HR 8799 - HR 8799

HR  8799

HR 8799 (uprostřed) s HR 8799 e (vpravo), HR 8799 d (vpravo dole), HR 8799 c (vpravo nahoře), HR 8799 b (vlevo nahoře) z observatoře WM Keck
Data pozorování Epocha J2000.0       Equinox J2000.0
Souhvězdí	Pegasus
Pravý vzestup	23 h 07 m 28,7 157 s
Deklinace	+21 ° 08 ′ 03,311 ″
Zdánlivá velikost  (V)	5,964
Charakteristika
Spektrální typ	kA5 hF0 mA5 V; λ Boo
Barevný index U -B	-0,04
Index barev B - V	0,234
Variabilní typ	Proměnná gama Doradus
Astrometrie
Radiální rychlost (R v )	−11,5 ± 2  km/s
Správný pohyb (μ)	RA: 108,284 ± 0,056  mas / rok Prosinec: −50,040 ± 0,059  mas / rok
Paralaxa (π)	24,4620 ± 0,0455  mas
Vzdálenost	133,3 ± 0,2  ly (40,88 ± 0,08  ks )
Absolutní velikost  (M V )	2,98 ± 0,08
Podrobnosti
Hmotnost	1,47 ± 0,30  M ☉
Poloměr	1,34 ± 0,05  R ☉
Svítivost (bolometrická)	4,92 ± 0,41  L ☉
Povrchová gravitace (log  g )	4,35 ± 0,05  cgs
Teplota	7430 ± 75  K.
Metallicity [Fe/H]	−0,52 ± 0,08  dex
Rychlost otáčení ( v  sin  i )	37,5 ± 2  km/s
Stáří	30+20 −10 milión let
Jiná označení
V342 Pegasi , BD +20 5278, FK5  3850, GC  32209, HD  218396, HIP  114189, PPM  115157, SAO  91022, TYC  1718-2350-1.
Odkazy na databázi
SIMBAD	data
Archiv Exoplanety	data
Encyklopedie extrasolárních planet	data

HR 8799 je zhruba 30 milionů let stará hlavním sledu hvězdy se nachází 133,3 světelných let (40.9 parsecs ) pryč od Země v souhvězdí of Pegasus . Má zhruba 1,5násobek hmotnosti Slunce a 4,9násobek své svítivosti. Je součástí systému, který také obsahuje disk s troskami a nejméně čtyři masivní planety . Tyto planety byly spolu s Fomalhautem b první exoplanety, jejichž orbitální pohyb byl potvrzen přímým zobrazováním . Hvězda je proměnnou Gamma Doradus : její svítivost se mění v důsledku neradiálních pulzací jejího povrchu. Hvězda je také klasifikována jako hvězda Lambda Boötis , což znamená, že její povrchové vrstvy jsou vyčerpány prvky železného vrcholu . Je to jediná známá hvězda, která je současně proměnnou Gamma Doradus, typem Lambda Boötis a hvězdou podobnou Vega (hvězda s přebytečnou infračervenou emisí způsobenou cirkumstelárním kotoučem ).

Umístění

HR 8799 je hvězda, která je viditelná pouhým okem. Má velikost 5,96 a nachází se na západním okraji velkého náměstí Pegasus téměř přesně v polovině cesty mezi Scheatem a Markabem . Název hvězdy HR 8799 je číslo jejího řádku v (revidované verzi katalogu Bright Star Henryho Drappera ) .

Umístění HR 8799

Hvězdné vlastnosti

Hvězda HR 8799 je členem třídy Lambda Boötis ( λ  Boo), skupiny zvláštních hvězd s neobvyklým nedostatkem „kovů“ (prvky těžší než vodík a helium) v jejich horní atmosféře. Kvůli tomuto zvláštnímu statusu mají hvězdy jako HR 8799 velmi složitý spektrální typ. Profil svítivost z linek balmer ve spektru hvězdy, stejně jako hvězdy efektivní teplotu , nejlépe odpovídají typické vlastnosti s F0 V hvězdy . Avšak síla vápenatého  II K absorpční linky a ostatní kovové linky jsou podobná těm z A5 V hvězdy . Spektrální typ hvězdy je proto zapsán jako kA5 hF0 mA5 V; λ Boo .

