TRAPPISTE-1 - TRAPPIST-1

TRAPPISTE-1

TRAPPIST-1 est dans le cercle rouge de la constellation du Verseau
Données d'observation Époque J2000       Equinox J2000
Constellation	Verseau
Ascension droite	23 h 06 m 29.283 s
Déclinaison	−05° 02′ 28.59″
Caractéristiques
Stade évolutif	Séquence principale
Type spectral	M8V
Magnitude apparente  (V)	18,798 ± 0,082
Magnitude apparente  (R)	16,466 ± 0,065
Magnitude apparente  (I)	14,024 ± 0,115
Magnitude apparente  (J)	11,354 ± 0,022
Magnitude apparente  (H)	10,718 ± 0,021
Magnitude apparente  (K)	10,296 ± 0,023
Indice de couleur V−R	2.332
Indice de couleur R−I	2.442
Indice de couleur J−H	0,636
Indice de couleur J−K	1.058
Astrométrie
Vitesse radiale (R v )	−54 ± 2  km/s
Mouvement correct (μ)	RA : 922,1 ± 1,8  mas / an Déc. : −471,9 ± 1,8  mas / an
Parallaxe (π)	80.451 ± 0,12  mas
Distance	40,54 ± 0,06  ly (12,43 ± 0,02  pc )
Magnitude absolue  (M V )	18,4 ± 0,1
Des détails
Masse	0,0898 ± 0,0023  M ☉
Rayon	0,1192 ± 0,0013  R ☉
Luminosité (bolométrique)	0.000553 ± 0.000018  L ☉
Luminosité (visuelle, L V )	0,000 003 73  L ☉
Gravité de surface (log  g )	≈5.227  SCG
Température	2566 ± 26  K
Metallicité [Fe/H]	0,04 ± 0,08  dex
Rotation	3,295 ± 0,003 jours
Vitesse de rotation ( v  sin  i )	6 km/s
Âge	7,6 ± 2,2  Gyr
Autres désignations
2MASS J23062928-0502285, 2MASSI J2306292-050227, 2MASSW J2306292-050227, 2MUDC 12171
Références de la base de données
SIMBAD	Les données
Archives des exoplanètes	Les données
Encyclopédie des planètes extrasolaires	Les données

TRAPPIST-1 , également désignée 2MASS J23062928-0502285 , est une étoile naine rouge ultra-froide avec un rayon légèrement plus grand que la planète Jupiter , tout en ayant 94 fois la masse de Jupiter. Elle se trouve à environ 40 années-lumière (12 pc) du Soleil dans la constellation du Verseau . Sept planètes telluriques tempérées ont été détectées en orbite, plus que tout autre système planétaire à l' exception de Kepler-90 . Une étude publiée en mai 2017 suggère que la stabilité du système n'est pas particulièrement surprenante si l'on considère comment les planètes ont migré vers leurs orbites actuelles à travers un disque protoplanétaire .

Une équipe d'astronomes belges a découvert pour la première fois trois planètes de la taille de la Terre en orbite autour de l'étoile en 2015. Une équipe dirigée par Michaël Gillon à l' Université de Liège en Belgique a détecté les planètes en utilisant la photométrie de transit avec le Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope (TRAPPIST) au Observatoire de La Silla au Chili et Observatoire de l'Oukaïmeden au Maroc . Le 22 février 2017, les astronomes ont annoncé quatre exoplanètes supplémentaires. Ce travail a utilisé le télescope spatial Spitzer et le très grand télescope de Paranal , entre autres, et a porté le total de planètes à sept, dont au moins trois ( e , f et g ) sont considérées comme étant dans sa zone habitable . Tous pourraient être habitables car ils peuvent avoir de l'eau liquide quelque part à leur surface. Selon la définition, jusqu'à six pourraient se trouver dans la zone habitable optimiste ( c , d , e , f , g et h ), avec des températures d'équilibre estimées de 170 à 330 K (−103 à 57 °C ; −154 à 134 °F). En novembre 2018, les chercheurs ont déterminé que la planète e est le monde océanique le plus vraisemblablement semblable à la Terre et « serait un excellent choix pour une étude plus approfondie en gardant à l'esprit l'habitabilité ».

