Kepler-33

Kepler-33
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 19h 16m 18,61000s[1]
Déclinaison +46° 00′ 18,8137″[1]
Constellation Cygne
Magnitude apparente 14,146[2]

Localisation dans la constellation : Cygne

(Voir situation dans la constellation : Cygne)
Caractéristiques
Type spectral G2[3]
Indice B-V +0,677[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +14,50 ± 0,08 km/s[4]
Mouvement propre μα = −1,107 mas/a[1]
μδ = −13,099 mas/a[1]
Parallaxe 0,813 6 ± 0,011 8 mas[1]
Distance 1 229 ± 18 pc (∼4 010 al)[5]
Caractéristiques physiques
Masse 1,26+0,03
−0,06 M☉[6]
Rayon 1,66 ± 0,03 R☉[6]
Luminosité 3,1+0,2
−0,1 L☉[6]
Température 5 947 ± 60 K[6]
Métallicité [Fe/H] = +0,14 ± 0,04[6]
Âge 4,2+1,3
−0,3 Ga[6]

Désignations

Kepler-33, KIC 9458613, KOI-707, 2MASS J19161861+4600187[5]

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Kepler-33, également désignée KOI-707, est une étoile de la constellation boréale du Cygne. Sa magnitude apparente est de 14,15[2] et elle est donc bien trop peu brillante pour être visible à l'œil nu. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est située à environ ∼ 4 000 a.l. (∼ 1 230 pc) de la Terre[1]. Elle s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +14,5 km/s[4]. Elle possède un système composé de cinq exoplanètes qui transitent devant elle.

Propriétés

Kepler-33 est une étoile de type spectral G2[3]. Âgée autour de 4,2 milliards d'années, elle arrive à la fin de sa vie sur la séquence principale[6] et commence à évoluer hors de la séquence principale[7]. Elle est 1,26 fois plus massive que le Soleil et son rayon est 1,66 fois plus grand que le rayon solaire. Elle est 3,1 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 5 947 K[6].

Système planétaire

Les premières détections par le télescope spatial Kepler de transits en provenance de Kepler-33 sont signalées en . Quatre exoplanètes candidates sont alors recensées[8]. En 2012, la présence des planètes en orbite autour de l'étoile est confirmée et inclut une cinquième planète[7]. Cependant, contrairement à d'autres planètes découvertes par Kepler puis confirmées, leurs masses n'étaient alors pas connues car les mesures du système par la méthode des vitesses radiales n'avaient pas encore été réalisées. Vu leurs rayons, Kepler-33 b pourrait être une grande super-Terre ou un petit Neptune chaud alors que les quatre autres planètes sont plus probablement de type Neptune chaud. En 2022, les masses de Kepler-33 e et f sont mesurées, et des masses maximales sont données pour Kepler-33 c et d. Ces mesures de masses permettent de confirmer que Kepler-33 d, e et f sont des planètes gazeuses, de faibles densités[6].

À l'exception de Kepler-33 b, la plus proche de l'étoile, les planètes semblent être organisées selon une configuration très compacte et présentent plusieurs résonances orbitales de premier et de second ordre. Ainsi, Kepler-33 c et d sont proches de la résonance de second ordre 5:3. Kepler-33 d et e sont quant à elle proche d'une résonance 3:2, tandis que Kepler-33 e et f sont proches de la résonance 9:7. Cette configuration place également Kepler-33 d et f relativement proche de la résonance orbitale 2:1[9].

Dans sa configuration actuelle, le système planétaire est très sensible aux perturbations. En partant du principe qu'il est stable, il ne peut pas exister de planète géante supplémentaire jusqu'à une distance de 30 ua de l'étoile[10].