Stanovení věku této hvězdy ukazuje určité variace na základě použité metody. Statisticky u hvězd hostujících disk s troskami naznačuje svítivost této hvězdy věk kolem 20–150 milionů let. Srovnání s hvězdami, které mají podobný pohyb v prostoru, dává věk v rozmezí 30–160 milionů let. Vzhledem k poloze hvězdy na Hertzsprung – Russellově diagramu svítivosti versus teplota má odhadovaný věk v rozmezí 30–1 128 milionů let. λ  Hvězdy Boötise jsou obecně mladé, průměrný věk je miliarda let. Přesněji, asteroseismologie také navrhuje věk přibližně miliardy let. To je však sporné, protože by to způsobilo, že by se planety staly hnědými trpaslíky, aby se vešly do chladicích modelů. Hnědí trpaslíci by v takové konfiguraci nebyli stabilní. Nejlepší přípustná hodnota pro věku HR 8799 je 30 milionů let, v souladu s tím, že je členem Columba sdružení společně se pohybující skupiny hvězd .

Dřívější analýza spektra hvězdy ukazuje, že ve srovnání se Sluncem má mírný nadbytek uhlíku a kyslíku (přibližně o 30%, respektive o 10%). Zatímco některé hvězdy Lambda Boötis mají množství síry podobné Slunci, u HR 8799 tomu tak není; hojnost síry je jen kolem 35% sluneční úrovně. Hvězda je také chudá na prvky těžší než sodík : například množství železa je pouze 28% množství solárního železa. Asteroseismická pozorování jiných pulzujících hvězd Lambda Boötis naznačují, že zvláštní vzory hojnosti těchto hvězd jsou omezeny pouze na povrch: objemové složení je pravděpodobně normálnější. To může znamenat, že pozorované množství prvků je výsledkem narůstání plynu chudého na kovy z prostředí kolem hvězdy.

V roce 2020 spektrální analýza využívající více zdrojů dat odhalila nekonzistenci v předchozích datech a dospěla k závěru, že počet uhlíků a kyslíku v hvězdách je stejný nebo mírně vyšší než sluneční. Množství železa bylo aktualizováno na 30⁺⁶
₋₅% sluneční hodnoty.

Astroseismická analýza pomocí spektroskopických dat ukazuje, že rotační sklon hvězdy je omezen na 40 ° nebo větší. To kontrastuje s orbitálními sklony planet, které jsou zhruba ve stejné rovině pod úhlem asi 20 ° ± 10 ° . Mezi rotací hvězdy a oběžnými dráhami jejích planet tedy může dojít k nevysvětlitelné nesouososti. Pozorování této hvězdy pomocí rentgenové observatoře Chandra naznačuje, že má slabou úroveň magnetické aktivity , ale rentgenová aktivita je mnohem vyšší než u hvězdy typu A, jako je Altair . To naznačuje, že vnitřní struktura hvězdy se více podobá struktuře hvězdy F0. Teplota hvězdné koróny je asi 3,0 milionu  K .

Planetární systém

Dne 13. listopadu 2008 Christian Marois z Národní rady pro výzkum kanadského Herzbergova institutu astrofyziky a jeho tým oznámili, že přímo pozorovali tři planety obíhající kolem hvězdy pomocí teleskopů Keck a Gemini na Havaji , v obou případech využívajících adaptivní optiku k pozorování v infračervené . Precovery pozorování vnějších 3 planet byl později nalezen v infračervených obrazů získaných v roce 1998 Hubblova kosmického dalekohledu je NICMOS nástroje, poté, co byl aplikován nově vyvinutý zpracování obrazu technikou. Další pozorování v letech 2009–2010 odhalila čtvrtou obří planetu obíhající uvnitř prvních tří planet při předpokládané separaci jen necelých 15  AU , což bylo potvrzeno více studiemi.

Vnější planeta obíhá uvnitř prašného disku jako sluneční Kuiperův pás . Je to jeden z nejhmotnějších disků známých kolem jakékoli hvězdy do 300 světelných let od Země a ve vnitřním systému je místo pro pozemské planety . Hned uvnitř oběžné dráhy nejvnitřnější planety je další disk s troskami.

Poloměry oběžných drah planet  e , d , c a b jsou 2–3krát větší než oběžné dráhy Jupiteru , Saturnu , Uranu a Neptunu . Vzhledem k inverznímu čtvercovému zákonu vztahujícímu se k intenzitě záření na vzdálenost od zdroje jsou srovnatelné intenzity záření přítomny ve vzdálenostech √ 4,9 ≈ 2,2krát dále od HR 8799 než od Slunce, přičemž výsledkem je, že odpovídající planety v solárních a HR 8799 systémech přijímají podobné množství hvězdného záření.

