Ross 128

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Ross 128
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 11h 47m 44,3969s[1]
Déclinaison +00° 48′ 16,405″[1]
Constellation Vierge

Localisation dans la constellation : Vierge

(Voir situation dans la constellation : Vierge)
Caractéristiques
Type spectral M4 V
Indice U-B 1,34
Indice B-V 1,76
Variabilité étoile éruptive
Astrométrie
Vitesse radiale −31,073 km/s[2]
Mouvement propre μα = +607,678 mas/a[1]
μδ = −1 223,323 mas/a[1]
Parallaxe 296,307 3 ± 0,069 9 mas[1]
Distance 3,374 8 ± 0,000 7 pc (∼11 al)[1]
Magnitude absolue +13,54
Caractéristiques physiques
Masse 0,156 M☉
Rayon 0,21 R☉
Luminosité 0,000 29 L☉
Température 2 800 K

Désignations

FI Vir, Proxima Virginis, GCTP 2730, LHS 315, GJ 447, G 010-050, Vyssotsky 286, LTT 13240, LFT 852, HIP 57548[3]

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Ross 128 est un système planétaire de la Voie lactée, dans la constellation zodiacale équatoriale de la Vierge. Du point de vue observationnel, il s'agit d'un système binaire spectroscopique à raies simples sans éclipses. Sa magnitude apparente est de 11,13[4], ce qui signifie que sa luminosité est une centaine de fois trop faible pour que le système soit visible à l'œil nu. D'après les mesures de sa parallaxe, il se situe à ∼ 11,007 a.l. (∼ 3,37 pc)[1], ce qui en fait le treizième système stellaire/substellaire (le douzième système stellaire strict en excluant la paire de naines brunes Luhman 16) le plus proche du Système solaire.

L'étoile centrale, Ross 128 a, est l'objet primaire du système. Elle a été cataloguée pour la première fois en 1926 par l'astronome américain Frank Elmore Ross[5]. Un seul corps secondaire est connu à ce jour dans le système, à savoir la planète tempérée de masse terrestre Ross 128 b, détectée grâce au spectrographe HARPS et annoncée en novembre 2017.

Classification[modifier | modifier le code]

Ross 128 est une étoile de masse faible et de type spectral M4 V[6], ce qui la place dans la catégorie des naines rouges. Elle fait 15 % de la masse du Soleil[7] et 21 % de son rayon[8] mais génère si lentement de l'énergie qu'elle n'a que 0,036 % de sa luminosité visible[9]. Toutefois, la plupart de l'énergie irradiée par l'étoile se fait dans l'infrarouge, avec une luminosité cette fois égale à 0,35 % de son équivalent solaire[10]. Cette énergie se disperse depuis son atmosphère stellaire à une température effective de 3 180 K. Cela lui donne la lueur orange-rouge froide d'une étoile de type M[6].

Système planétaire[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Ross 128 b.

Ross 128 dispose d'au moins une planète tellurique, découverte par HARPS (observatoire de La Silla au Chili) en juillet 2017. C'est une planète de 1,35 masse terrestre située dans la zone dite d'habitabilité. C'est la planète tellurique en dehors du Système solaire la plus proche (connue), après Proxima b.

Caractéristiques des planètes du système Ross 128
Planète Masse Demi-grand axe (ua) Période orbitale (jours) Excentricité Inclinaison Rayon


 b  ≥ 1,35 ± 0,2 M🜨   0,049 3 ± 0,001 7   9,859 6 ± 0,005 6   0,036 ± 0,092 

Diverses caractéristiques[modifier | modifier le code]

Distances des étoiles les plus proches à partir d'il y a 20 000 ans jusqu'à 80 000 ans dans le futur. L'approche de Ross 128 est représentée par la ligne de couleur saumon.

Ross 128 est une étoile du disque épais, ce qui signifie qu'elle a une faible abondance d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium, ce que les astronomes nomment sa métallicité, et elle orbite près du plan de la Voie lactée[11]. Elle est classée comme une étoile éruptive active car elle peut subir des augmentations de luminosité imprévisibles et importantes pendant plusieurs minutes[12]. À cause du faible rythme de l'activité éruptive, il s'agirait d'une étoile magnétiquement évoluée. Il existe en effet certains éléments indiquant que le freinage magnétique de son vent solaire a diminué la fréquence des éruptions, mais pas leur rendement net[13].

