Kepler-90 b

Qu’a-t-on mesuré sur Kepler-90 b, et qu’a-t-on seulement estimé ?

Kepler-90 b passe devant son étoile environ tous les 7 jours. Pendant les 4 années environ où Kepler a observé cette étoile, il y a eu plus de 200 occasions de transit. Grâce à des observations répétées, on peut connaître précisément la période orbitale et la taille de la planète, mais pas sa masse. La masse actuelle d'environ 2,27 fois celle de la Terre mentionnée dans la liste n'est pas une valeur mesurée directement à partir de la gravité de b. C'est une estimation appliquant les statistiques d'autres planètes de taille similaire et dont la masse est connue.

• Environ 7,008 jours Période orbitale mesurée par transits répétés
• Environ 1,31 fois celle de la Terre Rayon calculé à partir de la profondeur du transit et de la taille de l'étoile
• Environ 2,27 fois celle de la Terre Masse estimée à partir de statistiques de planètes de taille similaire
• Environ 316 fois celle de la Terre Énergie de l'étoile reçue par b calculée

Que permettent de connaître précisément les transits répétés ?

La quantité de lumière stellaire que b bloque représente environ un dix-millième de la lumière de l'étoile. Si une telle diminution de luminosité n'était observée qu'une seule fois, elle pourrait être confondue avec le bruit de l'instrument, des variations à la surface de l'étoile ou les changements d'éclat d'un système binaire d'arrière-plan. Cependant, si un signal de même profondeur et de même durée se répète tous les 7,008 jours, l'explication selon laquelle une planète passe devant l'étoile devient beaucoup plus solide.

Tous les transits n'ont pas été enregistrés sans interruption. Certaines observations ont été interrompues, ont coïncidé avec le transit d'autres planètes, ou comportent des périodes sans données en raison de l'état de l'instrument. Néanmoins, comme la période orbitale est courte et que les transits se répètent souvent, il est possible de calculer avec précision le moment du prochain transit et la diminution moyenne de la lumière stellaire. En appliquant le rayon de l'étoile centrale, on obtient pour b un rayon d'environ 1,31 fois celui de la Terre.

Grâce aux transits répétés, on peut déterminer quand la planète passe devant l'étoile et combien de lumière stellaire elle bloque. Pour connaître la masse de la planète, il faut mesurer séparément l'effet de la gravité sur l'étoile ou sur d'autres planètes.

La lumière bloquée par une planète permet-elle aussi de connaître sa masse ?

Même des planètes de taille similaire peuvent avoir des masses très différentes selon la quantité de fer et de roches qu'elles contiennent, ou selon qu'elles possèdent de l'eau ou une épaisse couche de gaz. L'observation par transit renseigne sur la taille apparente de la planète, mais ne montre pas combien de matière elle contient. Pour mesurer la masse, il faut soit mesurer l'oscillation de l'étoile provoquée par la gravité de la planète, soit analyser dans quelle mesure les planètes voisines s'attirent mutuellement et modifient le moment des transits.

La masse de Kepler-90 b n'a pas encore été mesurée de manière définitive par ces méthodes. La valeur d'environ 2,27 masses terrestres selon le NASA Exoplanet Archive est une estimation basée sur la relation entre la taille et la masse observée chez plusieurs planètes dont la masse est déjà connue, en y insérant le rayon de b. Ce n'est pas le résultat d'une mesure directe de la gravité de b, mais une valeur appliquant la tendance moyenne observée chez des planètes de taille similaire.

Que signifie une densité calculée à partir d’une masse estimée ?

En utilisant la masse estimée de 2,27 masses terrestres et un rayon de 1,31 rayons terrestres, la densité moyenne obtenue est similaire à celle de la Terre. Cependant, comme la masse a été estimée à partir du rayon, cette densité ne peut pas être considérée comme un résultat de mesure indépendant. C'est parce que la masse a été estimée en utilisant le rayon, puis les deux valeurs ont été utilisées pour recalculer la densité.

En examinant les statistiques de plusieurs planètes, il est possible que b soit principalement rocheuse, mais il est impossible de connaître la proportion de noyau de fer, la quantité de substances qui s'évaporent facilement comme l'eau, ou la présence d'une atmosphère. Si la masse réelle est mesurée et qu'il s'avère qu'elle est plus grande ou plus petite que l'estimation, alors l'interprétation de la densité et de la structure interne changera également. Par conséquent, il faut vérifier non seulement les chiffres figurant sur la liste, mais aussi la méthode utilisée pour obtenir ces chiffres.

1. Transits répétés Mesurer une période orbitale d'environ 7,008 jours et la diminution moyenne de la lumière de l'étoile.
2. Application du rayon de l'étoile Calculer le rayon de b comme étant environ 1,31 fois celui de la Terre.
3. Comparaison avec d'autres planètes Estimer environ 2,27 masses terrestres à partir des statistiques de planètes de taille similaire.
4. Mesures nécessaires à l'avenir Il faut observer l'effet de la gravité de b sur l'étoile ou les planètes voisines pour déterminer la masse réelle.

Peut-on connaître la température réelle à la surface de Kepler-90 b ?

b se trouve à environ 0,074 UA de son étoile, soit environ 11,1 millions de km. L'énergie reçue par b est estimée à environ 316 fois celle reçue par la Terre du Soleil. La température, calculée en supposant simplement combien de lumière stellaire est réfléchie et comment la chaleur se répartit sur toute la planète, est d'environ 1 062 K, soit environ 790° Celsius. Il est clair que la planète reçoit une chaleur très intense, mais cette température n'est pas mesurée à la surface réelle.

Si elle a une atmosphère, celle-ci peut déplacer la chaleur du côté éclairé vers le côté sombre ou retenir l'énergie à certaines longueurs d'onde. Si la surface réfléchit beaucoup la lumière stellaire, l'énergie absorbée diminue également. Avec les seules données de transit actuelles, on ne peut pas connaître l'état de l'atmosphère et de la surface de b. Le fait que plusieurs transits aient été observés signifie que l'on connaît précisément la période orbitale et la taille, mais pas nécessairement la masse, l'atmosphère ou la surface.

La surface rocheuse chaude visible sur la page n'est pas une photo d'observation, mais une illustration destinée à aider à la compréhension. La période orbitale, la diminution de la lumière stellaire et le rayon sont basés sur les observations de transit de b. La masse, estimée à 2,27 fois celle de la Terre, est une valeur approximative par comparaison avec d'autres planètes, et la température d'environ 790° Celsius est une estimation calculée en supposant simplement l'atmosphère et l'albédo.

Sources

• NASA Exoplanet Archive — Kepler-90 b Parameters and Mass Provenance
• Astronomy & Astrophysics — Kepler-90 System Analysis
• The Astrophysical Journal — Validation of Multiple Kepler Systems
• The Astrophysical Journal — Probabilistic Mass–Radius Relation
• The Astrophysical Journal — Forecasting Masses from Radii
• NASA Science — Kepler Transit Method
• NASA Exoplanet Archive — Kepler Data Products