Tyto objekty se blíží hornímu hmotnostnímu limitu pro klasifikaci jako planety; pokud by překročili 13  hmotností Jupitera , byli by schopni fúze deuteria ve svém nitru a kvalifikovali by se tak jako hnědí trpaslíci podle definice těchto termínů používané Pracovní skupinou IAU pro extrasolární planety. Pokud jsou odhady hmotnosti správné, je systém HR 8799 prvním extrasolárním systémem s více planetami, který lze přímo zobrazit. Orbitální pohyb planet probíhá proti směru hodinových ručiček a byl potvrzen několika pozorováními z roku 1998. Systém bude pravděpodobně stabilnější, pokud budou planety e, d a c v rezonanci 4: 2: 1, což by znamenalo, že oběžná dráha planety d má excentricitu přesahující 0,04, aby odpovídala pozorovacím omezením. Planetární systémy s nejvhodnějších hmot z evolučních modelů by být stabilní v případě, že vnější tři planety jsou v poměru 1: 2: 4  okružní resonance (podobný Laplaceova rezonance mezi vnitřními třemi Jupiterových Galileových : Io , Europa a Ganymede jakož jako tři planety v systému Gliese 876 ). Je však sporné, zda planeta b rezonuje s ostatními 3 planetami. Podle dynamických simulací může být planetární systém HR 8799 dokonce extrasolární systém s vícenásobnou rezonancí 1: 2: 4: 8. 4 mladé planety stále žhnou červeně od žáru jejich formování a jsou větší než Jupiter a časem se ochladí a zmenší na velikosti 0,8–1,0 poloměrů Jupiteru.

Širokopásmová fotometrie planet b, c a d ukázala, že v jejich atmosférách může být značná oblaka, zatímco infračervená spektroskopie planet b a c ukazuje na nerovnovážný CO / CH
4chemie. Pozorování v blízké infračervené oblasti s integrovaným spektrografem projektu 1640 na observatoři Palomar ukázalo, že složení mezi čtyřmi planetami se výrazně liší. To je překvapení, protože planety pravděpodobně vznikly stejným způsobem ze stejného disku a mají podobné svítivosti.

Spektra planet

Spektrum je spektrum obří exoplanety, obíhající kolem jasné a velmi mladé hvězdy HR 8799, vzdálené asi 130 světelných let. Toto spektrum hvězdy a planeta byla získána pomocí adaptivní optiky NACO na ESO ‚s Very Large Telescope .

Řada studií použila spektra planet HR 8799 k určení jejich chemického složení a omezení scénářů jejich vzniku. První spektroskopická studie planety b (prováděna na blízkých infračervených vlnových délkách) detekovala silnou absorpci vody, což naznačuje atmosféru bohatou na vodík. Byla také detekována slabá absorpce metanu a oxidu uhelnatého v atmosféře této planety, což naznačuje účinné vertikální míchání atmosféry a nerovnováhu CO / CH
4poměr ve fotosféře. Ve srovnání s modely planetárních atmosfér je tomuto prvnímu spektru planety b nejlépe odpovídat model zvýšené metallicity (asi 10krát větší než metallicity Slunce), což může podpořit představu, že se tato planeta vytvořila prostřednictvím narůstání jádra.

První simultánní spektra všech čtyř známých planet v systému HR 8799 byla získána v roce 2012 pomocí přístroje Project 1640 na observatoři Palomar. Spektra blízkého infračerveného záření z tohoto přístroje potvrdila červené barvy všech čtyř planet a nejlépe se shodují s modely planetárních atmosfér, které zahrnují mraky. Ačkoli tato spektra přímo neodpovídají žádným známým astrofyzikálním objektům, některá spektra planet vykazují podobnosti s hnědými trpaslíky typu L a T a nočním spektrem Saturnu. Důsledky současných spekter všech čtyř planet získaných Projektem 1640 jsou shrnuty následovně: Planeta b obsahuje amoniak a/nebo acetylen a také oxid uhličitý, ale má málo metanu; planeta c obsahuje amoniak, možná nějaký acetylen, ale ani oxid uhličitý, ani značný metan; planeta d obsahuje acetylen, metan a oxid uhličitý, ale amoniak není definitivně detekován; planeta e obsahuje metan a acetylen, ale žádný amoniak ani oxid uhličitý. Spektrum planety e je podobné zčervenalému spektru Saturnu.

