55 Cancri c

Modèle:Exoplanète55 Cancri c (également appelée Rho¹ Cancri c,ou HD 75732 c) est une exoplanète d'une masse similaire à celle de Saturne orbitant autour de l'étoile 55 Cancri. Il s'agit de la troisième planète la plus proche de l'étoile du système. 55 Cancri c fut découverte en 2002.

Découverte

Comme la majorité des planètes extrasolaires connues, 55 Cancri c fut découverte en détectant les variations de vitesse radiale de son étoile. À ce moment-là, on ne connaissait alors qu'une seule planète à 55 Cancri (55 Cancri b), cependant, l'étoile subissait encore des modifications de vitesse radial qui ne pouvaient pas êtres amputées à cette seule planète^[1].

En 2002, de nouvelles mesures révélèrent la présence d'une planète à longue période sur une orbite située à 5 UA de l'étoile. Même si les deux planètes étaient prise en compte, il y avait toujours une variation d'une période d'environ 43 jours. Toutefois, cette période était proche de la période de rotation de l'étoile elle-même, ce qui conduit à la possibilité que cette période de 43 jours soit causée par l'étoile plutôt que par une planète. Les planètes 55 Cancri c (la planète dont la période de révolution est de 43 jours) et 55 Cancri d (la planète située à 5 UA de l'étoile) furent annoncées en même temps^[2].

Des mesures postérieures, qui menèrent à la découverte de la planète interne 55 Cancri e en 2004, virent consolider cette théorie, bien que 55 Cancri c demeure la planète « la plus hypothétique » Le modèle {{Guillemets}} ne doit pas être utilisé dans l'espace encyclopédique^[3] du système des trois planètes joviennes.

Orbite et masse

L'orbite de 55 Cancri c est très excentrique : à son apoapside, la planète sur trouve deux fois plus loin de son étoile qu'a son périapside. Elle est plus proche de 55 Cancri A que ne l'est Mercure du Soleil, bien qu'il ait une période orbitale plus longue que les autres Jupiters chauds. Cette planète est en résonance orbitale avec 55 Cancri b, avec un rapport de 1:3, ce qui aide le système à rester stable^[4].

La méthode de vélocité radiale, utilisée pour la détection de cette planète, indique uniquement la masse minimale de l'objet en question. 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^[3]. Si les mesures sont confirmées et si le système est bel et bien coplanaire, la vraie masse de 55 Cancri c serait alors 25 % plus grand que cette limite inférieure, soit environ 90 % de la masse de Saturne.

Caractéristiques

Puisque cette planète n'a 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, voir inconnues. Avec une masse similaire à celle de Saturne, il est probable que 55 Cancri c soit une géante gazeuse sans surface solide.

Le système de 55 Cancri

Planète	Masse (M_J)^[5]	Période orbitale (en jours)	Axe semi-majeur (ua)	Excentricité
55 Cancri b	> 0,784 ± 0,09	14,67 ± 0,0006	0,115 ± 0,003	0,0197 ± 0,01
55 Cancri c	> 0,217 ± 0,04	43,93 ± 0,021	0,240 ± 0,005	0,44 ± 0,08
55 Cancri d	> 3,92 ± 0,5	4517,4 ± 77,8	5,257 ± 0,9	0,327 ± 0,28
55 Cancri e	> 0,045 ± 0,01	2,81 ± 0,002	0,038 ± 0,001	0,174 ± 0,127
55 Cancri f	> 0,144 ± 0,04	260 ± 1,1	0,781 ± 0,007	0,2 ± 0,2

Notes et références

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « 55 Cancri c » (voir la liste des auteurs).

↑ (en)Butler, R. et al., « Three New 51 Pegasi-Type Planets », The Astrophysical Journal, vol. 474,‎ 1997, L115 – L118 (lire en ligne)
↑ (en)Marcy, G. et al., « A planet at 5 AU Around 55 Cancri », The Astrophysical Journal, vol. 581,‎ 2002, p. 1375 – 1388 (lire en ligne)
↑ ^{a et b} (en)McArthur, B. et al., « Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ¹ Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope », The Astrophysical Journal, vol. 614,‎ 2004, L81 – L84 (lire en ligne)
↑ (en)Jianghui, J. et al., « Could the 55 Cancri Planetary System Really Be in the 3:1 Mean Motion Resonance? », The Astrophysical Journal, vol. 585,‎ 2003, L139 – L142 (lire en ligne)
↑ Pour une masse jovienne = 1,8986 × 10²⁷ kg.