À plusieurs occasions, cette étoile a été étudiée pour rechercher une compagne de faible masse stellaire ou une naine brune gravitant à une distance d'au moins une unité astronomique de la première. Aucune n'a encore été découverte[14],[15]. L'étoile manque aussi d'un excès élevé de radiations infrarouges. Un excès d'infrarouge est habituellement indicateur d'un disque de débris tournant autour d'une étoile[16],[17].

Ross 128 se déplace à travers la galaxie avec une excentricité orbitale de 0,122, faisant varier sa distance depuis le centre galactique autour de 26,8–34,2 kal (8,2–10,5 kpc)[18]. Cette étoile se rapproche de notre Système solaire. Elle en sera au plus proche dans environ 71 000 ans, lorsque l'étoile arrivera à 6,233 ± 0,085 al (1,911 ± 0,026 pc)[19] de la Terre.

Signal inconnu[modifier | modifier le code]

Le 12 mai 2017, des chercheurs ont recueilli des signaux radio inexpliqués provenant de Ross 128 à l'aide du radiotélescope d'Arecibo à Puerto Rico. Abel Méndez, un astrobiologiste à l'Université de Porto Rico à Arecibo (en), indiqua que l'étoile a été observée pendant 10 minutes durant lesquelles le signal fut enregistré et qu'il est de type « presque périodique »[20]. Le 16 juillet de la même année, Méndez signala sur Twitter que l'existence de ces signaux a été « confirmée »[21],[22],[23],[24],[25],[26]. Aucun signal n'a été détecté par l'observatoire de Green Bank, ce qui tend à indiquer que le signal détecté à Arecibo n'était qu'une RFI (Radio Frequency Interference (en)) d'un satellite en orbite autour de la Terre[27].

