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51 Pegasi b

exoplanète

Dimidium

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Cet article concerne la planète surnommée Bellérophon. Pour les homonymes, voir Bellérophon (homonymie).

51 Pegasi b
Dimidium
Étoile
Nom 51 Pegasi
Époque J2000.0 – équinoxe 2000[1]
Constellation Pégase[2]
Ascension droite 22h 57m 27,98s[1],[3]
Déclinaison +20° 46′ 07,79″[1],[3]
Distance 15,361 ± 0,179 pc (∼50,1 al)[4]
Type spectral G2 V[5]
Magnitude apparente 5,49[6],[7].

Localisation dans la constellation : Pégase

(Voir situation dans la constellation : Pégase)
Planète
Type Jupiter chaud
Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe (a) 0,052 7 ± 0,003 0  ua
Excentricité (e) 0,013 ± 0,012
Période (P) 4,230 785 ± 0,000 036  d
Inclinaison (i) 80 + 10 - 19°  [8]
Argument du périastre (ω) 58°
Époque (τ) 2 450 001,51 ± 0,61JJ
Caractéristiques physiques
Masse (m) 0,46+0,06
−0,01 MJ [8]
Masse minimale (m sin(i)) 0,450  MJ  [8]
Rayon (R) 1,6 RJ (Lambertien, soit A=2/3)[8]
1,9 RJ (A=0,5)[8]  -
Température (T) 1 570  K
Atmosphère
Composition H2O et CO[9]
Découverte
Découvreurs Michel Mayor et Didier Queloz
Programme ÉLODIE, T193, OHP
Méthode vitesses radiales
Date - (observations)
(annonce)
Lieu Drapeau de la France Observatoire de Haute-Provence (observations)
Drapeau de la Suisse Observatoire de Genève (traitement)
Statut confirmée[10]
Informations supplémentaires
Autre(s) nom(s) 51 Peg b
HR 8729 b
GJ 882 b
HD 217014 b
SAO 90896 b
2MASS J22572795+2046077 b
TYC 1717-02193-1 b
IRAS 22550 +2030 b
BD+19°5036 b
WISE J225728.12+204608.6 b
HIP 113357 b
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51 Pegasi b (en abrégé 51 Peg b), aussi nommée Dimidium, est une planète extrasolaire (exoplanète) confirmée en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi, une sous-géante (classe de luminosité IV) jaune (type spectral G) de magnitude apparente 5,49 et située à une distance d'environ 51 années-lumière (15,36 parsecs) du Soleil, dans la direction de la constellation boréale de Pégase[2].

Première exoplanète découverte autour d'une étoile de la séquence principale (en 1995), 51 Pegasi b constitue le prototype de la classe des Jupiter chauds.

Nomenclature

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La désignation catalogue de la planète est 51 Pegasi b, tel que le prescrit la nomenclature des exoplanètes. L'UAI lui a également attribué le nom de Dimidium[11] à l'issue du concours NameExoWorlds. « Dimidium » signifie « moitié » en latin, et fait référence à la masse de la planète qui est d'au moins une demi-masse de Jupiter. Le nom plus traditionnel de Bellérophon[10],[12] lui est aussi donné officieusement par Geoffrey Marcy, d'après le héros grec qui a dompté Pégase, ce qui fait un lien avec la constellation de Pégase dans laquelle la planète se trouve.

Découverte et confirmation

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Localisation dans la constellation de Pégase.

51 Pegasi b est la première planète extrasolaire découverte en orbite autour d'une étoile encore « en vie » (les premières exoplanètes découvertes se trouvaient autour du pulsar PSR B1257+12).

Elle a été découverte par la méthode des vitesses radiales, par Michel Mayor et Didier Queloz de l'observatoire de Genève, d'après des données collectées, entre et , avec ÉLODIE, le spectrographe échelle à haute résolution alors installé au foyer du télescope de type Cassegrain de 1,93 m de l'observatoire de Haute-Provence[13].

Annonce

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Mayor et Queloz annoncent la découverte de 51 Pegasi b le , à Florence, lors du Ninth Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun[14],[15]. Leur annonce est suivie d'une circulaire de l'Union astronomique internationale du [16]. L'article relatant leur découverte paraît dans la revue Nature le . Cette découverte vaudra à leurs auteurs le prix Nobel de physique en 2019.

Confirmation

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Poster gag réalisé par la Nasa imaginant une carte postale envoyée de 51 Pegasi b.

L'existence de 51 Pegasi b a été confirmée par David F. Gray[17], Artie P. Hatzes et al.[18] ainsi que Timothy M. Brown et al.[19].

