54 Piscium

54 Piscium
Description de cette image, également commentée ci-après
54 Piscium A et la naine brune 54 Piscium B (entourée).
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 00h 39m 21,8055s[1]
Déclinaison +21° 15′ 01,7161″[1]
Constellation Poissons
Magnitude apparente 5,88[2]

Localisation dans la constellation : Poissons

(Voir situation dans la constellation : Poissons)
Caractéristiques
Type spectral K0V[3] / T7.5V[4]
Indice U-B +0,57[2]
Indice B-V +0,85[2]
Variabilité suspectée
Astrométrie
Vitesse radiale −33,00 ± 0,16 km/s[1]
Mouvement propre μα = −462,056 mas/a[1]
μδ = −369,814 mas/a[1]
Parallaxe 89,789 1 ± 0,058 1 mas[1]
Distance 11,137 2 ± 0,007 2 pc (∼36,3 al)[1]
Magnitude absolue 5,65[5]
Caractéristiques physiques
Masse 0,76 (A)[6] / 0,051 ± 0,014 (B) M☉[4]
Rayon 0,944 ± 0,033 (A)[3] / 0,082 ± 0,006 (B) R☉[4]
Gravité de surface (log g) 4,61 (A)[7] / 5,12+0,2
−0,1 (B)[8]
Luminosité 0,52 L☉[9]
Température 5 062 ± 88 (A)[3] / 810 ± 50 (B) K[4]
Métallicité 0,12 - 0,18 [Fe/H][8]
Rotation 40,2 ± 4,0 j[10]
Âge 6,4×109 a[11]

Désignations

54 Psc, HR 166, GJ 27, HD 3651, HIP 3093, BD+20°85, FK5 276, SAO 74175, LTT 10224, NSV 245[12]

modifier

54 Piscium, également connue comme HD 3651, est une étoile de la constellation zodiacale des Poissons, d'une magnitude apparente de 5,86[2], et donc visible à l'œil nu dans un ciel préservé de la pollution lumineuse. Elle est localisée à ∼ 36,3 a.l. (∼ 11,1 pc) de la Terre[1]. Il s'agit d'une naine orange, une étoile un peu moins massive et moins lumineuse que le Soleil. En 2002, une exoplanète a été découverte orbitant l'étoile, puis en 2006, une naine brune a également été découverte.

Composantes stellaires

[modifier | modifier le code]

54 Piscium A

[modifier | modifier le code]

L'étoile primaire du système, désignée 54 Piscium A, est une naine orange de type spectral K0V, avec la classe de luminosité « V » (lire « cinq ») qui indique qu'elle est sur la séquence principale, donc qu'elle génère de l'énergie par la fusion de l'hydrogène en hélium dans son cœur. Sa température de surface est de 5 062 K[3], ce qui donne sa couleur orangée caractéristique des étoiles de type K[13].

Il s'agit d'une étoile plus petite et moins lumineuse que le Soleil. Il a été calculé que l'étoile pourrait avoir une masse qui est de 76% celle du Soleil[6] et qu'elle émet 46% de sa luminosité. Les observations interférométriques effectuées avec CHARA lui donnent un rayon qui vaut 94% celui du Soleil[3]. La période de rotation de 54 Piscium est d'environ 40,2 jours et elle tourne sur elle-même selon une inclinaison de 56 ± 7 degrés par rapport à la Terre[10]. L'étoile est âgée d'environ 6,4 milliards d'années, en se basant sur son activité chromosphérique et sur des analyses isochrones[11]. Il est bien établi que sa métallicité, autrement dit le ratio des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium comparé à celui du Soleil, est supérieure à celle du Soleil, avec une valeur de l'indice [Fe/H] comprise entre 0,12 et 0,18 dex[8], même si certains auteurs ont obtenu une métallicité inférieure à celle du Soleil, comme Santos et al. en 2004 qui donnent [Fe/H] = -0,12 dex[14].

L'observation du niveau de l'activité magnétique de l'étoile sur une longue période suggère qu'elle entre actuellement dans une période de minimum de Maunder, ce qui signifie qu'elle pourrait connaître une période prolongée de faible activité de surface et de faible nombre de taches stellaires. Elle possède un cycle similaire à celui du Soleil, qui a décru en magnitude. En date de 2010, la dernière période de maximum d'activité stellaire, qui a eu lieu de 1992 à 1996, montrait un niveau d'activité moindre que durant la période de maximum précédente, en 1976–1980[10].

54 Piscium B

[modifier | modifier le code]
Vue d'artiste montrant la naine brune 54 Piscium B et la planète 54 Piscium b.

En 2006, une image directe de 54 Piscium a montré l'existence d'un compagnon de type naine brune accompagnant 54 Piscium A[6]. On pense que 54 Piscium B est une « naine brune à méthane » (methane brown dwarf) de type spectral T7.5V. La luminosité de cet objet substellaire suggère qu'elle possède une masse de 0,051 M☉ (soit 50 fois la masse de Jupiter) et un rayon de 0,082 R☉[4] (soit 1,10 fois le rayon de Jupiter[8]). Similaire à Gliese 570 D, cette naine brune semble avoir une température de surface d'environ 810 K (537 °C)[4] ; Line et al. (2017) donnent une température de surface plus basse d'environ 720 K (447 °C)[8].

