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HD 142

étoile binaire de la constellation du Phénix
(Redirigé depuis HD 142 b)

HD 142 est une étoile binaire visuelle[15] de la constellation australe du Phénix. Sa composante la plus brillante est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 5,70[3], et elle est connue pour héberger trois exoplanètes en orbite. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est situé à environ 26,2 pc (∼85,5 al) de la Terre[1],[2]. Il s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +6 km/s[1].

HD 142 A / B
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite

00h 06m 19,175 32s[1]

00h 06m 19,147 90s[2]
Déclinaison

−49° 04′ 30,671 2″[1]

−49° 04′ 34,909 8″[2]
Constellation Phénix
Magnitude apparente 5,70[3] / 11,50[3]

Localisation dans la constellation : Phénix

(Voir situation dans la constellation : Phénix)
Caractéristiques
Stade évolutif séquence principale
Type spectral F7V[4] / K8,5-M1,5[5]
Indice U-B +0,05[6]
Indice B-V +0,52[6]
Astrométrie
Vitesse radiale +5,76 ± 0,12 km/s[1]
Mouvement propre μα = +575,099 mas/a[1] / +566,984 mas/a[2]
μδ = −40,874 mas/a[1] / −17,387 mas/a[2]
Parallaxe 38,194 5 ± 0,035 5 mas[1] / 38,230 6 ± 0,034 9 mas[2]
Distance 26,181 8 ± 0,024 3 pc (∼85,4 al)[7] / 26,157 1 ± 0,023 8 pc (∼85,3 al)[8]
Magnitude absolue +3,65[9]
Caractéristiques physiques
Masse 1,25 ± 0,01 M☉[10] / 0,643 M☉[11]
Rayon 1,41 ± 0,11 R☉[12] / 0,423 R☉[11]
Gravité de surface (log g) 4,45 ± 0,07[10] / 4,99[11]
Luminosité 2,9 L☉[12] / 0,046 L☉[11]
Température 6 349 ± 26 K[10] / 4 110 K[11]
Métallicité [Fe/H] = +0,133 ± 0,020[10]
Rotation 9,58 ± 0,74 km/s[13] (27,15 jours[14])
Âge 2,50+0,32
−0,28 Ga[10]

Désignations

HD 142, HIP 522, HR 6, CD−49 14337, CPD−49 11858, GJ 4.2, GJ 9002, SAO 214963, WDS J00063 -4905[7]

HD 142 A : LFT 11, LHS 1020, LTT 37, NLTT 217[7]

HD 142 B : LHS 1021, NLTT 218, 2MASS J00061919-4904348[8]

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Propriétés stellaires

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La composante primaire du système, désignée HD 142 A, est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F7V[4], ce qui signifie qu'il s'agit d'une étoile un peu plus chaude que le Soleil qui génère son énergie par la fusion de l'hydrogène dans son noyau. Elle est âgée d'environ 2,5 milliard d'années et elle est 1,25 fois plus massive que le Soleil[10]. Le rayon de l'étoile est 1,4 fois plus grand que le rayon solaire, elle est 2,9 fois plus lumineuse que le Soleil[12] et sa température de surface est de 6 349 K[10]. Elle tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 10 km/s[13] et il lui faut 27,15 jours pour compléter une rotation[14].

Son compagnon visible, désigné HD 142 B, est une étoile de magnitude 11,50. En 2016, elle était située à une séparation angulaire de 3,9 secondes d'arc et à un angle de position de 186° de la primaire[3], n'ayant pas montré de mouvement significatif depuis sa découverte en 1894[16]. La paire a une séparation projetée de 120,6 ua[17]. HD 142 B est confirmée comme étant gravitationnellement liée à HD 142 A en 2007 et on a pu déterminer qu'il s'agit d'une naine rouge de type spectral K8,5 à M1,5[5]. Elle fait 64 % la masse du Soleil, 42 % son rayon, mais seulement 4,6 % sa luminosité et sa température de surface est de 4 110 K[11].