Caractéristiques physiques et orbitales

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La planète se situe à 50,9 années-lumière de la Terre[13]. Étant très proche de son étoile hôte, elle effectue une révolution complète en seulement un peu plus de quatre jours. Le fait qu'elle soit si peu éloignée de son astre parent a surpris les astrophysiciens, car ils ne s'attendaient pas à trouver une géante gazeuse aussi proche de son étoile (un vingtième de la distance Terre-Soleil). Pour cette raison, elle a été classée dans un nouveau type de planètes, les Jupiter chauds, ou Pégasides d'après le nom de cette planète, car la température est d'environ 1 000 °C.

Elle a une masse d'environ la moitié de celle de Jupiter, soit 150 fois celle de la Terre.

Anneaux planétaires

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Dans un article publié sur arXiv le , puis dans Astronomy and Astrophysics[20], Nuno C. Santos et ses collaborateurs ont exploré la possibilité de l'existence d'anneaux autour de 51 Pegasi b.

Détection directe en lumière visible

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Pour la première fois, le spectre de la lumière visible réfléchie par une exoplanète a été détecté directement en [8],[21]. Cette détection, effectuée sur 51 Pegasi b, a été réalisée par une équipe internationale d'astronomes de Porto, d'Aix-Marseille, de Genève et de l'ESO au Chili[8],[21]. Les mesures ont été effectuées grâce au spectrographe HARPS installé sur le télescope de 3,6 mètres de l'ESO à La Silla[8],[21]. La fraction de lumière réfléchie, (6,0 ± 0,4) × 10−5, permet de contraindre le rayon de la planète en supposant son albédo et vice versa. En supposant la surface de la planète lambertienne (et donc un albédo égal à deux tiers), la planète aurait un rayon de 1,6 rayon jovien ; en supposant un albédo de 0,5, on obtient un rayon de 1,9 rayon jovien[8].

Cette technique permet également de mesurer la vitesse radiale de la planète elle-même ; en calculant le rapport entre cette dernière et la vitesse radiale de l'étoile, on obtient directement le rapport de masse entre l'étoile et la planète, et en connaissant la masse de l'étoile, estimée à 1,04 masse solaire, on obtient alors la vraie masse de la planète : 0,46+0,06
−0,01 masse jovienne[8]. La vitesse radiale de l'étoile permettant d'obtenir la masse minimale de la planète, estimée à 0,45 masse jovienne[8], on peut déduire ensuite l'inclinaison orbitale de la planète : 80+10
−19 degrés[8].

Atmosphère

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En 2013, Brogi et al. annoncent la possible détection de monoxyde de carbone et d'eau[9]. Le est publié un article annonçant la détection d'eau dans l'atmosphère de 51 Pegasi b[22].

