Mu de l'Autel • Cervantes
| Ascension droite | 17h 44m 08,7s |
|---|---|
| Déclinaison | −51° 50′ 03″ |
| Constellation | Autel |
| Magnitude apparente | +5,12 |
Localisation dans la constellation :Autel   | |
| Type spectral | G3IV–V |
|---|---|
| Indice U-B | 0,24 |
| Indice B-V | 0,7 |
| Indice R-I | 0,2 |
| Vitesse radiale | −9,0 km/s |
|---|---|
| Mouvement propre | μα = −15,06 mas/a μδ = −191,17 mas/a |
| Parallaxe | 64,47 ± 0,31 mas |
| Distance | 50,6 ± 0,2 al (15,51 ± 0,07 pc) |
| Magnitude absolue | +4,28 |
| Masse | 1,10 ± 0,01 M☉ |
|---|---|
| Rayon | 1,36 ± 0,01 R☉ |
| Luminosité | 1,90 ± 0,10 L☉ |
| Température | 5 820 ± 40 K |
| Métallicité | 200 ± 5 % |
| Rotation | 31 d |
| Âge | 6,34 ± 0,40 Ga |
| Planètes | 4 :b,c,d ete |
|---|
Désignations
Mu Arae ouHD 160691, aussi nomméeCervantes depuis, est une étoile jaune detype spectral G3IV–V, semblable auSoleil quoique deux fois plus lumineuse, située à environ 51 années-lumière(15,5 pc) duSystème solaire, dans laconstellation de l'Autel. Cetteétoile demagnitude visuelle +5,12 possède unsystème planétaire constitué de quatreexoplanètes détectées à ce jour, dont la plus proche de l'étoile a été la première de typeNeptune chaud à avoir été découverte.
Mu Arae serait 1,1 fois plus massive, 1,4 fois plus large et 1,9 fois plus lumineuse que le Soleil[2]. Des valeurs plus anciennes donnaient son rayon 31,5 % plus grand et sa luminosité 75 % plus élevée par rapport au Soleil[3].
Samétallicité serait également double de celle du Soleil, tandis que sa température de surface de5 800 K est semblable à celle de notre étoile[4].
Basé sur son activité, l'âge de Mu Arae est estimé à 6,4 milliards d'années, 4,4 milliards d'années ou 1,4 milliard d'années selon les modèles théoriques utilisés[5].
Mu Arae a untype spectral G3IV-V, proche du soleil (G2V), l'incertitude venant de son âge et de savoir si elle commence sa transformation engéante rouge si elle manque d'hydrogène (IV étant unesous-géante, V laséquence principale).
À la fin de l'an2000, une exoplanète a été découverte par laméthode des vitesses radiales par la même équipe et en même temps que l'exoplanèteEpsilon Reticuli b[6]. AppeléeMu Arae b, elle est caractérisée par uneexcentricité orbitale élevée, une masse d'au moins 1,7 MJ et une période orbitale 643,25 jours[2].
Au début 2004, est découverte une deuxième planète,Mu Arae c, qui est annoncée comme ayant une masse comparable à celle deNeptune : c'est la première planète connue faisant partie de la classe desNeptune chauds. Ces mesures ont été faites à l'aide duHigh Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS). D'autres observations indiquaient la présence d'un autre corps céleste dans ce système planétaire, corps maintenant connu comme étant l'exoplanèteMu Arae e.
En 2006, la découverte d'une troisième planète,Mu Arae d, ainsi que celle d'une meilleure caractérisation de la quatrième,Mu Arae e, fondée sur un nouveau modèle de système planétaire, avec des orbites moins excentriques que pensé précédemment, a été annoncée par deux équipes de chercheurs, chacune dirigée parKrzysztof Goździewski etFrancesco Pepe[7],[8].
Mu Arae est le deuxième système connu ayant au moins quatre planètes, après55 Cancri.
Quatre planètes y ont été découvertes, la plus intérieure du système étant une planète de la masse d'Uranus,Mu Arae c, située à 0,1 UA de l'étoile et une orbite de 9,6 jours ; ce pourrait être uneplanète tellurique géante(« super-Terre ») ou uneplanète chtonienne, c'est-à-dire lenoyau d'unegéante gazeuse dont les couches extérieures auraient été vaporisées par levent stellaire[9] :
| Planète | Masse (MJ) | Demi-grand axe (UA) | Période orbitale (d) | Excentricité |
|---|---|---|---|---|
| µ Ara c | ≥ 0,03321 | 0,09094 | 9,6386 ± 0,0015 | 0,172 ± 0,04 |
| µ Ara d | ≥ 0,5219 | 0,921 | 310,55 ± 0,83 | 0,0666 ± 0,0122 |
| µ Ara b | ≥ 1,676 | 1,497 | 643,25 ± 0,90 | 0,128 ± 0,017 |
| µ Ara e | ≥ 1,814 | 5,235 | 4 205,8 ± 758,9 | 0,0985 ± 0,0627 |
| Système planétaire deMu Arae[8]. | ||||
Les exoplanètesMu Arae e etMu Arae b sont enrésonance orbitale 2:1 avec de fortes interactions qui rendent le système instable et serait détruit après 78 millions d'années (ce qui est beaucoup plus court que l'âge estimé du système). Une solution plus stable dans laquelle deux planètes sont en fait en résonance (commeGliese 876) donne une espérance de vie à peine plus longue.
Bien que des signes d'undisque protoplanétaire aient été recherchés, aucuneceinture de Kuiper n'a été détectée[10].
La géante gazeuse « b » est située dans lazone habitable deMu Arae et de grandeslunes éventuelles autour de « b » pourraient posséder de l'eau liquide. Des lunes aussi grosses sont cependant problématiques dans les modèles de formation[11]. De plus les lunes ne recevraient pas assez d'ultraviolet pour entraîner la formation debiomolécules[12].
Les hypothétiques lunes de "e" recevraient de bonnes doses d'ultraviolet mais seraient bien trop chaudes pour abriter de l'eau liquide, à part si elles ont une épaisse couche nuageuse les protégeant en partie de la chaleur (albédo élevé).
Quant à la planète "d", comme elle reçoit des émissions ultraviolettes comparables à celles que reçoit la Terre, elle se trouve donc dans lazone habitable par rapport aux ultraviolets. Par contre, la température y est trop élevée pour qu'une quelconque lune hypothétique ne comporte d'eau sous forme liquide.
L'ordre des noms (b à e) n'est pas encore validé par l'Union astronomique internationale et les désignations diffèrent dans les publications, selon qu'elles proviennent de l'équipe de Goździewski[7] ou Pepe[8].L'Extrasolar Planets Encyclopaedia ainsi que des publications subséquentes ont adopté le système de Pepe[13],[14].
| Constellation | Autel |
|---|---|
| Étoile | Mu Arae (Cervantes) |
| Exoplanètes | |
Étoiles de la constellation de l'Autel | |
|---|---|
| Bayer | |
| Variables | |
| HR | |
| HD | |
| Autres | |
