HR 8799

Modèle:Nobr est une étoile [[Variable de type Gamma Doradus|variable de type Modèle:Nobr]] de type spectral Modèle:Nobr appartenant la séquence principale et située à Modèle:Unité (Modèle:Unité) du Soleil dans la constellation de Pégase.

Il s'agit d'une étoile jeune, âgée d'environ Modèle:Unité d'années, de Modèle:Unité la masse et Modèle:Unité 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 Modèle:Nobr, 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

HR 8799 est une [[étoile de type Lambda Bootis|étoile de type Modèle:Nobr]], 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 Modèle:Nobr, mais les raies métalliques — et notamment la raie K du calcium — sont plus en accord avec une classe Modèle:Nobr, d'où un type spectral écrit globalement : Modèle:Nobr.

Système planétaire

À ce jour, quatre planètes massives de Modèle:Unité ont été détectées autour de l'étoile :

Modèle:Nobr est Modèle:Unité plus lumineuse que le Soleil, ce qui signifie qu'il faut être $\begin{array}{c}\sqrt{4,9}\approx 2,2\end{array}$ fois plus éloigné de Modèle:Nobr que du Soleil pour recevoir une irradiance comparable. Or les quatre planètes de Modèle:Nobr Modèle:Incise 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.

Trois des quatre planètes identifiées autour de Modèle:Nobr (masquée et marquée par une croix), photographiées le Modèle:Date à l'observatoire du Mont Palomar en Californie.

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. Ce système a plus de chances d'être stable si les planètes Modèle:Nobr et Modèle:Nobr présentent une résonance orbitale 1:2, ce qui implique une excentricité orbitale supérieure à 0,04 pour la planète Modèle:Nobr afin de correspondre aux observations. Plus généralement, ce système planétaire serait le plus stable si les planètes Modèle:Nobr, Modèle:Nobr et Modèle:Nobr 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 Modèle:Nobr.

Résonance de Laplace 1:2:4 entre Ganymède, Europe et Io autour de Jupiter ; une telle résonance serait également à l'œuvre autour Modèle:Nobr.

Dans un article prépublié sur arXiv le Modèle:Date-, Jean-Baptiste Ruffio et ses collègues indiquent avoir obtenu la vitesse radiale des planètes b et c, qui valait Modèle:Unité et Modèle:Unité 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 = Modèle:Unité et i = Modèle:Unité

Spectre de l'exoplanète Modèle:Nobr.

La photométrie à large bande des trois planètes les plus externes Modèle:Incise 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 (Modèle:Fchim)Modèle:,.Modèle:Clr

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

Disque de débris

Le télescope spatial Spitzer a obtenu en Modèle:Date- des images du disque de débris de Modèle:Nobr, ce qui a permis d'en distinguer trois composantes :

1. Une ceinture de poussière chaude, d'une température d'environ Modèle:Unité/2, 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 Modèle:Nobr.
2. Une ceinture de poussière froide, d'une température d'environ Modèle:Unité/2, dont le bord intérieur, très abrupt, est situé à l'extérieur de l'orbite de la plus externe des quatre planètes actuellement connues, Modèle:Nobr, avec une résonance orbitale d'environ 2:3 avec cette dernière.
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.

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.

Liens externes

• Modèle:Simbad
• Modèle:BSC
• Quatre nouvelles planètes découvertes.