* Seule la distance projetée sur la voûte céleste à la hauteur de l'étoile peut être estimée, car les paramètres orbitaux de ces planètes sont inconnus.
Ces exoplanètes étant éloignées de leur étoile, avec des périodes de révolution très longues, elles ont été découvertes par imagerie directe et non par la méthode des vitesses radiales, inapplicable dans ce cas avec les technologies actuelles ; elles sont en effet visibles en infrarouge du fait de leur température élevée (de l'ordre de 800 à 1 100 K) due à leur très jeune âge (elles ne se sont formées qu'il y a quelques dizaines de millions d'années) :
Compte tenu des incertitudes qui pèsent encore sur les paramètres orbitaux des planètes de ce système, la masse de HR 8799 b est encore incertaine et les valeurs publiées varient selon les sources, d'environ 5[3] à 7[9]MJ.
La spectrométrie dans le proche infrarouge a révélé la présence d'une chimie du monoxyde de carbone CO et du méthane CH4 dans l'atmosphère de HR 8799 b[11]. En , la détection simultanée de trois molécules dans l'atmosphère de cette planète, à savoir l'eau (H2O), le méthane (CH4) et le monoxyde de carbone (CO), est annoncée par Travis S. Barman et al.[12].
Désignation
HR 8799 b a été sélectionnée par l'Union astronomique internationale (IAU) pour la procédure NameExoWorlds, consultation publique préalable au choix de la désignation définitive de 305 exoplanètes découvertes avant le et réparties entre 260 systèmes planétaires hébergeant d'une à cinq planètes. La procédure, qui a débuté en juillet 2014, s'achèvera en août 2015, par l'annonce des résultats, lors d'une cérémonie publique, dans le cadre de la XIXeAssemblée générale de l'IAU qui se tiendra à Honolulu (Hawaï)[13].
Notes et références
↑(en) Richard O. Gray et Anthony B. Kaye, « HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars », The Astronomical Journal, vol. 118, no 6, , p. 2993-2996 (lire en ligne)DOI10.1086/301134
↑(en) Anthony B. Kaye, Gerald Handler, Kevin Krisciunas, Ennio Poretti et Filippo M. Zerbi, « γ Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, no 761, (lire en ligne)DOI10.1086/316399
↑ abcdef et g(en) Christian Marois, Bruce Macintosh, Travis Barman, B. Zuckerman, Inseok Song, Jennifer Patience, David Lafrenière et René Doyon, « Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 », Science, vol. 322, no 5906, , p. 1348-1352 (lire en ligne)DOI10.1126/science.1166585PMID19008415
↑ ab et c(en) Christian Marois, B. Zuckerman, Quinn M. Konopacky, Bruce Macintosh et Travis Barman, « Images of a fourth planet orbiting HR 8799 », Nature, vol. 468, , p. 1080-1083 (lire en ligne)DOI10.1038/nature09684
↑Sur la base de la masse et du rayon estimés par ailleurs.
↑(en) Daniel C. Fabrycky et Ruth A. Murray-Clay, « Stability of the directly imaged multiplanet system HR 8799: resonance and masses », The Astrophysical Journal, vol. 710, no 2, , p. 1408-1421 (lire en ligne)DOI10.1088/0004-637X/710/2/1408
↑(en) Brendan P. Bowler, Michael C. Liu, Trent J. Dupuy et Michael C. Cushing, « Near-infrared spectroscopy of the extrasolar planet HR 8799 b », The Astronomical Journal, vol. 723, no 1, , p. 850 (lire en ligne)DOI10.1088/0004-637X/723/1/850
Les atmosphères majeures sont en romaine (droite) ; les atmosphères mineures en italique. Les objets qui semblent ne pas avoir d'atmosphère notable, mais pour lesquels ce fait est discuté, apparaissent entre parenthèses.