Découverte et nomenclature

Image Kepler de TRAPPIST-1

L'étoile au centre du système a été découverte en 1999 lors du Two Micron All-Sky Survey (2MASS). Il a été inscrit dans le catalogue suivant sous la désignation "2MASS J23062928-0502285". Les chiffres font référence à l' ascension droite et à la déclinaison de la position de l'étoile dans le ciel et le "J" fait référence à l' époque julienne .

Le système a ensuite été étudié par une équipe de l' Université de Liège , qui a effectué ses premières observations à l'aide du télescope TRAPPIST-Sud de septembre à décembre 2015 et a publié ses découvertes dans le numéro de mai 2016 de la revue Nature . Le backronym rend hommage à l' ordre religieux chrétien catholique des trappistes et à la bière trappiste qu'il produit (principalement en Belgique), que les astronomes utilisaient pour trinquer à leur découverte. L'étoile ayant accueilli les premières exoplanètes découvertes par ce télescope, les découvreurs l'ont donc désignée sous le nom de "TRAPPIST-1".

Les planètes sont désignées dans l'ordre de leur découverte, en commençant par b pour la première planète découverte, c pour la seconde et ainsi de suite. Trois planètes autour de TRAPPIST-1 ont d'abord été découvertes et désignées b , c et d par ordre croissant de périodes orbitales, et le deuxième lot de découvertes a été désigné de la même manière e à h .

Caractéristiques stellaires

TRAPPIST-1 par rapport à la taille du Soleil .

TRAPPIST-1 est une étoile naine ultra-froide de classe spectraleM8.0 ± 0.5 soit environ 9% de la masse et 12% du rayon du Soleil . Bien qu'il ne soit que légèrement plus grand que Jupiter , il est environ 94 fois plus massif. La spectroscopie optique à haute résolution n'a pas révélé la présence de lithium , suggérant qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale de très faible masse , qui fusionne de l' hydrogène et a épuisé son lithium, c'est-à-dire une naine rouge plutôt qu'une très jeune naine brune . Il a une température de 2 511  K (2 238 °C; 4 060 °F), et son âge a été estimé à environ7,6 ± 2,2  Gyr . En comparaison, le Soleil a une température de 5 778 K (5 505 °C; 9 941 °F) et un âge d'environ 4,6 Gyr. Les observations avec l' extension Kepler K2 pendant un total de 79 jours ont révélé des taches stellaires et de faibles éruptions optiques peu fréquentes à un taux de 0,38 par jour (30 fois moins fréquent que pour les naines actives M6-M9) ; une seule forte éruption est apparue vers la fin de la période d'observation. L'activité de torchage observée modifie peut-être régulièrement les atmosphères des planètes en orbite, les rendant moins propices à la vie. L'étoile a une période de rotation de 3,3 jours.

Des images de chatoiement à haute résolution de TRAPPIST-1 ont été obtenues et ont révélé que l'étoile M8 n'a pas de compagnon avec une luminosité égale ou supérieure à celle d'une naine brune. Cette détermination que l'étoile hôte est unique confirme que les profondeurs de transit mesurées pour les planètes en orbite fournissent une vraie valeur pour leurs rayons, prouvant ainsi que les planètes sont bien de la taille de la Terre.

En raison de sa faible luminosité, l'étoile a la capacité de vivre jusqu'à 12 000 milliards d'années. Il est riche en métaux, avec une métallicité ([Fe/H]) de 0,04, soit 109% de la quantité solaire. Sa luminosité est de 0,05 % de celle du Soleil ( L _☉ ), dont la majeure partie est émise dans le spectre infrarouge , et avec une magnitude apparente de 18,80, elle n'est pas visible avec les télescopes amateurs de base depuis la Terre.

Système planétaire

Taille relative, la densité, et l' éclairage du système TRAPPIST-1 par rapport aux planètes intérieures du système solaire .