Caractéristiques des planètes du système Kepler-33[6]
Planète Masse Demi-grand axe (ua) Période orbitale (jours) Excentricité Inclinaison Rayon
 b —  0,067 3+0,000 4
−0,001 2  		 5,668 16 ± 0,000 05   < 0,2   > 87,0°   1,54+0,06
−0,05 R🜨 
 c  < 19 M🜨   0,118 1+0,000 8
−0,002 0  		 13,175 52 ± 0,000 05   < 0,05   > 88,6°   2,73 ± 0,06 R🜨 
 d  < 8,2 M🜨   0,165+0,001
−0,003  		 21,775 74+0,000 06
−0,000 04  		 < 0,03   > 89,02°   4,67 ± 0,09 R🜨 
 e  6,6+1,1
−1,0 M🜨  		 0,212+0,001
−0,004  		 31,785 2 ± 0,000 2   < 0,02   89,4 ± 0,1°   3,54+0,09
−0,07 R🜨 
 f  8,2+1,6
−1,2 M🜨  		 0,252+0,002
−0,004  		 41,027 4 ± 0,000 2   < 0,02   89,7+0,2
−0,1°  		 3,96+0,09
−0,07 R🜨 

Notes et références

  1. ↑ a b c d e et f (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. ↑ a b et c (en) N. Zacharias et al., « The fourth US Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC4) », Catalogue de données en ligne VizieR : I/322A. Publié à l'origine dans : 2012yCat.1322....0Z; 2013AJ....145...44Z,‎ (Bibcode 2012yCat.1322....0Z, lire en ligne)
  3. ↑ a et b (en) Tianhao Su et al., « Magnetic Activity and Physical Parameters of Exoplanet Host Stars Based on LAMOST DR7, TESS, Kepler, and K2 Surveys », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 261, no 2,‎ , article no 26 (DOI 10.3847/1538-4365/ac7151 Accès libre, Bibcode 2022ApJS..261...26S)
  4. ↑ a et b (en) Abdurro'uf et al. (SDSS-IV Collaboration), « The Seventeenth Data Release of the Sloan Digital Sky Surveys: Complete Release of MaNGA, MaStar, and APOGEE-2 Data », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 259, no 2,‎ , article no 35 (DOI 10.3847/1538-4365/ac4414, Bibcode 2022ApJS..259...35A, arXiv 2112.02026, lire en ligne)
  5. ↑ a et b (en) Kepler-33 -- Eruptive Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. ↑ a b c d e f g h i et j (en) James Sikora et al., « Refining the Masses and Radii of the Star Kepler-33 and its Five Transiting Planets », The Astronomical Journal, vol. 164, no 6,‎ , p. 242 (DOI 10.3847/1538-3881/ac98c4, Bibcode 2022AJ....164..242S, arXiv 2211.00703)
  7. ↑ a et b (en) Jack J. Lissauer et al., « Almost All of Kepler's Multiple Planet Candidates are Planets », The Astrophysical Journal, vol. 750, no 2,‎ , p. 112 (DOI 10.1088/0004-637X/750/2/112, Bibcode 2012ApJ...750..112L, arXiv 1201.5424)
  8. ↑ (en) Eric B. Ford et al., « Transit Timing Observations from Kepler : I. Statistical Analysis of the First Four Months », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 197, no 1,‎ , p. 2 (DOI 10.1088/0067-0049/197/1/2, Bibcode 2011ApJS..197....2F, arXiv 1102.0544)
  9. ↑ (en) Hadden Sam et Yoram Lithwick, « Numerical and Analytical Modeling of Transit Timing Variations », The Astrophysical Journal, vol. 828, no 1,‎ , article no 44 (DOI 10.3847/0004-637X/828/1/44, Bibcode 2016ApJ...828...44H, arXiv 1510.02476)
  10. ↑ (en) Juliette C. Becker et Fred C. Adams, « Effects of Unseen Additional Planetary Perturbers on Compact Extrasolar Planetary Systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 468, no 1,‎ , p. 549–563 (DOI 10.1093/mnras/stx461, Bibcode 2017MNRAS.468..549B, arXiv 1702.07714)

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes