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Kepler-432

étoile de la constellation du Cygne
(Redirigé depuis Kepler-432 b)
Kepler-432 A
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 19h 33m 07,7292s[1]
Déclinaison +48° 17′ 09,145″[1]
Constellation Cygne[2]
Magnitude apparente 13,0

Localisation dans la constellation : Cygne

(Voir situation dans la constellation : Cygne)
Caractéristiques
Type spectral K2III
Astrométrie
Vitesse radiale −35,05 ± 0,77 km/s[1]
Mouvement propre μα = +4,531 mas/a[1]
μδ = +10,120 mas/a[1]
Parallaxe 1,150 9 ± 0,027 8 mas[1]
Distance 869 ± 21 pc (∼2 830 al)[1]
Caractéristiques physiques
Masse 1,353 ± 0,101 M☉
Rayon 4,160 ± 0,120 R☉
Gravité de surface (log g) 3,0 ± 0,5 cm⋅s−2
Température Teff = 4 850 ± 100 K
Rotation V sin(i) = 3,0 ± 0,5 km⋅s−1
Âge 3,6 +0,6
−1,0 x 109 a
Système planétaire
Planètes Kepler-432 Ab
Kepler-432 Ac (?)
Orbite
Compagnon Kepler-432 B

Désignations

KOI-1299, KIC 10864656, TIC 26817004, 2MASS J19330772+4817092[3]

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Kepler-432 (KOI-1299) est une étoile de la constellation du Cygne[2], située à une distance de 869 ± 21 pc (∼2 830 al) du Soleil[1]. Il s'agit d'une géante rouge, âgée de 3,6 +0,6
-1,0 milliards d'années. De magnitude apparente 13,0 en lumière visible, elle n'est pas observable à l'œil nu dans le ciel nocturne.

D'après Samuel N. Quinn et al.[4], Kepler-432 (A) serait la composante principale d'une étoile binaire dont l'autre composante, Kepler-432 B (KOI-1299 B), serait une naine rouge. D'autre part, Kepler-432 (Aa) serait l'objet primaire d'un système planétaire comprenant deux planètes géantes circumprimaires : la planète intérieure, Kepler-432 (A)b (KOI-1299 b), et la planète extérieure, Kepler-432 (A)c (KOI-1299 b). Au , seule Kepler-432 (A)b est confirmée.

Kepler-432 A modifier

Kepler-432 A est une étoile géante[5],[6] (classe de luminosité III) orange[6] (type spectral K[5]), plus précisément une étoile post-séquence principale[6] en phase d'ascension de la branche des géantes rouges[5],[6] (RGB) du diagramme de Hertzsprung-Russell.

Sa masse est de 1,353 ± 0,101 masse solaire[7] pour une rayon de 4,160 ± 0,120 rayons solaires[7], soit une masse volumique de 0,026 50 ± 0,000 49 gramme par centimètre cube[7].

Lorsqu'elle aura atteint le sommet de la branche des géantes rouges (TRGB), son rayon serait d'environ huit fois celui du Soleil.

Système planétaire modifier

Kepler-432 b modifier

Kepler-432 b est un super-Jupiter tempéré[6].

Les transits de Kepler-432 b ont été détectés grâce au télescope spatial Kepler. Leur détection a été annoncée en 2011 par William J. Borucki et al.[8] ainsi qu'Eric B. Ford et al.[9]. L'existence et la nature planétaire de Kepler-432 b ont été confirmées par Simona Ciceri et al.[5] ainsi que Mauricio Ortiz et al.[6].

Sa masse est d'environ cinq fois celle de Jupiter (4,87 ± 0,48 MJ[5]) pour un rayon comparable à celui de la planète géante gazeuse (1,120 ± 0,036 RJ[5]). Elle tourne autour de Kepler-432 A en environ 52,5 jours terrestres (52,500 97 ± 0,000 21 j[5]) sur une orbite elliptique à l'excentricité élevée (0,535 ± 0,030[5]). En supposant notamment un albédo de Bond de 0,27, la température d'équilibre de Kepler-432 b serait de 943 ± 20 kelvins[6].