Données de transit du télescope spatial Spitzer de TRAPPIST-1. Les planètes plus grandes entraînent une atténuation plus importante tandis que les planètes plus éloignées de l'étoile entraînent une atténuation plus longue.

Le 22 février 2017, les astronomes ont annoncé que le système planétaire de cette étoile est composé de sept planètes telluriques tempérées , dont cinq ( b , c , e , f et g ) sont de taille similaire à la Terre, et deux ( d et h ) sont de taille intermédiaire entre Mars et la Terre. Au moins trois des planètes ( e , f et g ) orbitent dans la zone habitable .

Les orbites du système planétaire TRAPPIST-1 sont très plates et compactes. Les sept planètes de TRAPPIST-1 orbitent beaucoup plus près que Mercure ne tourne autour du Soleil. À l'exception de b , ils orbitent plus loin que les satellites galiléens autour de Jupiter, mais plus près que la plupart des autres lunes de Jupiter . La distance entre les orbites de b et c est seulement 1,6 fois la distance entre la Terre et la Lune. Les planètes devraient apparaître en évidence dans le ciel des autres, dans certains cas apparaissant plusieurs fois plus grandes que la Lune n'apparaît depuis la Terre. Une année sur la planète la plus proche passe en seulement 1,5 jour terrestre, tandis que l'année de la septième planète passe en seulement 18,8 jours.

Les planètes passent si près les unes des autres que les interactions gravitationnelles sont importantes et que leurs périodes orbitales sont presque résonantes. Au moment où la planète la plus intérieure complète huit orbites, les deuxième, troisième et quatrième planètes en complètent cinq, trois et deux. Le tiraillement gravitationnel entraîne également des variations du temps de transit (TTV), allant de moins d'une minute à plus de 30 minutes, ce qui a permis aux enquêteurs de calculer les masses de toutes les planètes, sauf la plus éloignée. La masse totale des six planètes intérieures est d'environ 0,02% la masse de TRAPPIST-1, une fraction similaire à celle des satellites galiléens de Jupiter, et une observation suggérant une histoire de formation similaire . Les densités des planètes vont de 0,60 ~ à ~ 1,17 fois celle de la Terre ( p _⊕ , 5,51 g / cm ³ ), ce qui indique des compositions principalement rocheuses. Les incertitudes sont trop grandes pour indiquer si une composante substantielle de volatiles est également incluse, sauf dans le cas de f , où la valeur (0,60 ± 0,17  ρ _⊕ ) "favorise" la présence d'une couche de glace et/ou d'une atmosphère étendue. L'imagerie du chatoiement exclut tous les compagnons stellaires et naines brunes possibles.

Le 31 août 2017, des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble ont signalé la première preuve d'une possible teneur en eau sur les exoplanètes TRAPPIST-1.

Entre le 18 février et le 27 mars 2017, une équipe d'astronomes a utilisé le télescope spatial Spitzer pour observer TRAPPIST-1 afin d'affiner les paramètres orbitaux et physiques des sept planètes en utilisant les paramètres mis à jour pour l'étoile. Leurs résultats ont été publiés le 9 janvier 2018. Bien qu'aucune nouvelle estimation de masse n'ait été donnée, l'équipe a réussi à affiner les paramètres orbitaux et les rayons des planètes avec une très faible marge d'erreur. En plus des paramètres planétaires mis à jour, l'équipe a également trouvé des preuves d'une grande atmosphère chaude autour de la planète la plus interne.

