Comment les données des planètes changent-elles si la taille de Kepler-90 est révisée ?
Le télescope spatial Kepler n'a pas observé directement le diamètre des planètes de Kepler-90, mais a mesuré combien chaque planète occultait la lumière de l'étoile. Pour convertir ce ratio en tailles réelles des planètes, il faut connaître le rayon de l'étoile centrale. Par exemple, si l'étoile est 5 % plus grande que ce qui était estimé précédemment, le rayon des huit planètes qui occultent la même quantité de lumière stellaire sera également environ 5 % plus grand. Ainsi, plus on mesure précisément l'étoile centrale, plus la taille des planètes sera précise.
- Environ 6 000 K Température de surface de l'étoile calculée par plusieurs études
- Environ 1,2 fois celle du Soleil Masse de l'étoile utilisée pour calculer les valeurs des planètes dans cet article
- Environ 1,2 fois celle du Soleil Rayon de l'étoile utilisé pour calculer les valeurs des planètes dans cet article
- Environ 848 parsecs Distance depuis la Terre équivalente à environ 2 770 années-lumière
Comment la lumière bloquée par une planète permet-elle d’en mesurer la taille ?
Si l'on suppose simplement qu'une planète passe au centre d'une étoile, la proportion de lumière stellaire diminuée est proche du carré du rapport des rayons de la planète et de l'étoile. Si la lumière de l'étoile diminue d'un dix-millième, cela signifie que le rayon de la planète est environ un centième de celui de l'étoile. Ce que l'on peut savoir à cette étape n'est pas la longueur réelle, mais la taille relative par rapport à l'étoile.
Pour convertir ce centième en kilomètres ou en unités de rayon terrestre, il faut définir le rayon de Kepler-90 à 1,2 fois celui du Soleil. Dans l'analyse réelle, on calcule également quelle partie de l'étoile a été occultée par la planète, à quel point les bords de l'étoile sont plus sombres que le centre, et si d'autres lumières stellaire se sont mélangées. Même après ces corrections, le fait que le rayon réel de la planète dépende du rayon de l'étoile centrale reste vrai.
Ce que Kepler a directement mesuré est la proportion de lumière stellaire occultée par la planète. Le rayon réel de la planète est calculé en utilisant cette proportion et le rayon de Kepler-90.
Comment calcule-t-on la distance à l’étoile à partir de la période orbitale ?
Le fait que le transit de la planète se répète tous les 14,4 jours peut être immédiatement confirmé à partir des données de luminosité de l’étoile. En revanche, la distance de la planète par rapport à l’étoile est calculée en utilisant la période orbitale et la masse de l’étoile centrale. Si la masse de l’étoile change de 20 %, la distance orbitale calculée change d’environ 6 %. Ce changement affecte le calcul des distances de toutes les huit planètes orbitant autour de la même étoile.
Pour déterminer l’énergie reçue par la planète, le rayon et la température de l’étoile sont également nécessaires. Plus l’étoile est grande et chaude, plus elle émet d’énergie, et plus la planète est éloignée, moins l’énergie reçue est importante. Ainsi, même si la période orbitale de h est de 332 jours, proche de celle d’une année terrestre, cela ne signifie pas que h et la Terre reçoivent la même quantité d’énergie.
Comment Gaia mesure-t-il la distance d’une étoile ?
Lorsque la Terre tourne autour du Soleil, les étoiles proches semblent légèrement bouger par rapport aux étoiles très éloignées. Gaia a mesuré ces petits changements angulaires observés dans Kepler-90, et plus l’angle est petit, plus l’étoile est loin. Les environ 848 parsecs de la liste actuelle correspondent à environ 2 770 années-lumière. La différence par rapport aux environ 2 545 années-lumière annoncées par la NASA en 2017 n’est pas due au fait que l’étoile ait bougé, mais parce que les données de Gaia et les méthodes de calcul ont été mises à jour.
En combinant la luminosité mesurée à différentes distances et dans différents types de lumière, on peut estimer l'énergie totale réellement émise par une étoile. L'observation spectroscopique détaillée de la lumière stellaire permet de connaître la température de surface et le rapport des éléments lourds comme le fer. Les chercheurs comparent ces valeurs aux modèles d'évolution stellaire pour calculer la masse, le rayon et l'âge de l'étoile. Comme les données et les méthodes utilisées varient selon les études, les résultats diffèrent, par exemple entre 5 970 K et 6 238 K. Environ 6 000 K et environ 1,2 fois le rayon du Soleil représentent des valeurs typiques de plusieurs études, mais il ne s'agit pas de mesures sans aucune erreur.
- Variation de la luminosité de l'étoile Mesure de la période de transit et du rapport des rayons de la planète et de l'étoile.
- Observation spectroscopique Estimation de la température effective, de la teneur en métaux et de la gravité de surface de l'étoile.
- Mesure de distance de Gaia Calculer plus précisément la distance et la luminosité réelle des étoiles.
- Recalculer les valeurs des planètes Mettre à jour le rayon, la distance orbitale et l'énergie reçue des huit planètes en utilisant les nouvelles valeurs des étoiles.
Comment distingue-t-on les incertitudes de l’étoile de celles de ses planètes ?
Si l'on modifie le rayon de l'étoile, le rayon des huit planètes change également dans la même proportion. Cependant, cela ne signifie pas que l'erreur de mesure de chaque planète soit identique. Les petites planètes sont moins occultantes et donc plus affectées par le bruit. Les planètes comme g et h, dont la période orbitale est longue et pour lesquelles peu de transits ont été observés, présentent des erreurs plus grandes dans le calcul de la période et de l'orbite. Le fait que les planètes s'attirent mutuellement et modifient le moment de transit, ainsi que l'influence gravitationnelle des planètes sur l'étoile, crée également des erreurs supplémentaires dans le calcul de la masse.
Ainsi, mesurer précisément l'étoile centrale permet de calculer avec plus de précision la taille et l'orbite des huit planètes, mais cela ne permet pas de connaître toutes les informations sur chaque planète. La température, le rayon et la masse de Kepler-90 sont les valeurs de base nécessaires pour interpréter les planètes. Pour connaître la masse, l'atmosphère et la composition interne de chaque planète, des observations supplémentaires sont nécessaires pour chaque planète.
Kepler-90 est trop loin pour que l'on puisse distinguer sa surface ronde sur les images ; il apparaît comme un point unique. La température, la masse, le rayon et la distance sont des valeurs calculées après avoir mesuré la lumière et les variations de position de l'étoile, et en utilisant un modèle d'évolution stellaire. Selon les données utilisées et la méthode de recherche, les valeurs représentatives peuvent varier légèrement.
Source
- NASA Exoplanet Archive — Kepler-90 Stellar Parameters
- Astronomy & Astrophysics — KIC 11442793 Stellar and Planet Analysis
- The Astronomical Journal — Kepler-90 i Transit Validation
- The Astronomical Journal — Precise Planet Radii with Gaia
- The Astronomical Journal — Gaia–Kepler Stellar Properties Catalog
- The Astronomical Journal — Kepler-90 Radial Velocities and Transit Timing
- NASA Science — Kepler Transit Method