Kepler-1229 b

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Kepler-1229 b

Représentation artistique de Kepler-1229 b et de son étoile hôte. En arrière plan, la Voie lactée.
Étoile
Nom
Constellation Cygne
Ascension droite 19h 49m 56,8076s
Déclinaison 46° 59′ 48,1073″
Distance 870 ± 10 al
Type spectral M?V
Magnitude apparente 15.474

Localisation dans la constellation : Cygne

Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe (a) 0,2896[nb 1]  ua
Excentricité (e) ~0
Inclinaison (i) ~89,5°
Caractéristiques physiques
Rayon (R) 0,51 (± 0,03)[1]  RJ
Découverte
Date 12 mai 2016
Statut

Kepler-1229 b[2] (également connue sous la désignation d'objet d'intérêt de Kepler, KOI-2418.01) est une exoplanète confirmée de type super-Terre, probablement rocheuse, gravitant autour de la zone habitable de la naine rouge Kepler-1229, située à environ 870 années-lumière (ou 267 parsecs) de la Terre dans la constellation du Cygne[3],[1]. Elle a été découverte en 2016 par le télescope spatial Kepler[4]. L'exoplanète a été découverte en utilisant la méthode des transits qui consiste à repérer la variation d'intensité lumineuse d'une étoile, ci-celle diminue et augmente périodiquement, cela signifie qu’une planète passe devant l’étoile.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Masse, rayon et température[modifier | modifier le code]

Kepler-1229 b est probablement une super-terre rocheuse, une exoplanète dont le rayon et la masse sont plus grands que la Terre, mais plus petits que ceux des géantes gazeuses telles Neptune ou Uranus. Elle a une température d'équilibre de 213 K[5] (-60 ° C; -76 ° F). La masse de Kepler-1229 b n'est pas connue, mais compte tenu de son rayon et de sa composition[5], elle devrait se situer autour de 2,7 M[1],[nb 2].

Étoile hôte[modifier | modifier le code]

La planète gravite autour d'une étoile de type M, Kepler-1229, et est la seule détectée en orbite en 2016. L'étoile a une masse de 0,54 M et un rayon de 0,51 R. Elle a une température de 3724 K et est âgée d'environ 3,72 milliards d'années[1],[6]. En comparaison le Soleil est âgé de 4,6 milliards d’années et a une température de 5778 K.

La magnitude apparente de l'étoile, ou son degré de luminosité par rapport à la Terre, est de 15,474. Par conséquent elle est trop faible pour être vue à l'œil nu.

Orbite[modifier | modifier le code]

Kepler-1229 b orbite autour de son étoile hôte en recevant environ 4% de la luminosité que la Terre reçoit du Soleil. Elle complète son orbite tous les 86,829 jours à une distance de 0,2896 UA (elle est plus proche de son étoile que Mercure — qui orbite à une distance de 0,387 UA — est distante du Soleil).

Habitabilité[modifier | modifier le code]

Article connexe : Habitabilité d'une planète.

La découverte de l'exoplanète a été annoncée avec 8 autres découvertes, toutes sont en orbite autour de la zone habitable de leur étoile mère, c'est-à-dire la région où, avec des conditions climatiques et des propriétés atmosphériques adéquates, de l'eau liquide pourrait exister à la surface de la planète. Kepler-1229 b a un rayon de 1,4 R, elle est donc probablement rocheuse. Son étoile hôte est une naine rouge dont la masse est d'environ la moitié de celle du Soleil. En conséquence, des étoiles telles que Kepler-1229 peuvent vivre jusqu'à 50 à 60 milliards d'années, soit 5 à 6 fois plus longtemps que le soleil[7].

La planète est probablement en rotation synchrone et donc verrouillée gravitationnellement, avec un côté de son hémisphère dirigé en permanence vers l’étoile et le côté opposé faisant face à l'espace intersidéral. Cependant, entre ces deux zones géographiques intenses, il pourrait exister une zone propice à l'habitabilité — appelée terminateur — où les températures pourraient convenir (environ 273 K (0 °C)) à la présence d'eau liquide. De plus, une partie beaucoup plus grande de la planète peut être habitable si elle est dotée d'une atmosphère suffisamment épaisse pour transférer de la chaleur vers le côté opposé à l'étoile.

