Gliese 676
| Ascension droite | 17h 30m 11,20s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | −51° 38′ 13,1″[1] |
| Constellation | Autel |
| Magnitude apparente | 9,59 |
Localisation dans la constellation : Autel   | |
| Type spectral | M0V[2] / M3V |
|---|---|
| Magnitude apparente (B) | 11,05 / 14,8 |
| Magnitude apparente (J) | 6,711 |
| Magnitude apparente (H) | 6,082 |
| Magnitude apparente (K) | 5,825 |
| Indice B-V | 1,46 |
| Vitesse radiale | −39,82 ± 0,14 km/s[3] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −258,759 ± 0,034 mas/a μδ = −185,119 ± 0,025 mas/a |
| Parallaxe | 62,578 6 ± 0,030 3 mas |
| Distance |
52,12 ± 0,03 al (15,980 ± 0,008 pc) |
| Magnitude absolue | 8,55 |
| Masse | 0,631 ± 0,017 M☉[4] / 0,29 M☉[5] |
|---|---|
| Rayon |
0,617+0,028 −0,027 R☉[4] |
| Luminosité | 0,088 92 ± 0,002 20 L☉[4] |
| Température |
4 014+94 −90 K[4] |
| Métallicité | 0,23 ± 0,10[5] |
| Rotation | 41,2 ± 3,8 j[2] |
Désignations
Gliese 676 est un système binaire de naines rouges de 10e magnitude, qui a une séparation minimale à 800 UA avec une période orbitale supérieure à 20 000 ans[6]. Il est situé à 54 années-lumière de la Terre, dans la constellation de l'Autel. En 2009, une géante gazeuse a été découverte en orbite autour de l'étoile primaire, en plus de sa confirmation en 2011, il y avait également une forte indication d'un compagnon ; la deuxième géante gazeuse a été caractérisée en 2012, avec deux planètes beaucoup plus petites.
Système planétaire modifier
La première planète découverte (b) est une super-Jupiter caractérisée pour la première fois en octobre 2009. La planète a été officiellement annoncée en 2011[5], avec la première reconnaissance d'une tendance non imputable à l'étoile compagne. Même après avoir ajusté une planète et une tendance, il a été noté que les vitesses résiduelles étaient toujours d'environ 3,4 m/s, nettement supérieures aux erreurs instrumentales d'environ 1,7 m/s. Cela impliquait provisoirement l'existence d'autres corps en orbite, même si rien de plus ne pouvait être dit à l'époque[5].
L'étoile était un cas de test pour le logiciel HARPS-TERRA pour une meilleure réduction des données du spectromètre HARPS début 2012[7]. Même avec des marges d'erreur nettement inférieures sur les données, moins de données étaient accessibles que celles utilisées en 2011. Pourtant, l'équipe est parvenue à une conclusion très similaire à celle de l'équipe précédente avec un modèle planétaire et une tendance. Les vitesses résiduelles étaient encore quelque peu excessives, donnant plus de poids à l'existence d'autres corps dans le système, même si aucune conclusion n'a pu être tirée.
Entre l'analyse précédente et juin 2012, le reste des mesures de vitesse radiale utilisées en 2011 ont été rendues publiques[6], permettant de les réduire grâce à HARPS-TERRA. Celles-ci ont ensuite été analysées via une analyse de probabilité bayésienne, qui avait déjà été utilisée pour découvrir HD 10180 i et j, qui a confirmé la planète b et réalisé une première caractérisation de la planète c[8], qui n'était auparavant décrite que comme une tendance. Après l'introduction des deux premiers signaux, le deuxième signal le plus puissant était d'environ 35,5 jours, avec une probabilité analytique de fausse alarme de 0,156. Après 104 essais, la probabilité de fausse alarme s'est avérée être de 0,44 %, suffisamment faible pour être incluse comme signal planétaire périodique. Avec une masse minimale d'environ 11 M⊕, la planète se situe à la frontière acceptée entre les super-Terres et les corps gazeux de type Neptune de 10 Terres. Après avoir accepté le troisième signal, un fort pic à 3,6 jours est devenu apparent. Avec une probabilité de fausse alerte bien inférieure à celle de l'organisme précédemment accepté, elle a été immédiatement acceptée. Avec une masse minimale d'environ 4,5 Terres, c'est une petite super-Terre.