Quand 54 Piscium B a été directement imagée par le télescope spatial Spitzer de la NASA, la naine brune était distante dans le ciel de 42,6″ de l'étoile primaire, ce qui correspond à une séparation projetée d'environ 476 UA[4]. 54 Piscium B fut la première naine brune détectée autour d'une étoile qui possédait une exoplanète déjà connue.

Système planétaire

[modifier | modifier le code]

Le , une équipe d'astronomes annonce la découverte d'une exoplanète, nommée 54 Piscium b, en orbite autour de 54 Piscium, grâce à la méthode des vitesses radiales[15],[16]. On estime que la planète aurait une masse qui est de 20% celle de Jupiter, ce qui est comparable à la masse de Saturne dans notre système solaire.

La planète effectue une orbite autour de son étoile à une distance moyenne de 0,295 UA (ce qui serait à l'intérieur de l'orbite de Mercure), et il lui faut environ 62 jours pour l'accomplir. Il est supposé que la planète partage l'inclinaison de son étoile et que sa masse réelle est donc proche de sa masse minimale[17] ; cependant, plusieurs Jupiters chauds sont connus pour posséder une forte obliquité par rapport à l'axe de rotation de leur étoile[18].

La planète orbite selon une excentricité d'environ 0,645. Cette orbite hautement elliptique suggère que la gravité d'un objet invisible, situé plus loin de l'étoile, a attiré la planète en direction de l'extérieur. La découverte, ultérieure, de la naine brune 54 Piscium B dans le système semble confirmer cette hypothèse.

Caractéristiques des planètes du système 54 Piscium
Planète Masse Demi-grand axe (ua) Période orbitale (jours) Excentricité Inclinaison Rayon


 b  ≥ 0,228 ± 0,011 MJ   0,295 ± 0,029   62,25 ± 0,004   0,645 ± 0,002   83,0 ± 56° 

Une planète similaire à la Terre devrait avoir une orbite centrée autour de 0,68 UA[19], ce qui correspond à peu près à la distance de Vénus par rapport au Soleil dans notre système solaire. Cela correspond, dans un système képlérien, à une période orbitale de 240 jours. Dans des simulations ultérieures prenant en compte la naine brune, l'orbite de 54 Piscium b « balaie » la plupart des particules de test plus près que 0,5 UA, laissant seulement des astéroïdes « dans des orbites faiblement excentriques à une distance autour de l'apoastre de la planète connue, près de la résonance orbitale 1:2 ». Les observations permettent également d'exclure l'existence d'une planète de type Neptune ou plus massive qui aurait une période orbitale de un an ou inférieure, ce qui permet toujours la présence d'une planète de taille terrestre à 0,6 UA ou plus[20].

54 Piscium c ?

[modifier | modifier le code]

En 2013, Wittenmeyer et al. proposent l'existence d'une seconde planète en orbite autour de 54 Piscium[21]. La planète candidate, 54 Piscium c (HD 3651c) aurait eu une masse de 0,09 MJ et aurait orbité autour de son étoile à une distance de 0,186 UA, ce qui lui aurait pris 31 jours pour accomplir son orbite[22]. Mais l'existence de la planète est réfutée en 2018 par Wittenmeyer et al., les données observées ne s'expliquant pas mieux par la présence d'une seconde planète ; de plus, même en enlevant l'effet causé par la planète 54 Piscium b sur la vitesse radiale de son étoile, il n'existe aucun signal résiduel qui indiquerait la présence d'un autre corps en orbite autour de 54 Piscium[23].