Le 5 février 2018, une étude collaborative menée par un groupe international de scientifiques utilisant le télescope spatial Hubble, le télescope spatial Kepler, le télescope spatial Spitzer et le télescope SPECULOOS de l' ESO a publié les paramètres les plus précis pour le système TRAPPIST-1 à ce jour. Ils ont pu affiner les masses des sept planètes avec une très petite marge d'erreur, permettant de déterminer avec précision la densité, la gravité de surface et la composition des planètes. Les planètes varient en masse d'environ 0,3  M _🜨 à 1,16  M _🜨 , avec des densités de 0,62 ρ _⊕ (3,4 g / cm ³ ) à 1,02 ρ _⊕ (5,6 g / cm ³ ). Les planètes c et e sont presque entièrement rocheuses, tandis que b , d , f , g et h ont une couche de volatiles sous la forme d'une coquille d'eau, d'une coquille de glace ou d'une atmosphère épaisse. Les planètes c , d , e et f manquent d'atmosphères hydrogène-hélium. La planète g a également été observée, mais il n'y avait pas suffisamment de données pour exclure fermement une atmosphère d'hydrogène. La planète d pourrait avoir un océan d'eau liquide représentant environ 5% de sa masse - à titre de comparaison, la teneur en eau de la Terre est < 0,1% - tandis que si f et g ont des couches d'eau, elles sont probablement gelées. La planète e a une densité légèrement plus élevée que la Terre, indiquant une composition terrestre de roches et de fer. La modélisation atmosphérique suggère que l'atmosphère de b est susceptible d'être au-dessus de la limite d'effet de serre avec une estimation de 10 ¹ à 10 ⁴ bar de vapeur d'eau.

Une étude du spectre stellaire, réalisée au début de 2020, a révélé que l'axe de rotation de l'étoile TRAPPIST-1 est bien aligné avec le plan des orbites planétaires. L' obliquité stellaire s'est avérée être19+13
−15 degrés.

Graphique de données

Le système TRAPPIST-1 avec des tailles et des distances à l'échelle, par rapport à la Lune et la Terre

La quasi-résonance orbitale

Transits planétaires de TRAPPIST-1 sur une période de 20 jours de septembre à octobre, enregistrés par le télescope spatial Spitzer en 2016.

Les mouvements orbitaux des planètes TRAPPIST-1 forment une chaîne complexe avec des résonances de type Laplace à trois corps reliant chaque membre. Les périodes orbitales relatives (procédant vers l'extérieur) se rapprochent des rapports entiers entiers de 24/24, 24/15, 24/9, 24/6, 24/4, 24/3 et 24/2, respectivement, ou des rapports de période du plus proche voisin d'environ 8/5, 5/3, 3/2, 3/2, 4/3 et 3/2 (1,603, 1,672, 1,506, 1,509, 1,342 et 1,519). Cela représente la plus longue chaîne connue d'exoplanètes proches de la résonance, et on pense qu'elle résulte d'interactions entre les planètes lorsqu'elles ont migré vers l'intérieur du disque protoplanétaire résiduel après s'être formées à de plus grandes distances initiales.

La plupart des ensembles d'orbites similaires à l'ensemble trouvé à TRAPPIST-1 sont instables, provoquant l'entrée d'une planète dans la sphère de Hill d'une autre ou son expulsion. Mais il a été découvert qu'il existe un moyen pour un système de migrer vers un état assez stable grâce à des interactions d'amortissement avec, par exemple, un disque protoplanétaire . Après cela, les forces de marée peuvent donner au système une stabilité à long terme.

La correspondance étroite entre les rapports de nombres entiers dans les résonances orbitales et dans la théorie musicale a permis de convertir le mouvement du système en musique.

Formation du système planétaire

Selon Ormel et al., les modèles antérieurs de formation planétaire n'expliquent pas la formation du système TRAPPIST-1 très compact. La formation en place nécessiterait un disque exceptionnellement dense et ne rendrait pas facilement compte des résonances orbitales. La formation en dehors de la ligne de gel n'explique pas la nature terrestre ou les masses terrestres des planètes. Les auteurs ont proposé un nouveau scénario dans lequel la formation des planètes commence à la ligne de gel où des particules de la taille d'un caillou déclenchent des instabilités de flux , puis les protoplanètes mûrissent rapidement par accrétion de cailloux . Lorsque les planètes atteignent la masse terrestre, elles créent des perturbations dans le disque de gaz qui arrêtent la dérive vers l'intérieur des cailloux, ce qui ralentit leur croissance. Les planètes sont transportées par migration de type I vers le disque interne, où elles se calent au niveau de la cavité magnétosphérique et se retrouvent dans des résonances de mouvement moyen. Ce scénario prédit les planètes formées avec des fractions importantes d'eau, environ 10%, avec les plus grandes fractions initiales d'eau sur les planètes les plus internes et les plus externes.