Système planétaire

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En 2001, l'équipe de l'Anglo-Australian Planet Search, dirigée par Chris Tinney, annonce la découverte d'une exoplanète en orbite autour de HD 142 A par la méthode des vitesses radiales, connue comme HD 142 b (ou HD 142 Ab) et dont la période orbitale est d'un peu moins d'un an[18],[19]. Une tendance affine dans les données de vitesses radiales est remarquée en 2006[20], que l'on interprète alors comme étant soit due à une autre planète, soit au compagnon stellaire[21].

En 2012, de nouvelles mesures ont permis de confirmer la présence d'une deuxième planète dans le système, HD 142 c (ou Ac), avec une période alors estimée à approximativement 6 000 jours. Un possible troisième planète avec une période orbitale de 108 jours est apparue dans les données, mais avec une probabilité de 5 % qu'il s'agisse d'un faux positif[22]. Un autre article publié par la même équipe en 2020 affine les paramètres pour b et c, mais ne mentionne pas la planète candidate d[23].

Une mesure astrométrique de l'inclinaison orbitale et de la masse réelle de HD 142 b est publiée en 2022 à l'occasion de la parution de Gaia DR3[24]. Une autre étude de 2022 a quant à elle déterminé, également par astrométrie, l'inclinaison ainsi que la masse réelle de la planète c, et a confirmé l'existence de HD 142 d (ou Ad)[25].

Caractéristiques des planètes du système HD 142 A[24],[25]
Planète Masse Demi-grand axe (ua) Période orbitale (jours) Excentricité Inclinaison Rayon
 d  ≥ 0,260+0,032
−0,036 MJ 		  0,474+0,021
−0,023 		  108,5 ± 0,1   0,130+0,103
−0,085 
 b  7,1 ± 1,0 MJ   1,039+0,046
−0,051 		  351,4 ± 0,4   0,158+0,033
−0,030 		  59 ± 7° 
 c  10,901+1,278
−0,937 MJ 		  9,811+0,515
−0,520 		  10 159,6+384,8
−321,9 		  0,277+0,026
−0,027 		  90,374+10,495
−12,319° 

