Kepler-90 g

Comment la masse de Kepler-90 g a-t-elle été recalculée ?

Le télescope spatial Kepler a observé six transits de Kepler-90 g devant son étoile. Sous l'effet de la gravité de la planète voisine h, les transits réels s'écartaient jusqu'à environ 25 heures des horaires calculés avec une période régulière. Six transits ne suffisaient cependant pas à déterminer précisément les passages futurs et la masse des deux planètes. L'équipe a combiné 34 mesures du mouvement de l'étoile prises sur dix ans avec d'autres transits pour prédire celui de mai 2024. Des télescopes terrestres l'ont observé comme prévu, et l'analyse de 2025 a donné à g une masse de 15,0±1,3 fois celle de la Terre.

• 6 transits Nombre de transits de g enregistrés lors de la mission principale de Kepler
• Environ 25 heures maximum Différence entre l’heure calculée selon un intervalle régulier et l’heure réelle du passage
• 34 mesures Mouvements de l’étoile mesurés avec Keck/HIRES entre 2011 et 2022
• 15,0±1,3 fois la masse de la Terre Masse de g ajustée avec toutes les données temporelles et de vitesse

Pourquoi est-il difficile de déterminer la masse à partir des seuls horaires de transit ?

Si une planète n'est pas gênée par d'autres corps célestes, ses transits se répètent presque à intervalles réguliers. g orbite autour de l'étoile tous les 210,7 jours environ, mais la planète extérieure h, en tirant depuis l'avant ou en poussant depuis l'arrière, fait en sorte que le transit se produise plus tôt ou plus tard que prévu. Ce changement dans le temps de transit contient la gravité mutuelle des deux planètes et sert d'outil pour mesurer leur masse.

Le fait que les variations du moment de transit soient importantes ne signifie pas que la masse soit déterminée de façon unique. Les six transits de g et les trois transits de h ne montrent qu'une partie des changements survenant sur une longue période. Même avec des masses et des formes et orientations d'orbite différentes, on peut obtenir des moments de transit similaires. L'analyse de 2020 a indiqué que la masse de g était très petite, mais plus on s'éloignait de la période d'observation, plus la plage prévue pour le prochain transit s'élargissait rapidement.

Le fait que le temps de transit change fortement est une preuve que g et h s'attirent fortement. Cependant, pour déterminer la masse précisément, il faut également observer le mouvement de l'étoile et de nouveaux transits après une longue période.

Comment le mouvement de l’étoile permet-il de mesurer la masse d’une planète ?

Les changements dans les temps de transit montrent l'effet de l'attraction mutuelle entre g et h. En mesurant les variations subtiles des couleurs de la lumière stellaire, on peut également déterminer la vitesse à laquelle l'étoile centrale se déplace d'avant en arrière à cause de la gravité des deux planètes. L'équipe de recherche a mesuré cette vitesse 34 fois entre 2011 et 2022 avec le spectrographe HIRES de l'observatoire Keck. Kepler-90 est lointain et plusieurs planètes tirent ensemble sur l'étoile, ce qui rend difficile de distinguer l'influence de chaque planète. Cependant, combiné aux données de temps de transit, cela permet de réduire la plage possible de masse et d'orbite.

L'équipe de recherche a également inclus dans l'analyse les temps de transit supplémentaires obtenus après les observations de Kepler avec Spitzer et Swift. En calculant ces données ensemble, ils ont prédit les moments où g et h passeront devant l'étoile à l'avenir. Ainsi, le temps de transit de 2024 n'a pas été ajusté après observation pour correspondre aux résultats, mais a été d'abord calculé à partir des données existantes puis confirmé par des observations réelles.

1. 2009~2013 Kepler enregistre six transits de g et trois transits de h.
2. 2011~2022 HIRES mesure la vitesse radiale de l'étoile centrale 34 fois.
3. Prévision Le modèle qui ajuste les temps de transit et la vitesse radiale prédit le transit de g en mai 2024.
4. Mai 2024 Plusieurs télescopes terrestres observent le passage de g dans la plage horaire prévue.
5. 2025 En combinant le nouveau passage et les données supplémentaires, g obtient une masse de 15,0 ± 1,3 fois celle de la Terre, et h obtient une masse de 203 ± 16 fois celle de la Terre.

