55 Cancri b
55 cancri b
Étoile
Nom 55 Cancri A
Ascension droite 08h 52m 35,8s
Déclinaison +28° 19′ 51″
Type spectral G8V
Constellation Cancer
Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe (a) 0,115 ± 0,0000011  UA  [1]
Excentricité (e) 0,014 ± 0,008  [1]
Période (P) 14,65162 ± 0,0007  d  [1]
Inclinaison (i)  ?
Argument du périastre (ω) 131,94 ± 30°  [1]
Époque (τ) 2 450 002,94749 ± 1,2 JJ
Caractéristiques physiques
Masse ≥ 0,824 ± 0,007  MJ  [1]
Rayon  ?
Masse volumique  ?
Température  ?
Découverte
Découvreurs Butler, Marcy et al.
Méthode vitesses radiales
Date 12 avril 1996

55 Cancri b (également appelée 55 Cancri Ab, Rho1 Cancri b, ou HD 75732 b) est une exoplanète orbitant autour de l'étoile 55 Cancri. C'est la seconde planète la plus proche de l'étoile, et c'est un exemple d'exoplanète de type Jupiter chaud. Découverte en 1996 par Geoffrey Marcy et R. Paul Butler, 55 Cancri b est la quatrième exoplanète à avoir été détectée.

Sommaire

Découverte

Comme la majorité des exoplanètes connues, 55 Cancri b a été découverte en mesurant les variations de vitesse radiale de son étoile. La découverte a été annoncée en 1996, en même temps que Tau Bootis Ab et la planète la plus interne du système d'Upsilon Andromedae, υ And b[2].

Même si cette planète intérieure est d'une masse d'au moins 78 % celle de Jupiter, l'étoile montrait néanmoins des changements de vitesse radiale, ce qui mena par la suite à la découverte de la planète plus externe 55 Cancri d en 2002.

Orbite et masse

55 Cancri b est sur une orbite à courte période, mais pas aussi extrême que l'exoplanète de type Jupiter chaud précédemment découverte, 51 Pegasi b. 55 Cancri b est en résonance orbitale avec la planète proche 55 Cancri c, avec un rapport 1:3[3].

La méthode des vitesses radiales, utilisée pour la détection de cette planète, indique uniquement la masse minimale de la planète. Des observations astrométriques effectuée par le télescope spatial Hubble suggèrent que la planète extérieure, 55 Cancri d est inclinée de 53° par rapport au plan du ciel[4]. Si les mesures sont confirmées et si le système est bel et bien coplanaire, la vraie masse de 55 Cancri b serait alors 25 % plus élevée que cette limite, soit environ 0,98 masses joviennes.

Caractéristiques

Étant donnée la masse élevée de la planète, 55 Cancri b est probablement une géante gazeuse sans surface solide. Cette planète n'ayant été détectée que par une méthode indirecte, à travers son influence gravitationnelle sur 55 Cancri A, certaines propriétés telles que sa composition atmosphérique, son rayon ou sa température sont incertaines, voire inconnues. En supposant qu'elle ait une composition semblable à celle de Jupiter, et que son environnement soit chimiquement stable, 55 Cancri b serait censée avoir une atmosphère sans nuages avec un spectre dominée par des raies d'absorption correspondant aux métaux alcalins[5] ; il pourrait donc s'agir d'une planète de classe IV de la classification de Sudarsky.

Il est peu probable que cette planète possède des satellites naturels significatifs, car la force de marée les éjecterait de leur orbite ou les détruirait rapidement par rapport à l'âge du système[6].

Le système de 55 Cancri

Planète Masse
(MJ)
Demi-grand axe
(UA)
Période orbitale
(d)
 Excentricité 
  55 Cnc e   0,027   0,016   0,74   0,17 ± 0,04
  55 Cnc b   ≥ 0,83   0,11   14,65   0,010 ± 0,003
  55 Cnc c   ≥ 0,17   0,24   44,36   0,005 ± 0,003
  55 Cnc f   ≥ 0,16   0,78   259,8 ± 0,5   0,30 ± 0,05
  55 Cnc d   ≥ 3,82 ± 0,04   5,74 ± 0,04   5 169 ± 53   0,014 ± 0,009
Système planétaire de 55 Cancri A[7].

Notes et références

  1. a, b, c, d et e (en) Debra A. Fischer, Geoffrey W. Marcy, R. Paul Butler, Steven S. Vogt, Greg Laughlin, Gregory W. Henry, David Abouav, Kathryn M. G. Peek, Jason T. Wright, John A. Johnson, Chris McCarthy et Howard Isaacson, « Five Planets Orbiting 55 Cancri », dans The Astrophysical Journal, vol. 675, no 1, 1er mars 2008, p. 790-801 [texte intégral (page consultée le 10 octobre 2011)]  DOI:10.1086/525512
  2. (en)Butler, R. et al., « Three New 51 Pegasi-Type Planets », dans The Astrophysical Journal, vol. 474, 1997, p. L115 – L118 [texte intégral] 
  3. (en)Jianghui, J. et al., « Could the 55 Cancri Planetary System Really Be in the 3:1 Mean Motion Resonance? », dans The Astrophysical Journal, vol. 585, 2003, p. L139 – L142 [texte intégral] 
  4. (en)McArthur et al., « Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ1 Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope », dans The Astrophysical Journal, vol. 614, 2004, p. L81 – L84 [texte intégral] 
  5. (en)Sudarsky, D. et al., « Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets », dans The Astrophysical Journal, vol. 588, no 2, 2003, p. 1121 – 1148 [texte intégral] 
  6. (en)Barnes, J., O'Brien, D., « Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets », dans The Astrophysical Journal, vol. 575, no 2, 2002, p. 1087 – 1093 [texte intégral] 
  7. (en) Rebekah I. Dawson et Daniel C. Fabrycky, « RADIAL VELOCITY PLANETS DE-ALIASED: A NEW, SHORT PERIOD FOR SUPER-EARTH 55 Cnc e », dans The Astrophysical Journal, vol. 722, no 1, 10 octobre 2010, p. 937-953 [texte intégral (page consultée le 4 octobre 2011)]  DOI:10.1088/0004-637X/722/1/937

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