Blízká infračervená spektroskopie se středním rozlišením, získaná Keckovým dalekohledem, definitivně detekovala linie oxidu uhelnatého a vody v atmosféře planety c. Poměr uhlíku k kyslíku, který je považován za dobrý indikátor historie vzniku obřích planet, byl u planety c naměřen o něco větší než u hostitelské hvězdy HR 8799. Vylepšený poměr uhlíku k kyslíku a vyčerpané hladiny uhlíku a kyslíku na planetě c upřednostňují historii, ve které se planeta formovala prostřednictvím jádrové akrece. Je však důležité poznamenat, že závěry o historii vzniku planety založené pouze na jejím složení mohou být nepřesné, pokud planeta prošla významnou migrací, chemickou evolucí nebo hloubením jádra. Později, v listopadu 2018, vědci potvrdili existenci vody a nepřítomnost metanu v atmosféře HR 8799 c pomocí spektroskopie s vysokým rozlišením a adaptivní optiky s blízkým infračerveným zářením ( NIRSPAO ) na Keckově observatoři.

Červené barvy planet lze vysvětlit přítomností atmosférických mraků železa a křemičitanu, zatímco jejich nízké povrchové gravitace mohou vysvětlovat silné nerovnovážné koncentrace oxidu uhelnatého a nedostatek silné absorpce metanu.

Disk na nečistoty

Spitzerův infračervený snímek disku s troskami HR 8799, leden 2009. Malá tečka uprostřed má velikost oběžné dráhy Pluta.

V lednu 2009 získal Spitzerův vesmírný dalekohled snímky disku s odpadky kolem HR 8799. Byly rozlišeny tři součásti disku s odpadky:

1. Teplý prach ( T ≈ 150 K) obíhající uvnitř nejvnitřnější planety (e). Vnitřní a vnější hrany tohoto pásu jsou blízké rezonancím 4: 1 a 2: 1 s planetou.
2. Široká zóna studeného prachu ( T ≈ 45 K) s ostrým vnitřním okrajem obíhajícím těsně mimo nejvzdálenější planetu (b). Vnitřní okraj tohoto pásu je přibližně v rezonanci 3: 2 s uvedenou planetou, podobně jako Neptun a Kuiperův pás .
3. Dramatické halo malých zrn pocházejících ze složky studeného prachu.

Svatozář je neobvyklá a znamená vysokou úroveň dynamické aktivity, která je pravděpodobně způsobena gravitačním mícháním masivních planet. Tým Spitzer říká, že ke srážkám pravděpodobně dochází mezi těly podobnými těm v Kuiperově pásu a že tři velké planety se ještě nemusely usadit na své konečné, stabilní oběžné dráze.

Na fotografii jasné, žluto-bílé části oblaku prachu pocházejí z vnějšího studeného disku. Obrovský rozšířený prachový halo, viděný v oranžovo-červené barvě, má průměr ≈ 2 000  AU . Průměr oběžné dráhy Pluta (≈ 80  AU ) je zobrazen jako referenční bod ve středu.

Tento disk je tak silný, že ohrožuje stabilitu mladého systému.

Vortex Coronagraph: Testbed pro vysoce kontrastní zobrazovací technologii

Přímý obraz exoplanet kolem hvězdy HR 8799 pomocí vírového koronografu na 1,5 m části Haleova teleskopu

Až do roku 2010 mohly teleskopy přímo zobrazovat exoplanety pouze za výjimečných okolností. Konkrétně je snazší získat snímky, když je planeta obzvláště velká (podstatně větší než Jupiter ), široce oddělená od mateřské hvězdy a horká, takže vyzařuje intenzivní infračervené záření. V roce 2010 však tým z NASA Jet Propulsion Laboratory prokázal, že vírový koronograf by mohl malým dalekohledům umožnit přímý obraz planet. Udělali to zobrazením dříve zobrazených planet HR 8799 pomocí pouze 1,5 m části Haleova teleskopu .

Obrázky NICMOS

V roce 2009 byl zpracován starý snímek NICMOS, aby ukázal předpovídanou exoplanetu kolem HR 8799. V roce 2011 byly na obrázku NICMOS pořízeném v roce 1998 vykresleny pomocí pokročilého zpracování dat tři další exoplanety . Tento obrázek umožňuje lépe charakterizovat oběžné dráhy planet, protože obíhání jejich hostitelské hvězdy trvá mnoho desetiletí.

Vyhledejte rádiové emise

Od roku 2010 astronomové hledali rádiové emise z exoplanet obíhajících kolem HR 8799 pomocí radioteleskopu na observatoři Arecibo . Navzdory velkým hmotám, teplým teplotám a světelným vlastnostem podobným hnědým trpaslíkům nedokázali detekovat žádné emise na 5 GHz až do prahu detekce hustoty toku 1,0  mJy .

Viz také

• Seznam exoplanet
• Přímé zobrazování extrasolárních planet

Poznámky

Reference

externí odkazy

Média související s HR 8799 na Wikimedia Commons

Souřadnice : 23 ^h 07 ^m 28,7150 ^s , +21 ° 08 ′ 03,302 ″