. À la mi-Modèle:Date, des observations spectrales réalisées pendant un transit de la planète permirent, en utilisant ce modèle, de déterminer que la température atteignait Modèle:Unité et que, si cette diffusion est due à l'hydrogène moléculaire (Modèle:Fchim), alors sa pression est de Modèle:Unité au rayon caractéristique de la planète de Modèle:Unité. Pour l'hypothèse de diffusion par des particules condensées, préférée à la précédente, le modèle de l'approximation de Mie permit de déterminer qu'un condensat pourrait être présent à ce même rayon, composé de silicate de magnésium (Modèle:Fchim) avec des particules d'une Modèle:Lien de l'ordre de 10Modèle:-2 à Modèle:Unité, une pression de quelques microbars à quelques millibars et une température comprise entre Modèle:Unité à Modèle:UnitéModèle:Sfn. L'effet Rayleigh est confirmé par d'autres modèlesModèle:Sfn et par l'absence apparente d'une stratosphère plus froide à l'ombre sous son atmosphère extérieure. En 2013, une autre équipe d'astrophysiciensModèle:Sfn utilise le spectrographe du télescope spatial Hubble afin de mesurer le spectre électromagnétique de la lumière visible réfléchie par la planète. Ce faisant, ils confirment la couleur bleu azur de l'objet. Cette teinte proviendrait de nuages hautement réfléchissants contenant des grains de silicates, plus précisément de l'enstatite Modèle:FchimModèle:Sfn.

Spectre en Modèle:Nobr

HD 189733 b, vue en Modèle:Nobr par Chandra (2013).

En Modèle:Date, la NASA annonça les premières observations d'un transit planétaire réalisées en Modèle:Nobr. Les mesures indiquent que la planète bloque trois fois plus de Modèle:Nobr que de lumière visible.

Évaporation

Fichier:Hubble, Swift Detect First-ever Changes in an Exoplanet Atmosphere.ogv

Vue d'artiste de l'évaporation accrue de l'atmosphère de HD 189733 b à la suite d'une éruption solaire.

En Modèle:Date, des observations de transits à la longueur d'onde de la raie Lyman alpha de l'hydrogène HModèle:I montrèrent que la planète s'évapore à un taux de Modèle:Unité/2 (c'est-à-dire Modèle:Unité/2) par seconde. La découverte fut faite en détectant l'exosphère étendue d'hydrogène atomique entourant la planète. Modèle:Nobr est la deuxième planète après Modèle:Nobr pour laquelle une évaporation atmosphérique a été détectéeModèle:Sfn.

Satellites

Aucun satellite n'est connu en 2018 autour de cette planète. Étant donné que cette dernière est extrêmement proche de son étoile, il semble peu probable qu'elle puisse avoir des satellites stables.

Caractéristiques physiques

Taille et masse

HD 189733 b comparée à Jupiter.

La planète a une masse d'environ Modèle:Unité celle de Jupiter pour un rayon de Modèle:Unité celui de la planète orange. Cette planète bleue a donc une masse volumique de Modèle:Unité. Les éléments précédents mènent à dire que la planète est une géante gazeuse. Sa gravité de surface atteint pour sa part Modèle:Unité, soit Modèle:Unité la valeur sur Terre.

Atmosphère

Vue d'artiste de HD 189733 b, telle qu'on l'imaginait en 2009.

L'atmosphère de HD 189733 b se caractérise par une température de plus de Modèle:Tmp, des précipitations de particules de verre et des vents soufflant à des vitesses supersoniques, pouvant atteindre Modèle:UnitéModèle:,Modèle:,Modèle:,.

Début septembre est annoncée la détection de potassium dans l'atmosphère de cette planète.

Possibilité de vie

Le Modèle:Date, une équipe dirigée par Giovanna Tinetti avait détecté de la vapeur d'eau dans l'atmosphère d'Modèle:Nobr, faisant d'elle la deuxième exoplanète sur laquelle la présence d'eau est prouvée, après Modèle:NobrModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn. En Modèle:Date, on y a détecté du méthane. La découverte de dioxyde de carbone par l'équipe de Mark Swain en Modèle:Date grâce au télescope spatial Hubble a laissé planer un certain optimisme quant à la possibilité de vie sur cette planète, bien que les conditions soient loin d'être idéales à son développement. En Modèle:Date-, Aurélien Wyttenbach Modèle:Et al., de l'Université de Genève, confirment la présence de sodium dans l'atmosphère de la planèteModèle:Sfn.

Vents

Selon Aurélien Wyttenbach Modèle:Et al.,des vents d'une vitesse de Modèle:Unité/2 (~Modèle:Unité/2) souffleraient dans la haute atmosphère, à une pression de Modèle:Unité, autour de Modèle:Unité d'altitudeModèle:Sfn. Ce résultat est cependant contesté par Tom Louden et Peter J. Wheatley, de l'Université de Warwick (Royaume-Uni), qui trouvent un décalage vers le rouge moyen de Modèle:Unité/2 (Modèle:Unité/2)Modèle:Sfn. Selon ces derniers, la vitesse observée du limbe avant est compatible avec une rotation synchrone de la planète (vitesse observée de Modèle:Unité/2, là où une rotation synchrone donnerait une valeur de Modèle:Unité, soit un écart de Modèle:Unité/2, compatible avec un écart nul) alors que le limbe arrière aurait un décalage de Modèle:Unité/2, soit un décalage net de Modèle:Unité/2 (Modèle:Unité/2) par rapport à la rotation synchroneModèle:Sfn.

Bibliographie

Publications scientifiques

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Articles institutionnels

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Presse de vulgarisation et presse généraliste

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Voir aussi

Articles connexes

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Liens externes

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