Une étude sur la composition e HR 8799 b, c et d

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Une étude sur la composition e HR 8799 b, c et d

Message par Stalker le Mer 12 Mai - 9:47

L'étoile HR 8799 est la première étoile autour de laquelle plusieurs planètes ont été photographièes, mais ce n'est pas un système comme les autres.

Les trois planètes (b c et d) sont 5 à 13 fois plus massives que Jupiter. On pense que ce type de planète ne peut pas se former par l'accrétion de planétésimaux dans un disque protoplanètaire, mais plutôt par l'effondrement d'instabilités gravitationnelles d'une partie d'un disque protoplanétaire très massif, un scénario à mi chemin entre la formation des planètes classiques et celui des étoiles.

Lorsque ces planètes très massives se forment, le disque protoplanétaire se compose essentiellement de gaz (hydrogène et hélium), la protoplanète formée par instabilité est également constituée en grande majorité de gaze légers. Sa composition finale dépend du nombre de planétésimaux qu'elle peut absorber pendant une phase pre-collapse, une phase ou l'objet est peu dense, étendu et froid. Cette phase est d'autant plus courte que la planète est massive.Dans les planètes "normales", la présence d'éléments plus lourds que l'hélium n'est pas négligeable, car c'est à partir de planétésimaux que la planète commence sa formation, ce n'est pas le cas pour ces planètes très massives.

D'après cette étude, les planètes en orbite autour de HR8799 serais très pauvres en éléments lourds, ils auraient une composition semblable à celle des étoiles.

Metallicity of the massive protoplanets around HR 8799 If formed by gravitational instability

The final composition of giant planets formed as a result of gravitational instability in the disk gas depends on their ability to, capture solid material (planetesimals) during their ‘pre-collapse’ stage, when they are extended and cold, and contracting quasi-statically. The duration of the pre-collapse stage is inversely proportional roughly to the square of the planetary mass, so massive protoplanets have shorter pre-collapse timescales and therefore limited opportunity for planetesimal capture. The available accretion time for protoplanets with masses of 3, 5, 7, and 10 Jupiter masses is found to be 7,02×10^4, 2,62×10^4, 1,17×10^4 and 5,67×10^3 years, respectively. The total mass that can be captured by the protoplanets depends on the planetary mass, planetesimal size, the radial distance of the protoplanet from the parent star, and the local solid surface density. We consider three radial distances, 24, 38, and 68 AU, similar to the radial distances of the planets in the system HR 8799, and estimate the mass of heavy elements that can be accreted. We find that for the planetary masses usually adopted for the HR 8799 system, the amount of heavy elements accreted by the planets is small, leaving them with nearly stellar compositions.

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