- Μ Arae
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Mu Arae
μ Arae 
Données d'observation
(Époque J2000.0)Ascension droite 17h 44m 08,7s Déclinaison -51° 50′ 03″ Constellation Autel Magnitude apparente +5,12 Magnitude absolue ? Distance 49,8 ± 0,6 al
(15,3 ± 0,2 pc)Type spectral G3IV–V Mu Arae (μ Ara / μ Arae) est une naine jaune comparable à notre soleil situé à 49,8 années-lumière dans la constellation de l'Autel. L'étoile possède un système planétaire de quatre planètes connues. La plus proche de Mu Arae est la première "Neptune chaude" à être découverte. Vue depuis la Terre, l'étoile a une magnitude apparente de +5,12 et est visible à l'œil nu.
Sommaire
Caractéristiques stellaires
Mu Arae est estimée plus 1,1 fois plus massive que notre soleil et deux fois plus métallique. Sa température de surface de 5800 kelvins est similaire à notre soleil[1]. Son rayon est 31,5% plus grand que notre soleil et sa luminosité 75% plus élevée[2].
Basé sur son activité, l'âge de Mu Arae est estimé à 6,4 milliards d'années, 4,4 milliards d'années ou 1,4 milliards d'années selon les modèles théoriques utilisés[3].
Mu Arae a un type spectral G3IV-V, proche de notre soleil (G2V), l'incertitude venant de son âge et de savoir si elle commence sa transformation en géante rouge si elle manque d'hydrogène (IV étant une sous-géante, V la séquence principale).
Système planétaire
Découvertes
En 2001, une planète extrasolaire est découverte par vitesse radiale par la même équipe en même temps que Epsilon Reticuli. Désignée Mu Arae b, on pense qu'elle a une grande excentricité orbitale et une orbite de 743 jours[4].
Début 2004 est découverte une deuxième planète Mu Arae c, et plus tard dans la même année une troisième beaucoup plus petite Mu Arae d, qui est annoncée avec une masse comparable à celle de Neptune, la première de la classe des "Neptune chaude". En 2006, deux équipes annoncèrent la découverte d'une quatrième Mu Arae e basé sur nouveau modèle de système planétaire avec des orbites moins excentriques que pensé précédemment[5],[6]. Mu Arae est le deuxième système connu ayant au moins quatre planètes, après 55 Cancri.
Structure
- Une planète de la masse d'Uranus Mu Arae d à 0,1 UA de l'étoile et une orbite de 9 jours. Ce pourrait être une planète tellurique géante ou le noyau d'une géante gazeuse dont les couches extérieures ont été vaporisées par les radiations stellaires[7].
- Une géante gazeuse de 0,5 fois la masse de Jupiter à 0,9 UA Mu Arae e
- Une géante gazeuse, d'1,5 fois la masse de Jupiter, tournant à 1,5 unité astronomique en 640 jours Mu Arae b
- Une autre géante gazeuse d'1,8 fois la masse de Jupiter à 5.2 UA, Mu Arae c
"e" et "b" sont en résonance orbitale 2:1 avec de fortes interactions qui rendent le système instable et serait détruit après 78 millions d'années (ce qui est beaucoup plus court que l'âge estimé du système). Une solution plus stable dans laquelle deux planètes sont en fait en résonance (comme Gliese 876) donne une espérance de vie à peine plus longue.
Aucune ceinture de Kuiper n'a été détectée[8].
Caractéristiques des planètes du système Mu Arae. Planète Masse (MJ)[9] Période orbitale (en jours) Axe semi-majeur (ua) excentricité d >0.03321 9.6386 ± 0.0015 0.09094 0.172 ± 0.04 e >0.5219 310.55 ± 0.83 0.921 0.0666 ± 0.0122 b >1.676 643.25 ± 0.90 1.497 0.128 ± 0.017 c >1.814 4205.8 ± 758.9 5.235 0.0985 ± 0.0627 Habitabilité
La géante gazeuse « b » est située dans la zone habitable de Mu Arae et de grandes lunes éventuelles autour de « b » pourraient posséder de l'eau liquide. Des lunes aussi grosses sont cependant problématiques dans les modèles de formation[10]. De plus les lunes ne recevraient pas assez d'ultraviolet pour entraîner la formation de biomolécules[11].
Les hypothétiques lunes de "e" recevraient de bonnes doses d'ultraviolet mais seraient bien trop chaudes pour abriter de l'eau liquide, à part si elles ont une épaisse couche nuageuse les protégeant en partie de la chaleur (albédo élevé).
Conventions des noms
L'ordre des noms (b à e) n'est pas encore validé par l'Union astronomique internationale
Voir aussi
Liens internes
Liens externes
- (en) Mu Arae sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg
- (en) L'encyclopédie des planètes extrasolaires: Notes concernant l'étoile Mu Arae
- (en) SolStation: Mu Arae
- (en) Représentation du système Mu Arae sur le site Extrasolar Visions:
- (en) James B. Kaler, « Mu Arae » sur Stars
- (en) Caractéristiques des 3 planètes tournant autour de Mu Arae sur le site de l'Observatoire de Paris
- (en) Article de SPACE.com : Une "super terre" découverte près d'une étoile proche
- (en) Site de l'observatoire de Genève : La découverte d'une planète ayant 14 fois la masse de la Terre
- (en) Communiqué de presse de l'ESO : Une planète extra-solaire ayant quatorze fois la masse de la Terre.
- (fr) Article sur le site Science-Citoyen de l'Université Louis Pasteur de Strasbourg : HD 160691 d... la planète la plus légère détectée à ce jour
Notes et références
- ↑ (en) Santos et al., « The HARPS survey for southern extra-solar planets II. A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae », dans Astronomy and Astrophysics, vol. 426, 2004, p. L19 — L23 [texte intégral].
- ↑ Valenti, J. et al., « SPOCS 763 », 2005. Consulté le 10 septembre 2006
- ↑ (en) Saffe, C. et al., « On the Ages of Exoplanet Host Stars », dans Astronomy and Astrophysics, vol. 443, no 2, 2005, p. 609 — 626 [texte intégral].
- ↑ (en) R. Butler et al., « Two New Planets from the Anglo-Australian Planet Search », dans The Astrophysical Journal, vol. 555, no 1, 2001, p. 410 — 417 [texte intégral].
- ↑ Gozdziewski, K. et al. (2006). "About the extrasolar multi-planet system around HD160691." 14 août 2006.
- ↑ Pepe, F. et al. (2006). "The HARPS search for southern extra-solar planets. IX. μ Ara, a system with four planets." 18 août 2006.
- ↑ (en) I. Baraffe et al., « Birth and fate of hot-Neptune planets », dans Astronomy and Astrophysics, vol. 450, no 3, 2006, p. 1221 — 1229 [texte intégral].
- ↑ (en) O. Schütz et al., « A search for circumstellar dust disks with ADONIS », dans Astronomy and Astrophysics, vol. 424, 2004, p. 613 — 618 [texte intégral].
- ↑ Pour une masse jovienne = 1,8986×1027 kg.
- ↑ (en) R. Canup et W. Ward, « A common mass scaling for satellite systems of gaseous planets », dans Nature, vol. 441, 2006, p. 834 — 839 [texte intégral].
- ↑ (en) A. Buccino et al., « Ultraviolet Radiation Constraints around the Circumstellar Habitable Zones », dans Icarus, vol. 183, no 2, 2006, p. 491 — 503 [texte intégral].
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