Kepler-432 c modifier

L'existence de Kepler-432 c a été suggérée par Samuel N. Quinn et al. à partir de la variation à long terme de la vitesse radiale de Kepler-432 b[4].

D'après eux, la masse minimale de Kepler-432 c serait de 2,43+0,22
-0,24 masses joviennes ; et sa période de révolution, de 406,2+3,9
-3,5 jours terrestres[4]. Son orbite serait extérieure à celle Kepler-432 b et, contrairement à celle-ci, elle ne transiterait pas devant son étoile[4].

Kepler-432 B modifier

Kepler-432 B serait une étoile liée par la gravitation à Kepler-432 A et avec laquelle elle composerait une étoile binaire.

La binarité de Kepler-432 a été suggérée par Samuel N. Quinn et al.. Selon eux, Kepler-432 B serait une étoile naine rouge de faible masse séparée de Kepler-432 A de 0,87 seconde d'arc, soit 750 unités astronomiques[4]. Simona Ciceri et al. ont identifié une étoile située à 1,1 seconde d'arc de Kepler-432 A[5].

Notes et références modifier

  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 et b (en) Résultats pour Kepler-432 sur l'application Compute constellation name from position de VizieR (consulté le 16 février 2015)
  3. ↑ (en) Kepler-432 -- Red Giant Branch star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  4. ↑ a b c d et e (en) Samuel N. Quinn et al., « KOI-1299 : a red giant interacting with one of its two long period giant planets », arXiv,‎ (Bibcode 2014arXiv1411.4666Q, arXiv 1411.4666, lire en ligne [PDF], consulté le )
  5. ↑ a b c d e f g h et i (en) Simona Ciceri et al., « Kepler-432 b : a massive planet in a highly eccentric orbit transiting a red giant », Astronomy and Astrophysics, vol. 573, no 1,‎ , id. L5, 4 p. (DOI 10.1051/0004-6361/201425145, Bibcode 2015A&A...573L...5C, arXiv 1410.2999, résumé, lire en ligne [html], consulté le )
    Les coauteurs de l'article sont, outre Simona Ciceri : Jorge Lillo-Box, John Southworth, Luigi Mancini, Thomas Henning et David Barrado y Navascués.
    L'article a été reçu par la revue Astronomy and Astrophysics le 10 octobre 2014, accepté par son comité de lecture le 28 novembre 2014 et mis en ligne le 22 décembre 2014.
  6. ↑ a b c d e f et g (en) Mauricio Ortiz et al., « Kepler-432 b : a massive warm Jupiter in a 52-day eccentric orbit transiting a giant star », Astronomy and Astrophysics, vol. 573, no 1,‎ , id. L6, 4 p. (DOI 10.1051/0004-6361/201425146, Bibcode 2015A&A...573L...6O, arXiv 1410.3000, résumé, lire en ligne [html], consulté le )
    Les coauteurs de l'article sont, outre Mauricio Ortiz : Davide Gandolfi, Sabine Reffert, Andreas Quirrenbach, Hans J. Deeg, Raine Karjalainen, Pilar Montañés-Rodríguez, David Nespral, Grzegorz Nowak, Yeisson Osorio et Enric Pal.
    L'article a été reçu par la revue Astronomy and Astrophysics le 11 octobre 2014, accepté par son comité de lecture le 28 novembre 2014 et mis en ligne le 22 décembre 2014.
  7. ↑ a b et c (en) Christopher J. Burke et al., « Planetary candidates observed by Kepler : IV. – Planet sample from Q1-Q8 (22 months) », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 210, no 2,‎ , id. 19, 12 p. (DOI 10.1088/0067-0049/210/2/19, Bibcode 2014ApJS..210...19B, arXiv 1312.5358, résumé, lire en ligne [html], consulté le )
