HD 4113 est un système quadruple constitué de deux étoiles, une planète et une naine brune, ces deux dernières étant en orbite autour de l'étoile principale[3]. Ce système est à environ 41,9 pc (~137 al) du Soleil.
Sa découverte est annoncée en 2007 par O. Tamuz et ses collaborateurs[13]. HD 4113 Ab a été détectée par la méthode des vitesses radiales grâce aux données du spectrographeCORALIE, installé sur le télescope suisse de 1,2 mètre Leonhard-Euler, obtenues dans le cadre d'un relevé de recherche de planètes d'un échantillon bien défini d'étoile de type solaire[14],[3]. Il s'agit du second objet découvert dans le système après son étoile hôte. Cette planète avait en conséquence reçu à l'origine la désignation simple HD 4113 b, mais la forme HD 4113 Ab est à privilégier notamment depuis la découverte de l'étoile compagne HD 4113 B.
Une explication commune d'une excentricité aussi grande est le mécanisme de Lidov-Kozai, ce qui nécessite un compagnon sur une orbite plus large. Ce compagnon sera confirmé par la suite : il s'agit de la naine brune HD 4113 C[3].
La planète HD 4113 Ab a une grande excentricité, dont l'explication suggérée dès sa découverte est le mécanisme de Lidov-Kozai, ce qui implique un compagnon sur une orbite plus large. Par ailleurs, les mesures de vitesse radiale de HD 4113 Aa montraient une dérive en plus des variations dues à la planète, signe supplémentaire de l'existence probable d'un compagnon externe. Plusieurs campagnes d'observations furent alors organisées afin d'imager ce compagnon, tout d'abord avec l'instrument NACO au VLT en utilisant l'imagerie différentielle spectrale en bande H en 2006 et 2007[17], la coronographie en 2008 et l'imagerie différentielle angulaire non coronographique en 2013[18]. Ces observations exclurent la présence de compagnons stellaires entre 0,2 et 2,5 secondes d'arc, c'est-à-dire entre 8 et 100 unités astronomiques, ce qui suggéra que ce compagnon externe était une naine brune[3].
En 2014, l'étoile compagnon HD 4113 B est découverte mais sa faible masse et son extrêmement longue période ne peuvent pas expliquer la dérive en vitesse radiale. Les auteurs de la découverte de HD 4113 B ont aussi pu exclure la présence de tout compagnon stellaire supplémentaire entre 190 et 6500 unités astronomiques[3].
En , Anthony Cheetham et ses collaborateurs annoncent avoir pu imager directement cet objet grâce à l'instrument SPHERE du VLT et confirmer sa nature de naine brune[3].
HD 4113 D ?
Certains résultats obtenus par Anthony Cheetham et ses collaborateurs à propos de HD 4113 C semblant en contradiction, ils évoquent la possibilité de l'existence d'un objet supplémentaire baptisé HD 4113 D[3].
↑ abcd et e(en) Feng, Fabo, Butler, R. Paul, Vogt, Steven S., Clement, Matthew S., Tinney, C. G., Cui, Kaiming, Aizawa, Masataka, Jones, Hugh R. A., Bailey, J., Burt, Jennifer, Carter, B. D., Crane, Jeffrey D., Flammini Dotti, Francesco, Holden, Bradford, Ma, Bo, Ogihara, Masahiro, Oppenheimer, Rebecca, O'Toole, S. J., Shectman, Stephen A., Wittenmyer, Robert A., Wang, Sharon X., Wright, D. J. et Xuan, Yifan, « 3-D selection of 167 sub-stellar companions to nearby stars », The Astrophysical Journal Supplement series, AAS, vol. 262, no 1, et (ISSN0067-0049 et 1538-4365, DOI10.3847/1538-4365/AC7E57, arXiv2208.12720, lire en ligne).
Les co-auteurs de l'article sont, outre Anthony Cheetham, Damien Ségransan, Sébastien Peretti, Jean-Baptiste Delisle, Janis Hagelberg, Jean-Luc Beuzit, Thierry Forveille, Maxime Marmier, Stéphane Udry et François Wildi.
[Hagelberg 2014] (en) Janis Hagelberg (Thèse de doctorat, Université de Genève), Probing the giant exoplanet and brown dwarf distribution on wide orbits with combined direct imaging and radial velocity, (DOI10.13097/archive-ouverte/unige:48240, lire en ligne).
[Montagnier 2008] Guillaume Montagnier (Thèse de doctorat, Université Joseph-Fourier (Grenoble)), Recherche de compagnons de faible masse par Optique Adaptative, (lire en ligne).
