55 Cancri b
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| Étoile | |
|---|---|
| Nom | 55 Cancri |
| Ascension droite | 08h 52m 35.8s |
| Déclinaison | +28° 19′ 51″ |
| Type spectral | G8V |
| Constellation | Cancer |
| Caractéristiques orbitales | |
| Demi-grand axe (a) | 0,115 ± 0,003 ua |
| Excentricité (e) | 0,0197 ± 0,01 |
| Période (P) | 14,67 ± 0,0006 j |
| Inclinaison (i) | ? |
| Argument du périastre (ω) | 131,49 ± 33° |
| Époque (τ) | 2 453 021,08 ± 0,01 JJ |
| Caractéristiques physiques | |
| Masse | >0,784 ± 0,09 MJ |
| Rayon | ? |
| Masse volumique | ? |
| Température | ? |
| Découverte | |
| Découvreurs | Butler, Marcy |
| Méthode | Méthode des vitesses radiales |
| Date | 1996 |
55 Cancri b (également appelée 55 Cancri Ab, Rho1 Cancri b, ou HD 75732 b) est une exoplanète orbitant autour de l'étoile 55 Cancri. C'est la seconde planète la plus proche de l'étoile, et c'est un exemple de Jupiter chaude. Découverte en 1996 par Geoffrey Marcy et R. Paul Butler, 55 Cancri b est la quatrième planète extrasolaire à être détectée.
Sommaire |
[modifier] Découverte
Comme la majorité des planètes extrasolaires connues, 55 Cancri b fut découverte en détectant les variations de vitesse radiale de son étoile. La découverte fut annoncée en 1996, en même temps que la planète de Tau Bootis et la planète la plus interne du système d'Upsilon Andromedae.[1]
Même si cette planète intérieure est d'une masse d'au mois 78% celle de Jupiter, l'étoile montrait néanmoins des changement de vélocité radiale ; ce qui mena par la suite à la découverte de la planète plus externe du 55 Cancri d en 2002.
[modifier] Orbite et masse
55 Cancri b est sur une orbite à courte période, mais pas aussi extrême que la Jupiter chaude précédemment découverte, 51 Pegasi b. 55 Cancri b est en résonance orbitale avec la planète proche 55 Cancri c, avec un rapport de 1:3.[2]
La méthode de vélocité radiale, utilisée pour la détection de cette planète, indique uniquement la masse minimale de la planète. Des observations astrométriques effectuée par le télescope spatial Hubble suggèrent que la planète extérieure, 55 Cancri d est inclinée de 53° par rapport au plan du ciel.[3] Si les mesures sont confirmées et si le système est bel et bien coplanaire, la vraie masse de 55 Cancri b serait alors 25% plus grand que cette limite, soit environ 0,98 masses joviennes.
[modifier] Caractéristiques
Étant donnée la grande masse de la planète, il est probable que 55 Cancri b soit une géante gazeuse sans surface solide. Puisque cette planète n'a été détectée que par une méthode indirecte, à travers son influence gravitationnelle sur 55 Cancri A, certaines propriétés telles que sa composition atmosphérique, son rayon ou sa température sont incertaines, voir inconnues. En supposant qu'elle ait une composition similaire à celle de Jupiter, et que son environnement est plus ou moins chimiquement stable, 55 Cancri b serait censée avoir une atmosphère sans nuages avec un spectre dominée par des raies d'absorption correspondant aux métaux alcalins.[4]
Il est peu probable que cette planète possède de grandes lunes, car la force de marée les éjecteraient de leur orbite ou les détruiraient assez rapidement, par rapport à l'âge du système.[5]
[modifier] Le système de 55 Cancri
| Planète | Masse (MJ)[6] | Période orbitale (en jours) | Axe semi-majeur (ua) | Excentricité |
|---|---|---|---|---|
| 55 Cancri b | > 0,784 ± 0,09 | 14,67 ± 0,0006 | 0,115 ± 0,003 | 0,0197 ± 0,01 |
| 55 Cancri c | > 0,217 ± 0,04 | 43,93 ± 0,021 | 0,240 ± 0,005 | 0,44 ± 0,08 |
| 55 Cancri d | > 3,92 ± 0,5 | 4517,4 ± 77,8 | 5,257 ± 0,9 | 0,327 ± 0,28 |
| 55 Cancri e | > 0,045 ± 0,01 | 2,81 ± 0,002 | 0,038 ± 0,001 | 0,174 ± 0,127 |
| 55 Cancri f | > 0,144 ± 0,04 | 260 ± 1,1 | 0,781 ± 0,007 | 0,2 ± 0,2 |
[modifier] Notes et références
- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu d’une traduction de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « 55 Cancri b ».
- ↑ (en)Butler, R. et al., « Three New 51 Pegasi-Type Planets », dans The Astrophysical Journal, 474, p. L115 – L118 [texte intégral]
- ↑ (en)Jianghui, J. et al., « Could the 55 Cancri Planetary System Really Be in the 3:1 Mean Motion Resonance? », dans The Astrophysical Journal, 585, p. L139 – L142 [texte intégral]
- ↑ (en)McArthur et al., « Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ1 Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope », dans The Astrophysical Journal, 614, p. L81 – L84 [texte intégral]
- ↑ (en)Sudarsky, D. et al., « Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets », dans The Astrophysical Journal, 588, p. 1121 – 1148 [texte intégral]
- ↑ (en)Barnes, J., O'Brien, D., « Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets », dans The Astrophysical Journal, 575, p. 1087 – 1093 [texte intégral]
- ↑ Pour une masse jovienne = 1,8986×1027 kg.