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e f et g (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ (en) C. Soubiran et al., « Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , p. 8, article no A7 (DOI 10.1051/0004-6361/201832795, Bibcode 2018A&A...616A...7S, arXiv 1804.09370)
  3. ↑ (en) Ross 128 -- Eruptive variable Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  4. ↑ (en) « The One Hundred Nearest Star Systems » [archive du ], Research Consortium on Nearby Stars, (consulté le )
  5. ↑ (en) Frank E. Ross, « New proper-motion stars, (second list) », Astronomical Journal, vol. 36, no 856,‎ , p. 124–128 (DOI 10.1086/104699, Bibcode 1926AJ.....36..124R)
  6. ↑ a et b (en) Thomas N., III Gautier, G. H. Rieke, John Stansberry, Geoffrey C. Bryden, Karl R. Stapelfeldt, Michael W. Werner, Charles A. Beichman, Christine Chen, Kate Su, David Trilling, Brian M. Patten et Thomas L. Roellig, « Far Infrared Properties of M Dwarfs », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 36,‎ , p. 1431 (Bibcode 2004AAS...205.5503G)
  7. ↑ (en) Marcello Rodonò, The M-Type Stars, Washington, NASA, 409–453 p., « The Atmospheres of M Dwarfs: Observations »
  8. ↑ (en) Stephen M. White, Peter D. Jackson et Mukul R. Kundu, « A VLA survey of nearby flare stars », Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 71,‎ , p. 895–904 (DOI 10.1086/191401, Bibcode 1989ApJS...71..895W)
  9. ↑ (en) Martin V. Zombeck, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics, Cambridge, UK, Cambridge University Press, , 3e éd., 109 p. (ISBN 978-0-521-78242-5 et 0-521-78242-2)
  10. ↑ (en) « HIP 57548 »(Archive.org • Wikiwix • Archive.is • Google • Que faire ?), NASA Exoplanet Archive (consulté le )
  11. ↑ (en) F. Sánchez (responsable d'édition : M. Vazquez), New windows to the universe, vol. 2, Cambridge University Press, (ISBN 0-521-38429-X), p. 313.
  12. ↑ (en) W. E. Kunkel, « Solar neighborhood flare stars - A review », D. Reidel Publishing Co, Moscow, USSR, vol. 67,‎ july 29 – august 4, 1974, p. 15–46 (Bibcode 1975IAUS...67...15K)
  13. ↑ (en) Andrew Skumanich, « Some evidence on the evolution of the flare mechanism in dwarf stars », Astrophysical Journal, Part 1, vol. 309,‎ , p. 858–863 (DOI 10.1086/164654, Bibcode 1986ApJ...309..858S)
  14. ↑ Joannah L. Hinz, Donald W., Jr. McCarthy, Doug A. Simons, Todd J. Henry, J. Davy Kirkpatrick et Patrick C. McGuire, « A Near-Infrared, Wide-Field, Proper-Motion Search for Brown Dwarfs », The Astronomical Journal, vol. 123,‎ (DOI 10.1086/339555, Bibcode 2002AJ....123.2027H, arXiv astro-ph/0201140)
  15. ↑ (en) Daniel J. Schroeder, David A. Golimowski, Ryan A. Brukardt, Christopher J. Burrows, John J. Caldwell, William G. Fastie, Holland C. Ford, Brigette Hesman et Ilona Kletskin, « A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 », The Astronomical Journal, vol. 119, no 2,‎ , p. 906–922 (DOI 10.1086/301227, Bibcode 2000AJ....119..906S)
  16. ↑ (en) M. Jura, C. H. Chen, E. Furlan, J. Green, B. Sargent, W. J. Forrest, D. M. Watson, D. J. Barry, P. Hall, T. L. Herter, J. R. Houck, G. C. Sloan, K. Uchida, P. D'Alessio, B. R. Brandl, L. D. Keller, F. Kemper, P. Morris, J. Najita, N. Calvet, L. Hartmann et P. C. Myers, « Mid-Infrared Spectra of Dust Debris around Main-Sequence Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154, no 1,‎ , p. 453–457 (DOI 10.1086/422975, Bibcode 2004ApJS..154..453J, arXiv astro-ph/0405632)
  17. ↑ (en) Thomas N., III Gautier, G. H. Rieke, John Stansberry, Geoffrey C. Bryden, Karl R. Stapelfeldt, Michael W. Werner, Charles A. Beichman, Christine Chen, Kate Su, David Trilling, Brian M. Patten et Thomas L. Roellig, « Far-Infrared Properties of M Dwarfs », The Astrophysical Journal, vol. 667, no 1,‎ , p. 527–536 (DOI 10.1086/520667, Bibcode 2007ApJ...667..527G, arXiv 0707.0464)
  18. ↑ (en) C. Allen et M. A. Herrera, « The galactic orbits of nearby UV Ceti stars », Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, vol. 34,‎ , p. 37–46 (Bibcode 1998RMxAA..34...37A)
  19. ↑ (en) J. García-Sánchez, P. R. Weissman, R. A. Preston, D. L. Jones, J.-F. Lestrade, D. W. Latham, R. P. Stefanik et J. M. Paredes, « Stellar encounters with the solar system », Astronomy and Astrophysics, vol. 379, no 2,‎ , p. 634–659 (DOI 10.1051/0004-6361:20011330, Bibcode 2001A&A...379..634G)
  20. ↑ (en) Abel Mendez, « Strange Signals from the Nearby Red Dwarf Star Ross 128 », Planetary Habitability Laboratory at University of Puerto Rico at Arecibo (en), (consulté le )
  21. ↑ (en) Abel Mendez, « Confirmed! We have the data of #Barnard's Star and #Ross128 », Twitter, (consulté le )
  22. ↑ (en) Abel Mendez, « Strange Signals from the Nearby Red Dwarf Star Ross 128 », Planetary Habitability Laboratory at University of Puerto Rico at Arecibo (en), (version du sur Internet Archive)
  23. ↑ (en) Hannah Osborne, « Ross 128: Mystery Radio signals Detected From Red Dwarf Star Just 11 Light-Years Away », Newsweek,‎ (lire en ligne, consulté le )
  24. ↑ (en) Loren Grush, « Astronomers don't know what's causing these weird radio waves from a nearby star - Probably not aliens, though », The Verge, (consulté le )
  25. ↑ (en) Marina Koren, « The Strange Radio Signals Coming From a Nearby Star - Astronomers have detected a mystery transmission at a frequency they haven’t observed before. », The Atlantic, (consulté le )
  26. ↑ « Des signaux radio inexpliqués dans l’espace », Le Monde.fr,‎ (ISSN 1950-6244, lire en ligne, consulté le )
  27. ↑ (en) Enriquez, J. Emilio et al., « Breakthrough Listen Follow-up of the Reported Transient Signal Observed at the Arecibo Telescope in the Direction of Ross 128 » [Portable Document Format], Université de Californie à Berkeley, (consulté le )

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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