Verrouillage des marées

Il est suggéré que les sept planètes sont susceptibles d'être bloquées par les marées dans un état de rotation dit synchrone (un côté de chaque planète fait face en permanence à l'étoile), ce qui rend le développement de la vie beaucoup plus difficile. Une possibilité moins probable est que certains puissent être piégés dans une résonance spin-orbite d' ordre supérieur . Les planètes verrouillées par les marées auraient généralement de très grandes différences de température entre leurs côtés jour éclairés en permanence et leurs côtés nuit sombres en permanence, ce qui pourrait produire des vents très forts encerclant les planètes. Les meilleurs endroits pour la vie peuvent être proches des régions crépusculaires douces entre les deux côtés, appelées la ligne de terminaison . Une autre possibilité est que les planètes puissent être poussées dans des états de spin effectivement non synchrones en raison de fortes interactions mutuelles entre les sept planètes, résultant en une couverture stellaire plus complète sur la surface des planètes.

Chauffage marémotrice

Le réchauffement des marées devrait être important : toutes les planètes, à l'exception de f et h, devraient avoir un flux de chaleur de marée supérieur au flux de chaleur total de la Terre. À l' exception de la planète c , toutes les planètes ont des densités suffisamment faibles pour indiquer la présence de H significatif
2O sous une certaine forme. Les planètes b et c sont suffisamment chauffées par les marées planétaires pour maintenir les océans de magma dans leurs manteaux rocheux ; la planète c peut avoir des éruptions de magma silicaté à sa surface. Les flux de chaleur de marée sur les planètes d , e et f sont inférieurs, mais restent vingt fois supérieurs au flux de chaleur moyen de la Terre. Les planètes d et e sont les plus susceptibles d'être habitables. La planète d évite l'état de serre d'emballement si son albédo est ≳ 0,3 .

Effets possibles d'une forte irradiation aux rayons X et aux UV extrêmes du système

Bolmont et al. modélisé les effets de l' irradiation prévue dans l'ultraviolet lointain (FUV) et l' ultraviolet extrême (EUV/XUV) des planètes b et c par TRAPPIST-1. Leurs résultats suggèrent que les deux planètes pourraient avoir perdu jusqu'à 15 océans d'eau terrestres (bien que la perte réelle soit probablement plus faible), en fonction de leur teneur en eau initiale. Néanmoins, ils ont peut-être retenu suffisamment d'eau pour rester habitables, et une planète en orbite plus éloignée devrait perdre beaucoup moins d'eau.

Cependant, une étude ultérieure aux rayons X XMM-Newton par Wheatley et al. ont découvert que l'étoile émet des rayons X à un niveau comparable à notre propre Soleil beaucoup plus grand, et un rayonnement ultraviolet extrême à un niveau 50 fois plus fort que celui supposé par Bolmont et al. Les auteurs ont prédit que cela modifierait considérablement les atmosphères primaire et peut-être secondaire des planètes proches de la taille de la Terre couvrant la zone habitable de l'étoile. La publication a noté que ces niveaux "négligeaient la physique des rayonnements et l'hydrodynamique de l'atmosphère planétaire" et pourraient être une surestimation significative. En effet, le stripping XUV d'une atmosphère primaire d'hydrogène et d'hélium très épaisse pourrait en fait être nécessaire pour l'habitabilité. Les niveaux élevés de XUV seraient également censés faire la rétention d'eau sur la planète d moins probable que prévu par Bolmont et al., Bien que même sur des planètes fortement irradiés il pourrait rester dans des pièges à froid aux pôles ou sur les côtés de la nuit des planètes verrouillées tidally .

Si une atmosphère dense comme celle de la Terre, avec une couche d'ozone protectrice, existait sur les planètes de la zone habitable de TRAPPIST-1, les environnements de surface UV seraient similaires à la Terre actuelle. Cependant, une atmosphère anoxique permettrait à plus d'UV d'atteindre la surface, rendant les environnements de surface hostiles même aux extrémophiles terrestres très tolérants aux UV . Si de futures observations détectent de l'ozone sur l'une des planètes TRAPPIST-1, ce serait un candidat de choix pour rechercher la vie à la surface.

