Gliese 876 d
Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
 Vue d'artiste de Gliese 876 d. |
|
| Étoile | |
|---|---|
| Nom | Gliese 876 |
| Ascension droite | 22h 53m 16.73s |
| Déclinaison | -14° 15′ 49.3″ |
| Type spectral | M3.5V |
| Constellation | Verseau |
| Caractéristiques orbitales | |
| Demi-grand axe (a) | 0,0208 ± 0,0012 ua |
| Excentricité (e) | 0 |
| Période (P) | 1,937760 ± 0,000070 j |
| Inclinaison (i) | ? |
| Argument du périastre (ω) | 0° |
| Époque (τ) | 2 452 488,33 ± 0,03 JJ |
| Caractéristiques physiques | |
| Masse | >5,88 ± 0,99 MT |
| Rayon | ? |
| Masse volumique | ? |
| Température | ? |
| Découverte | |
| Découvreurs | Rivera et al. |
| Méthode | Méthode des vitesses radiales |
| Date | 2005 |
Gliese 876 d est une planète extrasolaire en orbite autour de la naine rouge Gliese 876. Lors de sa découverte, en 2005, elle était la planète de masse la plus faible jamais découverte, à l'exception des planètes pulsar orbitant autour de PSR B1257+12. Gliese 876 d a une période orbitale de moins de deux jours et est située à environ 1/15e UA de celle-ci. C'est la planète la plus proche de l'étoile du système planétaire qui comprend également Gliese 876 b et Gliese 876 c. Du fait de sa faible masse, elle peut être classée dans la catégorie des Super Terres.
Sommaire |
[modifier] Découverte
Comme la majorité des planètes extrasolaires connues, Gliese 876 d a été découverte en analysant les changements dans la vitesse radiale de son étoile lesquels résultent de l'influence exercée par la gravité de la planète. Les mesures de vitesse radiale ont été effectuées en observant le décalage Doppler dans les lignes du spectre de l'étoile. A l'époque de sa découverte, son étoile, Gliese 876, était connue pour abriter deux planètes extrasolaires désignées comme Gliese 876 b et c, selon une résonance orbitale 2:1. Après que ces deux planètes eurent été prises en compte, l'étude de la vitesse radiale montrait encore une autre période, d'environ 2 jours, qui put être interprétée comme une planète additionnelle avec une masse d'au moins 5,9 fois celle de la Terre. La planète en question, baptisée Gliese 876 d, fut annoncée en 2005 par une équipe dirigée par Eugenio Rivera.[1]
[modifier] Orbite et masse
Gliese 876 d est située sur une orbite dont le demi grand axe est de seulement 0.0208 UA (3,11 millions de km)[2]. A cette distance de l'étoile on pourrait s'attendre à ce que les forces de marées stabilisent l'orbite, toutefois les solutions orbitales des vélocités radiales suggèrent que la valeur de l'excentricité de l'orbite pourrait aller jusqu'à 0.22[1]
Une limitation de la méthode des vitesses radiales utilisée pour détecter Gliese 876 d est que seule la limite inférieure de sa masse peut être obtenue. Dans ce cas, la limite inférieure est de 5,88 fois la masse de la Terre (la planète a une masse d'au moins 5,88 fois celle de la notre). La masse réelle dépend de l'inclinaison de l'orbite, qui en général est inconnue. Cependant, en prenant en compte les interactions gravitationnelles avec les planètes extérieures résonantes et en considérant que le système est coplanaire, l'inclinaison de l'orbite de Gliese 876 d pourrait être de 50° par rapport au plan de la voûte céleste, ce qui donne une masse réelle de 7,5 masses terrestres.[1] D'un autre côté, les mesures astrométriques de la planète extérieure Gliese 876 b suggèrent une inclinaison d'environ 84°, ce qui impliquerait une masse réelle à peine plus grande que la limite inférieure.[3]
[modifier] Caractéristiques
Du fait que Gliese 876 d a seulement été détectée indirectement par ses effets gravitationnels sur son étoile, les caractéristiques telles que son rayon, sa composition et sa température sont inconnues. Néanmoins, il est probable que la planète souffre de températures élevées dues à la proximité de son étoile. La faible masse de la planète a induit des suggestions selon lesquelles ce pourrait être une planète tellurique. En considérant une densité d'environ 8,000 kg/m3 pour tenir compte d'une plus grande compression de la matière sur une planète plus massive que la Terre, une planète tellurique de 7,5 masses terrestres aurait un rayon 73% plus grand que celui de la Terre.[1] Ce type de planète tellurique massive pourrait être formé dans la partie interne du système de Gliese 876 à partir de matière poussée vers l'étoile par la migration planétaire des géantes gazeuses vers l'intérieur.[4]
Autre possibilité, la planète pourrait s'être formée plus loin de Gliese 876 et aurait migré vers l'intérieur du système avec les géantes gazeuses. Cela se traduirait par une composition plus riche en substances volatiles telles que l'eau. Dans ce modèle, la planète aurait un océan pressurisé d'eau (sous forme de fluide supercritique) séparé du noyau planétaire en silicate par une couche de glace maintenue gelée par les hautes pressions internes. Une telle planète aurait une atmosphère contenant de la vapeur d'eau et de l'oxygène libre produit par les radiations ultraviolettes qui cassent les molécules d'eau.[5]
Départager ces deux modèles nécessiterait davantage d'informations sur le rayon de la planète et sa composition. Malheureusement, la planète ne semble pas effectuer de transit devant son étoile,[1] ce qui fait que l'obtention de ces informations se situe au-delà de nos capacités d'observation actuelles.
[modifier] Voir aussi
[modifier] Références
- ↑ a b c d e Rivera, E. et al., « A ~7.5 M⊕ Planet Orbiting the Nearby Star, GJ 876 », dans The Astrophysical Journal, 634, p. 625 – 640 [texte intégral]
- ↑ Butler, R. et al., « Catalog of Nearby Exoplanets », dans The Astrophysical Journal, 646, p. 505 – 522 [texte intégral] (web version)
- ↑ Rivera, E., Lissauer, J., « Dynamical Models of the Resonant Pair of Planets Orbiting the Star GJ 876 », dans The Astrophysical Journal, 558, p. 392 – 402 [texte intégral]
- ↑ Fogg, M., Nelson, R., « Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration », dans Astronomy and Astrophysics, 441, p. 791 – 806 [texte intégral]
- ↑ Zhou, J.-L. et al., « Origin and Ubiquity of Short-Period Earth-like Planets: Evidence for the Sequential Accretion Theory of Planet Formation », dans The Astrophysical Journal, 631, p. L85 – L88 [texte intégral]
[modifier] Liens externes