Notes et références

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  1. ↑ a b et c (en) * 51 Peg sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg. (consulté le 26 avril 2015).
  2. ↑ a et b Entrée (en) « * 51 Peg » [html] sur l'application Compute constellation name from position de VizieR (consulté le 26 avril 2015).
  3. ↑ a et b (en) Floor van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653-664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
    L'article a été reçu par la revue le et accepté par son comité de lecture le .
    .
  4. ↑ (en) Gerard T. van Belle et Kaspar von Braun, « Directly determined linear radii and effective temperatures of exoplanet host stars », 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, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
    L'article a été reçu par la revue le , accepté par son comité de lecture le et publié le .
  5. ↑ (en) A. Frasca et al., « REM near-IR and optical photometric monitoring of pre-main sequence stars in Orion », Astronomy and Astrophysics, vol. 508, no 3,‎ , p. 1313-1330 (DOI 10.1051/0004-6361/200913327, Bibcode 2009A&A...508.1313F, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
    Les coauteurs de l'article sont, outre A. Frasca : E. Covino, L. Spezzi, J. M. Alcalá, E. Marilli, G. Fűrész et D. Gandolfi. L'article a été reçu par la revue le , accepté par son comité de lecture le et mis en ligne le .
  6. ↑ (en) Pegasi b 51_peg_b sur L'Encyclopédie des planètes extrasolaires de l'Observatoire de Paris. (consulté le 26 avril 2015).
  7. ↑ (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV », Catalogue of Eggen's UBV data,‎ (Bibcode 1986EgUBV........0M).
  8. ↑ a b c d e f g h i j k et l (en) Jorge H. C. Martins et al., « Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b », Astronomy and Astrophysics, vol. 576,‎ , id. A134 (DOI 10.1051/0004-6361/201425298, Bibcode 2015arXiv150405962M, arXiv 1504.05962, résumé, lire en ligne, consulté le ).
    Les coauteurs de l'article sont, outre Jorge H. C. Martins : Nuno C. Santos, Pedro Figueira, João P. S. Faria, Marco Montalto, Isabelle Boisse, David Ehrenreich, Christophe Lovis, Michel Mayor, Claudio Melo, Francesco Pepe, Sérgio G. Sousa, Stéphane Udry et Diana Cunha.
  9. ↑ a et b (en) Matteo Brogi et al., « Detection of molecular absorption in the dayside of exoplanet 51 Pegasi b? », The Astrophysical Journal, vol. 767, no 1,‎ , id. 27, 10 p. (DOI 10.1088/0004-637X/767/1/27, Bibcode 2013ApJ...767...27B, arXiv 1302.624, résumé, lire en ligne [html], consulté le ).
    Les coauteurs de l'article sont, outre Matteo Brogi : I. A. G. Snellen, R. J. de Kok, S. Albrecht, J. L. Birkby et E. J. W. de Mooij.
    L'article a été reçu par la revue le , accepté par son comité de lecture le et publié le .
  10. ↑ a et b 51 Pegasi b sur la base de données SIMBAD.
  11. ↑ (en) « International Astronomical Union | IAU », sur iau.org (consulté le ).
  12. ↑ (en) « 51 Pegasi and Bellerophon » (consulté le ).
  13. ↑ a et b (en) Michel Mayor et Didier Queloz, « A Jupiter-mass companion to a solar-type star », Nature, vol. 378, no 6555,‎ , p. 355-359 (DOI 10.1038/378355a0, Bibcode 1995Natur.378..355M, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
    L'article a été accepté par le comité de lecture de la revue le .
  14. ↑ S. A. Ilovaisky, « Une planète autour de 51 Pegasi » [html], sur l'Observatoire de Haute-Provence, (consulté le ).
  15. ↑ (en) Michel Mayor et Didier Queloz, « A search for substellar companions to solar-type stars via precise Doppler measurements: a first Jupiter mass companion detected », dans Roberto Pallavicini et Andrea K. Dupree, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, San Francisco, Astronomical Society of the Pacific, coll. « Astronomical Society of the Pacific Conference Series » (no 109), , p. 35-38 (Bibcode : 1996ASPC..109...35M, lire en ligne [GIF], consulté le 28 avril 2015)
  16. ↑ (en) « 51 Pegasi », Circulaire de l’UAI, no 6251,‎ (résumé, lire en ligne).
  17. ↑ (en) David F. Gray, « A planetary companion for 51 Pegasi implied by absence of pulsations in the stellar spectra », Nature, vol. 391, no 6663,‎ , p. 153-154 (DOI 10.1038/34365, Bibcode 1998Natur.391..153G, résumé).
    L'article a été reçu par la revue le et accepté par son comité de lecture le .
  18. ↑ (en) Artie P. Hatzes et al., « Further Evidence for the Planet Around 51 Pegasi », Nature, vol. 391, no 6663,‎ , p. 154 (DOI 10.1038/34369, Bibcode 1998Natur.391..154H, arXiv astro-ph/9712316, résumé)
    Les coauteurs de l'article sont, outre Artie P. Hatzes : William D. Cochran et Eric J. Bakker.
    L'article a été reçu par la revue le et accepté par son comité de lecture le .
  19. ↑ (en) Timothy M. Brown et al., « A Search for Line Shape and Depth Variations in 51 Pegasi and τ Bootis », The Astrophysical Journal, vol. 494, no 1,‎ , L85-L88 (DOI 10.1086/311168, Bibcode 1998ApJ...494L..85B, arXiv astro-ph/9712279, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
    Les coauteurs de l'article sont, outre Timothy M. Brown : Rubina Kotak, Scott D. Horner, Edward J. Kennelly, Sylvain Korzennik, P. Nisenson et Robert W. Noyes.
    L'article a été reçu par la revue le , accepté par son comité de lecture le et publié le .
  20. ↑ Nuno C. Santos et al., « Detecting Ring Systems Around Exoplanets Using High Resolution Spectroscopy: the Case of 51 Peg b » [« Détecter des systèmes d'anneaux autour d'exoplanètes en utilisant la spectroscopie à haute résolution : le cas de 51 Peg b »], Astronomy and Astrophysics,‎ 2015-9-3. (DOI 10.1051/0004-6361/201526673, arXiv 1509.00723).
  21. ↑ a b et c Thierry Botti et al., « Premier spectre d'une exoplanète dans le domaine visible », sur eso.org, (consulté le ).
  22. ↑ Birkby et al. 2017.

Bibliographie

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Voir aussi

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Articles connexes

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