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Tau Bootis Ab

exoplanète

Tau Bootis Ab

Vue d'artiste de Tau Bootis b.
Étoile
Nom Tau Bootis
Constellation Bouvier
Ascension droite 13h 47m 15,743s[1]
Déclinaison 17° 27′ 24,86″[1]
Type spectral F6IV

Localisation dans la constellation : Bouvier

(Voir situation dans la constellation : Bouvier)
Planète
Type Jupiter chaud
Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe (a) 0,048 1  ua  [2]
Excentricité (e) 0,023 ± 0,015[2]
Période (P) 3,312 463 ± 0,000 014  d  (0,009 069 a)  [2]
Distance angulaire 3,067  mas
Date du périastre (Tp) 2 446 957.81 ± 0.54
Inclinaison (i) 44°  [3]
Argument du périastre (ω) 188°
Caractéristiques physiques
Masse (m) 5,5-6 MJ [3]
Température (T) ~ 1 600  K
Albédo de Bond (A) < 0,37
Découverte
Découvreurs Marcy et al.
Méthode vitesses radiales
Date 1996
Lieu Drapeau des États-Unis University of California
Autre(s) méthode(s)
de détection 		imagerie directe
Statut Publiée
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Tau Bootis Ab (τ Boo Ab), ou couramment Tau Bootis b (τ Boo b)[N 1], est une planète extrasolaire (exoplanète) en orbite autour de l'étoile Tau Bootis A. Elle est située à environ 50 années-lumière de la Terre dans la constellation du Bouvier.

Elle est une des premières exoplanètes qui ont été découvertes et la première à avoir été découverte visuellement, ce qui lui a valu le surnom de « planète du millénaire »[4]. La planète fut annoncée en 1996 par Geoffrey Marcy et Paul Butler en même temps que 55 Cancri b et Upsilon Andromedae b[5].

Selon les récentes observations, la planète Tau Bootis b possède une orbite inclinée de 44 degrés et sa masse est six fois supérieur à celle de la planète Jupiter. Cette planète, de type Jupiter chaud, possède une atmosphère contenant du monoxyde de carbone[6],[7].

Découverte modifier

 
Champ large autour de Tau Bootis, l'étoile hôte de la planète Tau Bootis b.

Tau Bootis b a été découverte en 1996, ce qui en fait l'une des premières exoplanètes connues. Elle fut détectée en orbite autour de l'étoile Tau Bootis (HR 5185) par Paul Butler et Geoffrey Marcy (San Francisco Planet Search Project) en utilisant la méthode des vitesses radiales. L'étoile étant visuellement brillante et la planète étant massive, le signal induit en vitesse radiale sur l'étoile est très important, atteignant une amplitude de 469 ± 5 mètres par seconde, ce qui a été rapidement confirmé par Michel Mayor et Didier Queloz en utilisant des données collectées pendant 15 ans. La planète est ultérieurement confirmée, également par l'AFOE Planet Search Team.

Caractéristiques modifier

Orbite et masse modifier

Tau Bootis b est une planète relativement massive, avec une masse minimale supérieure à quatre fois celle de Jupiter. Elle orbite autour de son étoile à une distance très faible (« torch orbit » en anglais), inférieure au septième de celle séparant Mercure du Soleil. Une révolution orbitale ne prend ainsi que 3 jours et 7,5 heures. Étant donné que l'étoile τ Boo A est plus chaude et plus grande que le Soleil et que l'orbite de la planète est très resserrée, on pense que Tau Bootis b est chaude. En supposant que la planète est parfaitement grise, sans effet de serre ni effet de marée et avec un albédo de Bond de 0,1, la température est proche de 1600 kelvins[8]. Bien qu'elle n'ait pas été détectée directement, il est certain que cette planète est une géante gazeuse et donc un Jupiter chaud.

Comme Tau Bootis b est plus massive que la plupart des Jupiter chauds connus, il avait initialement été avancé qu'il s'agissait d'une naine brune, une étoile « ratée », qui aurait pu perdre la majorité de son atmosphère à cause de la chaleur de son étoile compagne plus massive. Cependant, cela semble très peu probable. Néanmoins, un tel phénomène a effectivement été détecté pour la célèbre planète en transit HD 209458 b.

En , un groupe dirigé par Andrew Collier Cameron avait annoncé qu'il avait détecté la lumière réfléchie de la planète. Ils avaient calculé que l'orbite de la planète avait une inclinaison de 29° et que la vraie masse de la planète serait d'environ 8,5 fois celle de Jupiter. Ils ont également suggéré que la planète était de couleur bleue. Malheureusement, leurs observations ne purent pas être confirmées et il fut prouvé ultérieurement qu'elles n'étaient pas correctes.

Une meilleure estimation vint de l'hypothèse du verrouillage gravitationnel avec l'étoile, qui est inclinée de 40 degrés[9] ; la masse de la planète serait alors 6 à 7 fois supérieure à celle de Jupiter. En 2007, la détection du champ magnétique confirma cette estimation[10].

En 2012, deux équipes réussirent indépendamment à isoler la vitesse radiale de la planète de celle de l'étoile en mesurant le décalage des raies spectrales du monoxyde de carbone de l'atmosphère planétaire. Cela permit de calculer l'inclinaison de l'orbite de la planète et d'en déduire la masse de la planète. Une équipe trouva une inclinaison de 44,5 ± 1,5 degrés et une masse de 5.95 ± 0.28 MJ[11] alors que la seconde équipe trouva des valeurs de 47-6+7 degrés et 5,6 ± 0,7 MJ respectivement[12].