Pourquoi le nouveau transit observé après dix ans était-il important ?

La masse n’a pas été mesurée uniquement à partir du passage de 2024. Cette observation est importante car elle est séparée de plus de dix ans du dernier passage enregistré par Kepler. Même une petite erreur dans la période orbitale peut entraîner une grande différence dans le temps prévu après environ vingt orbites. En vérifiant la date réelle du passage, il est possible d’exclure plusieurs candidats orbitaux incompatibles et de réduire considérablement l’erreur accumulée dans le temps.

La masse finale est calculée en combinant la variation de luminosité de l’étoile enregistrée par Kepler, le moment des passages supplémentaires, le mouvement de l’étoile mesuré pendant dix ans et l’observation terrestre de 2024. L’équipe de recherche a comparé statistiquement de nombreuses combinaisons de masse et d’orbite pour trouver la plage qui explique le mieux toutes ces données.

Le passage de 2024 n'a pas mesuré directement la masse de g. Cette observation a ajouté des intervalles de temps de plus de dix ans, et la masse a été déduite par un calcul prenant en compte à la fois les variations de temps de passage de g et h ainsi que le mouvement de l'étoile centrale.

Quelles sont les différences entre Kepler-90 g, Saturne et Neptune ?

Le rayon de g est d'environ 8,1 ± 0,8 fois celui de la Terre, soit environ 86 % du rayon de Saturne. En revanche, sa masse est 15 fois celle de la Terre, légèrement plus légère que Neptune. En combinant les deux valeurs par la moyenne sphérique, la densité est d'environ 0,15 g/cm³. Il s'agit d'une valeur très faible, environ 15 % de la densité de l'eau et seulement un quart de celle de Saturne.

Une planète dont la masse est très faible par rapport au rayon est appelée « super-puff ». Il est probable que g possède une atmosphère large et légère composée d'hydrogène et d'hélium, mais la proportion exacte des éléments, les nuages et le brouillard n'ont pas été mesurés. Il est également possible que la poussière ou le brouillard élevés aient obscurci la lumière stellaire, donnant à la planète un rayon apparent plus grand que la couche gazeuse réelle.

Pourquoi faut-il connaître précisément l’heure du prochain transit ?

Les planètes avec de longues périodes orbitales ont peu d'opportunités de passer devant leur étoile. Même si l'heure prévue dévie de quelques heures, le télescope spatial peut manquer le passage. Avec les observations de 2024, l'erreur sur l'heure du prochain passage a diminué, ce qui permet de planifier plus précisément les dates d'observation de l'atmosphère de g.

En observant la lumière des étoiles qui traverse l'atmosphère lorsqu'une planète passe devant son étoile, nous pouvons tester si c'est à cause de l'atmosphère à faible densité et riche en hydrogène et en hélium, ou si c'est le brouillard élevé qui fait paraître la planète plus grande. Ce que nous savons avec certitude pour l'instant, ce sont la taille, la masse et la densité moyenne de g. Les couleurs et les nuages visibles sur la page ne sont pas des photos d'observation, et la classification de « superpuff » ne signifie pas que la composition de l'atmosphère a été confirmée directement.

Sources

• NASA Exoplanet Archive — Kepler-90 g Parameters
• The Astronomical Journal — Updated Masses for the Gas Giants in the Eight-Planet Kepler-90 System
• The Astrophysical Journal — Giant Transit-Timing Variations Reveal a Super-Puff
• Astronomy & Astrophysics — The Planetary System to KIC 11442793
• Astronomy & Astrophysics — Physical Properties of Giant Exoplanets within 400 Days
• NASA Science — Kepler Transit Method
• NASA Exoplanet Archive — Kepler Data Products Overview