    Les coauteurs de l'article sont, outre Christopher J. Burke : Stephen T. Bryson, F. Mullally, Jason F. Rowe, Jessie L. Christiansen, Susan E. Thompson, Jeffrey L. Coughlin, Michael R. Haas, Natalie M. Batalha, Douglas A. Caldwell, Jon M. Jenkins, Martin Still, Thomas Barclay, William J. Borucki, William J. Chaplin, David R. Ciardi, Bruce D. Clarke, William D. Cochran, Brice-Olivier Demory, Gilbert A. Esquerdo, Thomas N. Gautier III, Ronald L. Gilliland, Forrest R. Girouard, Mathieu Havel, Christopher E. Henze, Steve B. Howell, Daniel Huber, David W. Latham, Jie Li, Robert C. Morehead, Timothy D. Morton, Joshua Pepper, Elisa Quintana, Darin Ragozzine, Shawn E. Seader, Yash Shah, Avi Shporer, Peter Tenenbaum, Joseph D. Twicken et Angie Wolfgang.
    L'article a été reçu par la revue le 21 octobre 2013, accepté par son comité de lecture le 17 décembre 2013 et publié le 10 janvier 2010.
  8. ↑ (en) William J. Borucki, « Characteristics of planetary candidates observed by Kepler : II. – Analysis of the first four months of data », The Astrophysical Journal, vol. 736, no 1,‎ , id. 19, 22 p. (DOI 10.1088/0004-637X/736/1/19, Bibcode 2011ApJ...736...19B, arXiv 1102.0541, résumé, lire en ligne [html], consulté le )
    Les coauteurs de l'article sont, outre William J. Borucki : David G. Koch, Gibor Basri, Natalie Batalha, Timothy M. Brown, Stephen T. Bryson, Douglas Caldwell, Jørgen Christensen-Dalsgaard, William D. Cochran, Edna DeVore, Edward W. Dunham, Thomas N. Gautier III, John C. Geary, Ronald Gilliland, Alan Gould, Steve B. Howell, Jon M. Jenkins, David W. Latham, Jack J. Lissauer, Geoffrey W. Marcy, Jason Rowe, Dimitar Sasselov, Alan Boss, David Charbonneau, David Ciardi, Laurance Doyle, Andrea K. Dupree, Eric B. Ford, Jonathan Fortney, Matthew J. Holman, Sara Seager, Jason H. Steffen, Jill Tarter, William F. Welsh, Christopher Allen, Lars A. Buchhave, Jessie L. Christiansen, Bruce D. Clarke, Santanu Das, Jean-Michel Désert, Michael Endl, Daniel Fabrycky, François Fressin, Michael Haas, Elliott Horch, Andrew Howard, Howard Isaacson, Hans Kjeldsen, Jeffery Kolodziejczak, Craig Kulesa, Jie Li, Philip W. Lucas, Pavel Machalek, Donald McCarthy, Phillip MacQueen, Søren Meibom, Thibaut Miquel, Andrej Prsa, Samuel N. Quinn, Elisa V. Quintana, Darin Ragozzine, William Sherry, Avi Shporer, Peter Tenenbaum, Guillermo Torres, Joseph D. Twicken, Jeffrey Van Cleve, Lucianne Walkowicz, Fred C. Witteborn, et Martin Still.
    L'article a été reçu par la revue The Astrophysical Journal le et accepté par son comité de lecture le .
  9. ↑ (en) Eric B. Ford et al., « Transit timing observations from Kepler : I. – Statistical analysis of the first four months », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 197, no 1,‎ , id. 2, 16 p. (DOI 10.1088/0067-0049/197/1/2, Bibcode 2011ApJS..197....2F, arXiv 1102.0544, résumé, lire en ligne [html], consulté le )
    Les coauteurs de l'article sont, outre Eric B. Ford : Jason F. Rowe, Daniel C. Fabrycky, Joshua A. Carter, Matthew J. Holman, Jack J. Lissauer, Darin Ragozzine, Jason H. Steffen, Natalie M. Batalha, William J. Borucki, Steve Bryson, Douglas A. Caldwell, Edward W. Dunham, Thomas N. Gautier III, Jon M. Jenkins, David G. Koch, Jie Li, Philip Lucas, Geoffrey W. Marcy, Sean McCauliff, Fergal R. Mullally, Elisa Quintana, Martin Still, Peter Tenenbaum, Susan E. Thompson et Joseph D. Twicken.
    L'article a été reçu par la revue The Astrophysical Journal Supplement le 2 février 2011, accepté par son comité de lecture le 25 juin 2011 et publié le 28 septembre 2011.

Liens externes modifier

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