Notes et références

[modifier | modifier le code]
  1. ↑ a b c d e f g et h (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) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, no 99,‎ (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
  3. ↑ a b c d et e (en) Gerard T. van Belle et Kaspar von Braun, « Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars » (abstract), The Astrophysical Journal, vol. 694, no 2,‎ , p. 1085–1098 (DOI 10.1088/0004-637X/694/2/1085, Bibcode 2009ApJ...694.1085V, arXiv 0901.1206)
  4. ↑ a b c d e f et g (en) K. L. Luhman et al., « Discovery of Two T Dwarf Companions with the Spitzer Space Telescope », The Astrophysical Journal, vol. 654, no 1,‎ , p. 570–579 (DOI 10.1086/509073, Bibcode 2007ApJ...654..570L, arXiv astro-ph/0609464)
  5. ↑ (en) J. Holmberg, B. Nordström et J. Andersen, « The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics », Astronomy & Astrophysics, vol. 501, no 3,‎ , p. 941–947 (DOI 10.1051/0004-6361/200811191, Bibcode 2009A&A...501..941H, arXiv 0811.3982)
  6. ↑ a b et c (en) M. Mugrauer et al., « HD 3651 B: the first directly imaged brown dwarf companion of an exoplanet host star » (abstract), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, vol. 373, no 1,‎ , L31–L35 (DOI 10.1111/j.1745-3933.2006.00237.x, Bibcode 2006MNRAS.373L..31M, arXiv astro-ph/0608484)
  7. ↑ (en) A. J. Cenarro et al., « Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 374, no 2,‎ , p. 664–690 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x, Bibcode 2007MNRAS.374..664C, arXiv astro-ph/0611618)
  8. ↑ a b c d et e (en) Michael R. Line et al., « Uniform Atmospheric Retrieval Analysis of Ultracool Dwarfs. II. Properties of 11 T dwarfs », The Astrophysical Journal, vol. 848, no 2,‎ , p. 22 (DOI 10.3847/1538-4357/aa7ff0, Bibcode 2017ApJ...848...83L, arXiv arXiv:1612.02809)
  9. ↑ (en) L. Ghezzi et al., « Stellar Parameters and Metallicities of Stars Hosting Jovian and Neptunian Mass Planets: A Possible Dependence of Planetary Mass on Metallicity », The Astrophysical Journal, vol. 720, no 2,‎ , p. 1290–1302 (DOI 10.1088/0004-637X/720/2/1290, Bibcode 2010ApJ...720.1290G, arXiv 1007.2681)
  10. ↑ a b et c (en) E. K. Simpson et al., « Rotation periods of exoplanet host stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 408, no 3,‎ , p. 1666–1679 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17230.x, Bibcode 2010MNRAS.408.1666S, arXiv 1006.4121) (en tant que « HD 3651 »).
  11. ↑ a et b (en) Eric E. Mamajek et Lynne A. Hillenbrand, « Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics », The Astrophysical Journal, vol. 687, no 2,‎ , p. 1264–1293 (DOI 10.1086/591785, Bibcode 2008ApJ...687.1264M, arXiv 0807.1686)
  12. ↑ (en) * 54 Psc -- High proper-motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  13. ↑ (en) « The Colour of Stars », sur Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, (consulté le )
  14. ↑ (en) N. C. Santos, G. Israelian et M. Mayor, « Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars. Exploring the probability of planet formation », Astronomy & Astrophysics, vol. 415,‎ , p. 1153–1166 (DOI 10.1051/0004-6361:20034469, Bibcode 2004A&A...415.1153S, arXiv astro-ph/0311541)
  15. ↑ (en) Debra A. Fischer et al., « A Sub-Saturn Mass Planet Orbiting HD 3651 », The Astrophysical Journal, vol. 590, no 2,‎ , p. 1081–1087 (DOI 10.1086/375027, Bibcode 2003ApJ...590.1081F, CiteSeerx 10.1.1.582.3920)
  16. ↑ (en) R. P. Butler et al., « Catalog of Nearby Exoplanets », The Astrophysical Journal, vol. 646, no 1,‎ , p. 505–522 (DOI 10.1086/504701, Bibcode 2006ApJ...646..505B, arXiv astro-ph/0607493)
  17. ↑ (en) Planet HD 3651 b sur L'Encyclopédie des planètes extrasolaires de l'Observatoire de Paris.
  18. ↑ (en) Roberto Sanchis-Ojeda2012, Josh N. Winn et Daniel C. Fabrycky, « Starspots and spin-orbit alignment for Kepler cool host stars », Astronomische Nachrichten, vol. 334,‎ , p. 180–183 (DOI 10.1002/asna.201211765, Bibcode 2013AN....334..180S, arXiv 1211.2002)
  19. ↑ Cette valeur est déterminée en prenant la racine carrée de la luminosité de l'étoile, selon la loi en carré inverse.
  20. ↑ (en) Robert A. Wittenmyer et al., « Dynamical and Observational Constraints on Additional Planets in Highly Eccentric Planetary Systems », The Astronomical Journal, vol. 134, no 3,‎ , p. 1276–1284 (DOI 10.1086/520880, Bibcode 2007AJ....134.1276W, arXiv 0706.1962)
  21. ↑ (en) Robert A. Wittenmyer et al., « Forever Alone? Testing Single Eccentric Planetary Systems for Multiple Companions », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 208, no 1,‎ , p. 16 (DOI 10.1088/0067-0049/208/1/2, Bibcode 2013ApJS..208....2W, arXiv arXiv:1307.0894)
  22. ↑ (en) Planet HD 3651 c sur L'Encyclopédie des planètes extrasolaires de l'Observatoire de Paris.
  23. ↑ (en) Robert A. Wittenmyer et al., « Truly eccentric - I. Revisiting eight single-eccentric planetary systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 484, no 4,‎ , p. 5859-5867 (DOI 10.1093/mnras/stz290, Bibcode 2019MNRAS.484.5859W, arXiv arXiv:1901.08471)

Voir aussi

[modifier | modifier le code]

Articles connexes

[modifier | modifier le code]

Liens externes

[modifier | modifier le code]