Spectroscopie des atmosphères planétaires

Représentation artistique des planètes TRAPPIST-1 transitant par leur étoile hôte. La lumière passant à travers les atmosphères des exoplanètes en transit pourrait révéler les compositions atmosphériques à l' aide de la spectroscopie .

En raison de la proximité relative du système, de la petite taille du primaire et des alignements orbitaux qui produisent des transits quotidiens, les atmosphères des planètes de TRAPPIST-1 sont des cibles favorables pour l' étude de la spectroscopie de transmission .

Le spectre de transmission combiné des planètes b et c , obtenu par le télescope spatial Hubble , exclut une atmosphère sans nuage dominée par l'hydrogène pour chaque planète, il est donc peu probable qu'elles abritent une enveloppe de gaz étendue, à moins qu'elle ne soit nuageuse à haute altitude. . D'autres structures atmosphériques, d'une atmosphère de vapeur d'eau sans nuages ​​à une atmosphère semblable à celle de Vénus, restent cohérentes avec le spectre sans caractéristiques.

Une autre étude a fait allusion à la présence d'exosphères d'hydrogène autour des deux planètes intérieures avec des disques exosphériques s'étendant jusqu'à sept fois le rayon des planètes.

Dans un article d'une collaboration internationale utilisant des données de télescopes spatiaux et terrestres, il a été constaté que les planètes c et e ont probablement des intérieurs en grande partie rocheux, et que b est la seule planète au-dessus de la limite de la serre, avec des pressions d'eau vapeur de l'ordre de 10 ¹ à 10 ⁴ bar.

Les observations des futurs télescopes, comme le James Webb Space Telescope ou le European Extremely Large Telescope , permettront d'évaluer la teneur en gaz à effet de serre des atmosphères, permettant une meilleure estimation des conditions de surface. Ils peuvent également être capables de détecter des biosignatures comme l'ozone ou le méthane dans les atmosphères de ces planètes, si la vie y est présente. À partir de 2020, le système TRAPPIST-1 est considéré comme une cible des plus prometteuses pour la spectroscopie de transmission utilisant le télescope spatial James Webb .

Habitabilité et possibilité de vie

Impact de l'activité stellaire sur l'habitabilité

Les observations K2 de Kepler ont révélé plusieurs éruptions sur l'étoile hôte. L'énergie de l'événement le plus fort était comparable à l' événement Carrington , l'une des éruptions les plus fortes observées sur le Soleil. Comme les planètes du système TRAPPIST-1 orbitent beaucoup plus près de leur étoile hôte que la Terre, de telles éruptions pourraient provoquer des tempêtes magnétiques 10 à 10 000 fois plus fortes que les tempêtes géomagnétiques les plus puissantes de la Terre. Outre les dommages directs causés par les rayonnements associés aux éruptions, ils peuvent également constituer d'autres menaces : la composition chimique des atmosphères planétaires est probablement régulièrement modifiée par les éruptions, et les atmosphères peuvent également être érodées à long terme. Un champ magnétique suffisamment fort des exoplanètes pourrait protéger leur atmosphère des effets nocifs de telles éruptions, mais une exoplanète semblable à la Terre aurait besoin d'un champ magnétique de l'ordre de 10 à 1000 Gauss pour être protégée de telles éruptions (à titre de comparaison, le champ magnétique terrestre est 0,5 Gauss). Des études en 2020 ont montré que le taux de super-flare (défini comme un éclair libérant au moins 10 ²⁶  J - deux fois l' événement Carrington ) de TRAPPIST-1 est de 4,2^+1,9
_-0,2an ⁻¹ , ce qui est insuffisant pour épuiser de façon permanente l'ozone dans l'atmosphère des planètes de la zone habitable. De plus, l'émission UV de torche de TRAPPIST-1 est largement insuffisante pour compenser le manque d'émission UV au repos et pour alimenter la chimie prébiotique .