Autres caractéristiques modifier

La température élevée de la planète fait probablement enfler cette dernière à un rayon supérieur (1,2 fois) à celui de Jupiter. Aucune lumière réfléchie n'ayant été détectée, l'albédo de la planète doit être inférieur à 0,37[9],[13]. Avec une température de 1 600 kelvins (environ 1 300 °C), on suppose que cette planète (comme HD 179949 b) est plus chaude que HD 209458 b (température précédemment évaluée à 1 392 K) et peut-être même que HD 149026 b (température prédite à 1 540 K d'après un albédo supérieur de 0,3 puis mesurée en réalité à 2 300 K). Dans la classification de Sudarsky, Tau Bootis b appartient certainement à la classe V, ce qui suppose un albédo élevé de 0,55.

La planète est un candidat à la « caractérisation infrarouge… avec le spectro-imageur du VLTI »[14],[8]. Lors de mesures effectuées sur son atmosphère en 2011, « les nouvelles observations indiquaient une atmosphère dont la température diminue avec l'altitude. Ce résultat est l'exact opposé de l'inversion de température — une augmentation de la température avec l'altitude — trouvée pour d'autres planètes Jupiter chauds »[3]. En 2014, une détection directe de vapeur d'eau dans l'atmosphère de la planète fut annoncée[15].

Notes et références modifier

Notes modifier

  1. ↑ Cette forme est utilisée quand il n'y a aucun risque d'ambiguïté avec l'étoile Tau Bootis B. Une différence existe néanmoins entre les deux noms, celui de l'étoile étant écrit avec un « B » (majuscule) alors que la planète porte un « b » (minuscule). La désignation avec « Ab » est la désignation formelle indiquant que la planète fait partie du système Tau Bootis A dont l'étoile est formellement le membre « a » (Tau Bootis Aa).

Références modifier

  1. ↑ a et b F. 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, lire en ligne) Vizier catalog entry
  2. ↑ a b et c R. P. Butler, J. T. Wright, G. W. Marcy, D. A. Fischer, S. S. Vogt, C. G. Tinney, H. R. A. Jones, B. D. Carter et J. A. Johnson, « Catalog of Nearby Exoplanets », The Astrophysical Journal, vol. 646, no 1,‎ , p. 505–522 (DOI 10.1086/504701, Bibcode 2006ApJ...646..505B, arXiv astro-ph/0607493, lire en ligne)
  3. ↑ a b et c "New Way of Probing Exoplanet Atmospheres" in Science Daily (27 June 2012), http://www.sciencedaily.com/releases/2012/06/120627132051.htm; reporting on Nature (28 June 2012) | doi:10.1038/?
  4. ↑ « Astrographics Millennium Planet Poster » (consulté le )
  5. ↑ (en) Butler, R. et al., « Three New 51 Pegasi-Type Planets », The Astrophysical Journal, vol. 474,‎ , L115 – L118 (lire en ligne)
  6. ↑ Agence France-Presse, « Exoplanètes: Tau Boötis b se dévoile », La Presse, (consulté le )
  7. ↑ Une nouvelle manière de sonder l’atmosphère des exoplanètes Tau Bootis b finalement révélée.
  8. ↑ a et b S. Renard, O. Absil, J.-P. Berger, X. Bonfils, T. Forveille et F. Malbet « Prospects for near-infrared characterisation of hot Jupiters with the VLTI Spectro-Imager (VSI) » () (DOI 10.1117/12.790494, arXiv 0807.3014v1)
    —SPIE Astronomical Telescopes + Instrumentation (Marseille, )
  9. ↑ a et b Christopher Leigh, Andrew Collier Cameron, Keith Horne, Alan Penny et David James, « A new upper limit on the reflected starlight from Tau Bootis b », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 344, no 4,‎ , p. 1271–1282 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06901.x, Bibcode 2003MNRAS.344.1271L, arXiv astro-ph/0308413, lire en ligne)
  10. ↑ C. Catala, J.-F. Donati, E. Shkolnik, D. Bohlender et E. Alecian, « The magnetic field of the planet-hosting star τ Bootis », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 374, no 1,‎ , L42–L46 (DOI 10.1111/j.1745-3933.2006.00261.x, Bibcode 2007MNRAS.374L..42C, arXiv astro-ph/0610758, lire en ligne)
  11. ↑ Matteo Brogi, « The signature of orbital motion from the dayside of the planet τ Boötis b », Nature, vol. 486, no 7404,‎ , p. 502–504 (DOI 10.1038/nature11161, Bibcode 2012Natur.486..502B, arXiv 1206.6109, lire en ligne)
  12. ↑ F. Rodler, M. Lopez-Morales et I. Riba, « Weighing the Non-transiting Hot Jupiter τ Boo b », The Astrophysical Journal Letters, vol. 753, no 1,‎ , p. L25 (DOI 10.1088/2041-8205/753/1/L25, Bibcode 2012ApJ...753L..25R, arXiv 1206.6197, lire en ligne)
  13. ↑ P. W. Lucas, J. H. Hough, J. A. Bailey, M. Tamura, E. Hirst et D. Harrison, « Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and tau Boo », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 393, no 1,‎ , p. 229–244 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.14182.x, Bibcode 2009MNRAS.393..229L, arXiv 0807.2568, lire en ligne)
  14. ↑ Traduction de « near-infrared characterisation.... with the VLTI Spectro-Imager ».
  15. ↑ Near-IR Direct Detection of Water Vapor in Tau Boo b: Alexandra C. Lockwood, John A. Johnson, Chad F. Bender, John S. Carr, Travis Barman, Alexander J.W. Richert, Geoffrey A. Blake

Liens externes modifier

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