Notes et références

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  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  2. 1 2 3 4 5 6 (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  3. 1 2 3 4 (en) Brian D. Mason et al., « The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog », The Astronomical Journal, vol. 122, no 6,‎ , p. 3466 (DOI 10.1086/323920 Accès libre, Bibcode 2001AJ....122.3466M, lire en ligne, consulté le ).
  4. 1 2 (en) R. O. Gray et al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample », The Astronomical Journal, vol. 132, no 1,‎ , p. 161–170 (DOI 10.1086/504637, Bibcode 2006AJ....132..161G, arXiv astro-ph/0603770).
  5. 1 2 (en) A. Eggenberger et al., « The impact of stellar duplicity on planet occurrence and properties I. Observational results of a VLT/NACO search for stellar companions to 130 nearby stars with and without planets », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 1,‎ , p. 273–291 (DOI 10.1051/0004-6361:20077447 Accès libre, Bibcode 2007A&A...474..273E).
  6. 1 2 (en) D. Hoffleit et W. H. Jr. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H).
  7. 1 2 3 (en) HD 142 -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. 1 2 (en) HD 142B -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971, lire en ligne).
  10. 1 2 3 4 5 6 7 (en) Gabriela Carvalho-Silva et al., « A New Age–Activity Relation For Solar Analogs that Accounts for Metallicity », The Astrophysical Journal Letters, vol. 983, no 2,‎ , article no L31 (DOI 10.3847/2041-8213/adc382, Bibcode 2025ApJ...983L..31C, arXiv 2504.17482).
  11. 1 2 3 4 5 6 (en) Noah W. Tuchow, Christopher C. Stark et Eric Mamajek, « HPIC: The Habitable Worlds Observatory Preliminary Input Catalog », The Astronomical Journal, vol. 167, no 3,‎ , article no 139 (DOI 10.3847/1538-3881/ad25ec Accès libre, Bibcode 2024AJ....167..139T).
  12. 1 2 3 (en) L. Ghezzi et al., « Stellar Parameters and Metallicities of Stars Hosting Jovian and Neptunian Mass Planets: A Possible Dependence of Planetary Mass on Metallicity », The Astrophysical Journal, vol. 720, no 2,‎ , p. 1290–1302 (DOI 10.1088/0004-637X/720/2/1290, Bibcode 2010ApJ...720.1290G, arXiv 1007.2681).
  13. 1 2 (en) M. G. Soto et J. S. Jenkins, « Spectroscopic Parameters and atmosphEric ChemIstriEs of Stars (SPECIES). I. Code description and dwarf stars catalogue », Astronomy & Astrophysics, vol. 615,‎ , p. 28, article no A76 (DOI 10.1051/0004-6361/201731533, Bibcode 2018A&A...615A..76S, arXiv 1801.09698).
  14. 1 2 (en) Ryan J. Oelkers et al., « Variability Properties of Four Million Sources in the TESS Input Catalog Observed with the Kilodegree Extremely Little Telescope Survey », The Astronomical Journal, vol. 155, no 1,‎ , article no 39 (DOI 10.3847/1538-3881/aa9bf4, Bibcode 2018AJ....155...39O, arXiv 1711.03608).
  15. ↑ (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, no 2,‎ , p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878).
  16. ↑ (en) Deepak Raghavan et al., « Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems », The Astrophysical Journal, vol. 646, no 1,‎ , p. 523–542 (DOI 10.1086/504823, Bibcode 2006ApJ...646..523R, arXiv astro-ph/0603836).
  17. ↑ (en) A. Tokovinin et O. Kiyaeva, « Eccentricity distribution of wide binaries », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 456, no 2,‎ , p. 2070–2079 (DOI 10.1093/mnras/stv2825, Bibcode 2016MNRAS.456.2070T, arXiv 1512.00278).
  18. ↑ (en) « Astronomers close in on Solar System's 'siblings' » [archive du ], Marsfield, New South Wales, Australie, Australian Astronomical Observatory, 15 octobre 15 2001 (consulté le ).
  19. ↑ (en) C. G. Tinney et al., « Two Extrasolar Planets from the Anglo-Australian Planet Search », The Astrophysical Journal, vol. 571, no 1,‎ , p. 528–531 (DOI 10.1086/339916, Bibcode 2002ApJ...571..528T, arXiv astro-ph/0111255).
  20. ↑ (en) R. P. Butler et al., « 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).
  21. ↑ (en) J. T. Wright et al., « Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars », The Astrophysical Journal, vol. 657, no 1,‎ , p. 533–545 (DOI 10.1086/510553, Bibcode 2007ApJ...657..533W, arXiv astro-ph/0611658).
  22. ↑ (en) Robert A. Wittenmyer et al., « The Anglo-Australian Planet Search. XXII. Two New Multi-planet Systems », The Astrophysical Journal, vol. 753, no 2,‎ , article no 169 (DOI 10.1088/0004-637X/753/2/169, Bibcode 2012ApJ...753..169W, arXiv 1205.2765).
  23. ↑ (en) Robert A. Wittenmyer et al., « Cool Jupiters greatly outnumber their toasty siblings: occurrence rates from the Anglo-Australian Planet Search », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 492, no 1,‎ , p. 377–383 (DOI 10.1093/mnras/stz3436, Bibcode 2020MNRAS.492..377W, arXiv 1912.01821).
  24. 1 2 (en) F. Arenou et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3. Stellar multiplicity, a teaser for the hidden treasure », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A34 (DOI 10.1051/0004-6361/202243782, Bibcode 2023A&A...674A..34G, arXiv 2206.05595). Remarque : le preprint est publié sur arXiv en , à l'occasion de la publication de Gaia DR3.
  25. 1 2 (en) Fabo Feng, R. Paul Butler et al., « 3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 262, no 21,‎ , article no 21 (DOI 10.3847/1538-4365/ac7e57, Bibcode 2022ApJS..262...21F, arXiv 2208.12720).

Liens externes

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