Depuis 2012, ce système détient le record de la plus large gamme de masses dans un seul système planétaire[6] et présente également une hiérarchie rappelant celle du Système solaire, avec les géantes gazeuses situées à de grandes distances de l'étoile tandis que les corps les plus petits sont beaucoup plus proche.
En 2016, la masse réelle de Gliese 676 Ab a été mesurée par astrométrie[8]. Une étude de 2022 a révisé cette estimation de masse, tout en mesurant la masse réelle de Gliese 676 Ac[9]. Il existe deux super-Jupiter : b avec une période de 1 051 jours (2,9 ans) et une masse de 5,79 MJ, et c avec une période de 13 900 jours (38,1 ans) et une masse de 13,49 MJ, qui se situe à la frontière entre les planètes et les naines brunes[9].
| Planète | Masse | Demi-grand axe (ua) | Période orbitale (jours) | Excentricité | Inclinaison | Rayon
|
|---|---|---|---|---|---|---|
| d | ≥ 4,4 ± 0,3 MJ | 0,041 3 ± 0,001 4 | 3,600 5 ± 0,000 2 | 0,262+0,090 −0,101 |
||
| e | ≥ 8,1 ± 0,7 MJ | 0,187 ± 0,007 | 35,39+0,03 −0,04 |
0,125+0,119 −0,087 |
||
| b | 5,792+0,469 −0,477 MJ |
1,735+0,056 −0,060 |
1 051,4 ± 0,4 | 0,319 ± 0,003 | 48,919+3,312 −2,781° |
|
| c | 13,492+1,046 −1,127 MJ |
9,726+0,629 −0,793 |
13 921,4+1 238,4 −1 518,2 |
0,295+0,033 −0,049 |
33,690+1,362 −1,324° |
Voir aussi modifier
Références modifier
- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Gliese 676 » (voir la liste des auteurs).
- (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2, , p. 653–664 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361:20078357, lire en ligne, consulté le )
- A. Suárez Mascareño, R. Rebolo, J. I. González Hernández et M. Esposito, « Rotation periods of late-type dwarf stars from time series high-resolution spectroscopy of chromospheric indicators », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 452, , p. 2745–2756 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/stv1441, lire en ligne, consulté le )
- (en) A. Vallenari, A. G. A. Brown, T. Prusti et J. H. J. de Bruijne, « Gaia Data Release 3 - Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674, , A1 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202243940, lire en ligne, consulté le )
- J. Sebastian Pineda, Allison Youngblood et Kevin France, « The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample. I. Determining Stellar Parameters for Field Stars », The Astrophysical Journal, vol. 918, no 1, , p. 40 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.3847/1538-4357/ac0aea, lire en ligne, consulté le )
- (en) T. Forveille, X. Bonfils, G. Lo Curto et X. Delfosse, « The HARPS search for southern extra-solar planets - XXVI. Two giant planets around M0 dwarfs », Astronomy & Astrophysics, vol. 526, , A141 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201016034, lire en ligne, consulté le )
- G. Anglada-Escudé et M. Tuomi, « A planetary system with gas giants and super-Earths around the nearby M dwarf GJ 676A. Optimizing data analysis techniques for the detection of multi-planetary systems », Astronomy and Astrophysics, vol. 548, , A58 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361/201219910, lire en ligne, consulté le )
- Guillem Anglada-Escudé et R. Paul Butler, « The HARPS-TERRA Project. I. Description of the Algorithms, Performance, and New Measurements on a Few Remarkable Stars Observed by HARPS », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 200, , p. 15 (ISSN 0067-0049, DOI 10.1088/0067-0049/200/2/15, lire en ligne, consulté le )
- (en) J. Sahlmann, P. F. Lazorenko, D. Ségransan et N. Astudillo-Defru, « The mass of planet GJ 676A b from ground-based astrometry - A planetary system with two mature gas giants suitable for direct imaging », Astronomy & Astrophysics, vol. 595, , A77 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201628854, lire en ligne, consulté le )
- Fabo Feng, R. Paul Butler, Steven S. Vogt et Matthew S. Clement, « 3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 262, no 1, , p. 21 (ISSN 0067-0049 et 1538-4365, DOI 10.3847/1538-4365/ac7e57, lire en ligne, consulté le )
Liens externes modifier