Découverte et études de suivi[modifier | modifier le code]

En 2013, avant que deux volants d'inertie ne tombent en panne, le photomètre de la sonde Kepler de la NASA enregistrait ses observations d'étoiles, il s'agit de l'instrument utilisé pour détecter les événements de transit, durant lesquels une planète passe devant son étoile hôte et réduit pendant un bref instant et de façon régulière sa luminosité. Au cours de ce dernier round de tests, Kepler a observé 50 000 étoiles du Kepler Input Catalog dont l'étoile Kepler-1229; les courbes de lumière préliminaires ont été envoyées à l’équipe scientifique de Kepler pour analyse, celle-ci a choisi de porter ses efforts sur l'étude de compagnons planétaires évidents parmi ceux détectés, et pour initier ensuite un suivi dans les observatoires terrestres. Les observations des vitesses radiales ont confirmé qu'un corps planétaire était responsable des creux observés dans la courbe de lumière de Kepler-1229, confirmant ainsi la présence d'une planète. Cette planète a ensuite été annoncée dans le dernier catalogue publié par la NASA le , soit environ 3 ans plus tard[8].

À près de 770 années-lumière (236 pc) de distance, Kepler-1229 b et son étoile sont trop éloignées pour que les télescopes actuels ou la prochaine génération de télescopes en projet puissent déterminer sa masse ou les caractéristiques de son atmosphère si elle existe. La sonde Kepler s'est concentrée sur une seule petite région du ciel, mais des télescopes spatiaux de nouvelle génération, tels que TESS et CHEOPS, seront utilisés pour détecter les exoplanètes, et examineront en particulier les étoiles à proximité de la Terre. Le prochain télescope spatial James Webb et les futurs grands télescopes basés au sol pourront ensuite étudier les étoiles proches dotées de planètes, pour analyser les atmosphères, déterminer les masses et en déduire les compositions. De plus, le SKA (Square Kilometre Array) de l'observatoire d'Arecibo et du télescope Green Bank améliorerait considérablement les futures observations radioélectriques[9].

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Kepler's Third Law, assuming a circular orbit: Mass and the period are known, so the equation can be written with semimajor axis as the subject: .
  2. The 1.40 Earth radius was taken from a data set of confirmed Kepler planets, updated by NASA in 10 May 2016. The Morton et al. 2016 (version 1) paper actually used an older data set for Kepler candidate planets that, at the time, was only updated back in 18 September 2015 but that data set gave a different value of 1.12 Earth radius for the planet, along with different mass, radius and temperature for the star.

Références[modifier | modifier le code]

  1. a b c et d « Kepler-1229 b », NASA Exoplanet Science Institute, (consulté le 11 mai 2016)
  2. Timothy D. Morton, Stephen T. Bryson, Jeffrey L. Coughlin, Jason F. Rowe, Ganesh Ravichandran, Erik A. Petigura, Michael R. Haas et Natalie M Batalha, « False positive probabilities for all Kepler Objects of Interest: 1284 newly validated planets and 428 likely false positives », The Astrophysical Journal, vol. 822, no 2,‎ , p. 86 (DOI 10.3847/0004-637X/822/2/86, Bibcode 2016ApJ...822...86M, arXiv 1605.02825)
  3. Sergio Prostak, « Astronomers Confirm 1,284 New Kepler Exoplanets », NASA, Sci News,‎ (lire en ligne)
  4. 1st Alien Earth Still Elusive Despite Huge Exoplanet Haul, Mike Wall, Space.com
  5. a et b « The Habitable Exoplanets Catalog - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo » (consulté le 27 juin 2016)
  6. Fraser Cain, « How Old is the Sun? », Universe Today, (consulté le 19 février 2011)
  7. Fred C. Adams. « Red Dwarfs and the End of the Main Sequence » Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets: 46–49 p., Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 
  8. Karen Northon, « Kepler Mission Announces Largest Planet Collection Ever Discovered », (consulté le 27 juin 2016)
  9. Andrew P.V. Siemion, Paul Demorest, Eric Korpela, Ron J. Maddalena, Dan Werthimer, Jeff Cobb, Glen Langston, Matt Lebofsky, Geoffrey W. Marcy et Jill Tarter, « A 1.1 to 1.9 GHz SETI Survey of the Kepler Field: I. A Search for Narrow-band Emission from Select Targets », Astrophysical Journal, vol. 767, no 1,‎ , p. 94 (DOI 10.1088/0004-637X/767/1/94, Bibcode 2013ApJ...767...94S, arXiv 1302.0845)
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