Probabilité de panspermie interplanétaire

Hypothétiquement, si les conditions du système planétaire TRAPPIST-1 étaient capables de soutenir la vie, toute vie possible qui s'était développée par abiogenèse sur l'une des planètes serait probablement propagée à d'autres planètes du système TRAPPIST-1 via la panspermie , le transfert de vie d'une planète à une autre. En raison de la proximité des planètes dans la zone habitable avec une séparation d'au moins ~ 0,01 UA les unes des autres, la probabilité que la vie soit transférée d'une planète à une autre est considérablement améliorée. Par rapport à la probabilité d'une panspermie de la Terre à Mars, la probabilité d'une panspermie interplanétaire dans le système TRAPPIST-1 serait environ 10 000 fois plus élevée.

Recherches de signaux radio

En février 2017, Seth Shostak , astronome principal pour l' Institut SETI , a noté : « [L]'institut SETI a utilisé son réseau de télescopes Allen [en 2016] pour observer les environs de TRAPPIST-1, en balayant 10 milliards de canaux radio à la recherche de signaux. Aucune transmission n'a été détectée." Des observations supplémentaires avec le télescope de Green Bank, plus sensible, n'ont montré aucune preuve de transmissions.

Autres observations

Existence de planètes inconnues

Une étude utilisant la caméra astrométrique CAPSCam a conclu que le système TRAPPIST-1 n'a aucune planète d'une masse d'au moins 4,6  M _J avec des orbites d'un an et aucune planète d'une masse d'au moins 1,6  M _J avec des orbites de cinq ans. Les auteurs de l'étude ont toutefois noté que leurs découvertes laissaient des zones du système TRAPPIST-1, notamment la zone dans laquelle les planètes auraient des orbites de période intermédiaire, non analysées.

Possibilité de lunes

Stephen R. Kane , écrivant dans The Astrophysical Journal Letters , note qu'il est peu probable que les planètes TRAPPIST-1 aient de grandes lunes. La Lune de la Terre a un rayon de 27% de celui de la Terre, donc sa superficie (et sa profondeur de transit) est de 7,4% de celle de la Terre, ce qui aurait probablement été noté dans l'étude de transit si elle était présente. Des lunes plus petites d'un rayon de 200 à 300 km (120 à 190 mi) n'auraient probablement pas été détectées.

À un niveau théorique, Kane a découvert que les lunes autour des planètes intérieures TRAPPIST-1 devraient être extraordinairement denses pour être même théoriquement possibles. Ceci est basé sur une comparaison de la sphère de Hill , qui marque la limite extérieure de l'orbite possible d'une lune en définissant la région de l'espace dans laquelle la gravité d'une planète est plus forte que la force de marée de son étoile, et la limite de Roche , qui représente la plus petite distance à laquelle une lune peut orbiter avant que les marées de la planète ne dépassent sa propre gravité et ne la séparent. Ces contraintes n'excluent pas la présence de systèmes d'anneaux (où les particules sont maintenues ensemble par des forces chimiques plutôt que gravitationnelles). La dérivation mathématique est la suivante :

${\displaystyle R_{H}=a_{p}{\sqrt[{3}]{\frac {M_{p}}{3M_{s}}}}}$

${\style d'affichage R_{H}}$est le rayon de Hill de la planète, calculé à partir du demi-grand axe planétaire , de la masse de la planète et de la masse de l'étoile . Notez que la masse de l'étoile TRAPPIST-1 est d'environ 30 000  M _🜨 (voir le tableau de données ci-dessus); les autres chiffres sont fournis dans le tableau ci-dessous. ${\displaystyle a_{p}}$${\style d'affichage M_{p}}$${\displaystyle M_{s}}$

${\displaystyle R_{R}\approx 2.44R_{p}{\sqrt[{3}]{\frac {\rho _{p}}{\rho _{m}}}}}$

