HR 8799

est une étoile variable de type de type spectral appartenant la séquence principale et située à () du Soleil dans la constellation de Pégase.

Il s'agit d'une étoile jeune, âgée d'environ d'années, de la masse et 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 , 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 , 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 , mais les raies métalliques — et notamment la raie K du calcium — sont plus en accord avec une classe , d'où un type spectral écrit globalement : .

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

est plus lumineuse que le Soleil, ce qui signifie qu'il faut être fois plus éloigné de que du Soleil pour recevoir une irradiance comparable. Or les quatre planètes de 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.

vignette|gauche|Trois des quatre planètes identifiées autour de (masquée et marquée par une croix), photographiées le à l'observatoire du Mont Palomar en Californie NASA Multimedia Features – 14 avril 2010 « Portrait of Distant Planets ».

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

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

Dans un article prépublié sur arXiv le , Jean-Baptiste Ruffio et ses collègues indiquent avoir obtenu la vitesse radiale des planètes b et c, qui valait et 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 = et i = Ruffio 2019.

droite|vignette|Spectre de l'exoplanète European Southern Observatory – 13 janvier 2010 « Spectrum of planet around HR 8799 (annotated) ».

La photométrie à large bande des trois planètes les plus externes 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 () .

Le télescope James-Webb détecte la présence de grandes quantités de dioxyde de carbone sur les quatre planètes en 2025.

Observation JWST avec le coronographe de MIRI Le coronographe de MIRI à bord de James Webb (JWST) permet en la première observation en infrarouge moyen des quatre planètes géantes jeunes du système HR8799.

Les mesures photométriques en infrarouge moyen, combinées aux observations en proche infrarouge depuis le sol, permettent une nouvelle estimation du diamètre de ces planètes âgées de . les points de données photométriques MIRI impliquent des rayons plus grands notamment pour la planète b (1,04 ou 1,17 RJ) et des températures plus froides, en particulier pour la planète b (950 ou ), en meilleur accord avec les modèles d’évolution planétaire .

Observation JWST avec la caméra NIRCam vignette|275x275px|Image NIRCam du système planétaire HR 8799. Cette image prise par JWST, et publiée en , montre le système planétaire HR 8799. Au centre de l'image, un symbole d'étoile marque l'emplacement de l'étoile hôte HR 8799, dont la lumière a été bloquée par un coronographe.

Les couleurs de cette image représentent différentes longueurs d'onde de la lumière capturées par la caméra NIRCam (bleue à , vert à et le rouge à ) révélant les différences intrinsèques de température et de composition chimique entre les quatre exoplanètes.

HR 8799 b est un point bleu flou et faible qui orbite à environ de kilomètres de l'étoile. Elle est la plus froide du groupe et la plus riche en dioxyde de carbone. HR 8799 e est un point orange et orbite à de kilomètres de son étoile. Elle s'est probablement formée plus près de l'étoile hôte, où il y avait de plus fortes variations dans la composition de la matière .

vignette|Halo de l'étoile HR 8799 vu par le télescope spatial Spitzer NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech – 4 novembre 2011 « A Picture of Unsettled Planetary Youth »..

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

Une ceinture de poussière chaude, d'une température d'environ , 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 . Une ceinture de poussière froide, d'une température d'environ , dont le bord intérieur, très abrupt, est situé à l'extérieur de l'orbite de la plus externe des quatre planètes actuellement connues, , avec une résonance orbitale d'environ 2:3 avec cette dernière. 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 NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech – 4 novembre 2009 « Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System »..

Notes et références

Voir aussi

HR 8799

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