${\style d'affichage R_{R}}$est la limite de Roche de la planète, calculée à partir du rayon de la planète , et de la densité de la planète . Le tableau ci-dessous a été calculé en utilisant , une approximation de la lune de la Terre. ${\style d'affichage R_{p}}$${\displaystyle \rho _{p}}$${\displaystyle \rho _{m}=.606}$

Planète	${\style d'affichage M_{p}}$ (Masses terrestres)	${\style d'affichage R_{p}}$ (rayons terrestres)	${\displaystyle \rho _{p}}$ (densité terrestre)	${\displaystyle a_{p}}$ ( AU )	${\style d'affichage R_{H}}$ (milliAU)	${\style d'affichage R_{R}}$ (milliAU)	${\style d'affichage R_{H}/R_{R}}$
TRAPPISTE-1b	1,374	1.116	0,987	0,0115	0,285	0,137	2.080
TRAPPISTE-1c	1.308	1,097	0,991	0,0158	0,386	0,134	2.880
TRAPPISTE-1d	0,388	0,788	0,792	0,0223	0,363	0,090	4.034
TRAPPISTE-1e	0,692	0,920	0,889	0,0293	0,578	0,109	5.303
TRAPPISTE-1f	1.039	1.045	0,911	0,0385	0,870	0,125	6.960
TRAPPISTE-1g	1.321	1.129	0,917	0,0468	1,146	0,135	8.489
TRAPPISTE-1h	0,326	0,775	0,755	0,0619	0,951	0,087	10.931

Kane note que les lunes près du bord du rayon colline peut être soumis à une élimination de résonance lors de la migration planétaire, ce qui conduit à un facteur de réduction Hill (suppression de la lune) grossièrement estimée comme 1 / trois pour les systèmes typiques et 1 / 4 pour le système TRAPPIST-1 ; ainsi, les lunes ne sont pas attendues pour les planètes b et c ( moins de quatre). De plus, les interactions des marées avec la planète peuvent entraîner un transfert d'énergie de la rotation de la planète à l'orbite de la lune, provoquant le départ d'une lune de la région stable au fil du temps. Pour ces raisons, il est peu probable que même les planètes extérieures TRAPPIST-1 aient des lunes. ${\style d'affichage R_{H}/R_{R}}$

Galerie

• 

  Concept d'artiste du système planétaire TRAPPIST-1.

• 

  Le système TRAPPIST-1 comparé au système solaire ; les orbites de ses sept planètes rentreraient facilement dans l'orbite de Mercure

Vidéos

• Lire les médias

  Vidéo (01:32) – Représentation artistique des exoplanètes TRAPPIST-1 transitant par leur étoile hôte.

• Lire les médias

  Vidéo (01:10) – Animation de survol des planètes du système TRAPPIST-1.

Voir également

• HD 10180 , une étoile avec au moins sept planètes connues
• Kepler-90 , une étoile à huit planètes connues
• KIC 8462852 , une autre étoile avec des données de transit notables
• LHS 1140 , une autre étoile avec un système planétaire adapté aux études atmosphériques
• Active SETI , la tentative de transmettre des messages à la vie extraterrestre intelligente
• Habitabilité des systèmes naines rouges
• Liste des exoplanètes potentiellement habitables
• Nikole Lewis

Remarques

Les références

Lectures complémentaires

• Levenson, Thomas (2 mai 2016). "Les astronomes ont trouvé des planètes dans la zone habitable d'une étoile voisine" . L'Atlantique . Récupéré le 31 juillet 2016 .

Liens externes

• TRAPPIST.one , le site officiel de l'équipe découverte
• "Le Spitzer de la NASA révèle le plus grand lot de planètes de la taille de la Terre et de la zone habitable autour d'une seule étoile" sur YouTube par la NASA
• "NASA & TRAPPIST-1: A Treasure Trove of Planets Found" sur YouTube par le Jet Propulsion Laboratory de la NASA
• ESOcast 83 : "Ultracool Dwarf with Planets" par l'Observatoire européen austral
• Visualisation interactive du système TRAPPIST-1

Coordonnées : 23 ^h 06 ^m 29.383 ^s , −05° 02′ 28.59″