HR 8799 - HR 8799

HR  8799
HR 8799 на орбите Exoplanets.gif
HR 8799 (в центре) с HR 8799 e (справа), HR 8799 d (внизу справа), HR 8799 c (вверху справа), HR 8799 b (вверху слева) из обсерватории WM Keck.
Данные наблюдений Epoch J2000.0       Equinox J2000.0
Созвездие Пегас
Прямое восхождение 23 ч 07 м 28.7157 с
Склонение + 21 ° 08 ′ 03.311 ″
Видимая звездная величина  (V) 5,964
Характеристики
Спектральный тип kA5 hF0 мА5 В; λ Boo
Индекс цвета U − B -0,04
Индекс цвета B − V 0,234
Тип переменной Переменная Гамма Дорадус
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) −11,5 ± 2  км / с
Собственное движение (μ) РА: 108.284 ± 0,056  мас / год
Dec .: -50.040 ± 0,059  мас / год
Параллакс (π) 24.4620 ± 0,0455  мас
Расстояние 133,3 ± 0,2  LY
(40,88 ± 0,08  шт )
Абсолютная звездная величина  (M V ) 2,98 ± 0,08
Подробности
Масса 1,47 ± 0,30  М
Радиус 1,34 ± 0,05  R
Светимость (болометрическая) 4,92 ± 0,41  л
Поверхностная сила тяжести (log  g ) 4,35 ± 0,05  сГс
Температура 7430 ± 75  К
Металличность [Fe / H] −0,52 ± 0,08  dex
Скорость вращения ( v  sin  i ) 37,5 ± 2  км / с
Возраст 30+20
−10
 миллион лет
Прочие обозначения
V342 Pegasi , BD +20 5278, FK5  3850, GC  32209, HD  218396, HIP  114189, PPM  115157, SAO  91022, TYC  1718-2350-1.
Ссылки на базы данных
SIMBAD данные
Архив экзопланет данные

Энциклопедия внесолнечных планет
данные

HR 8799 является примерно 30 миллионов лет главной последовательности звезда находится 133,3 световых лет (40,9 парсек ) от Земли в созвездии от Пегаса . Его масса примерно в 1,5 раза больше массы Солнца и в 4,9 раза больше светимости. Это часть системы, которая также содержит диск из обломков и по крайней мере четыре массивные планеты . Эти планеты, наряду с Фомальгаутом b , были первыми экзопланетами , орбитальное движение которых было подтверждено прямым снимком . Звезда является переменной гамма-дорадуса : ее светимость изменяется из-за нерадиальных пульсаций ее поверхности. Звезда также классифицируется как звезда Lambda Boötis , что означает, что ее поверхностные слои обеднены пиковыми элементами железа . Это единственная известная звезда, которая одновременно является переменной гамма-Дорадуса, типом лямбда-Бётиса и звездой, подобной Веге (звезда с избыточным инфракрасным излучением, вызванным околозвездным диском ).

Место нахождения

HR 8799 - это звезда, видимая невооруженным глазом. Он имеет величину 5,96 и расположен внутри западного края большой площади Пегаса, почти точно на полпути между Шеатом и Маркабом . Имя звезды HR 8799 - это номер строки в (пересмотренной версии Генри Драппера ) Каталоге ярких звезд .

Расположение HR 8799

Звездные свойства

Звезда HR 8799 является членом класса Лямбда Боэтиса ( λ  Boo), группы пекулярных звезд с необычным недостатком «металлов» (элементов тяжелее водорода и гелия) в верхних слоях атмосферы. Из-за этого особого статуса звезды, подобные HR 8799, имеют очень сложный спектральный класс. Профиль светимости бальмеровских линий в спектре звезды, а также звезды эффективной температура , лучше всего соответствует типичным свойствам F0 V звезды . Тем не менее, сила кальция  II K линии поглощения и другие металлические линии больше похожи на те , из А5 V звезды . Поэтому спектральный класс звезды записывается как kA5 hF0 mA5 V; λ Бу .

Определение возраста этой звезды показывает некоторые вариации в зависимости от используемого метода. По статистике, для звезд, содержащих диск обломков, светимость этой звезды предполагает возраст примерно 20–150 миллионов лет. Сравнение со звездами, движущимися в космосе, дает возраст в диапазоне 30–160 миллионов лет. Учитывая положение звезды на диаграмме зависимости светимости от температуры Герцшпрунга – Рассела , ее предполагаемый возраст находится в диапазоне 30–1,128 миллионов лет.  Такие звезды λ Boötis обычно молодые, их средний возраст составляет миллиард лет. Точнее, астросейсмология также предполагает возраст примерно в миллиард лет. Однако это оспаривается, потому что из-за этого планеты станут коричневыми карликами, чтобы вписаться в модели остывания. Коричневые карлики не были бы стабильными в такой конфигурации. Лучшее принятое значение для возраста HR 8799 составляет 30 миллионов лет, что соответствует членству в группе сопутствующих звезд ассоциации Columba .

Более ранний анализ спектра звезды показывает, что она имеет небольшой избыток углерода и кислорода по сравнению с Солнцем (примерно на 30% и 10% соответственно). Хотя некоторые звезды Lambda Boötis имеют содержание серы, аналогичное содержанию серы на Солнце, для HR 8799 это не так; Содержание серы составляет всего около 35% от солнечного уровня. Звезда также бедна элементами тяжелее натрия : например, содержание железа составляет всего 28% от содержания солнечного железа. Астросейсмические наблюдения за другими пульсирующими звездами лямбда-бётиса показывают, что пекулярные паттерны содержания этих звезд ограничены только поверхностью: основной состав, вероятно, более нормален. Это может указывать на то, что наблюдаемые содержания элементов являются результатом аккреции бедного металлами газа из окружающей среды вокруг звезды.

В 2020 году спектральный анализ с использованием нескольких источников данных обнаружил несоответствие в предыдущих данных и пришел к выводу, что содержание углерода и кислорода в звездах такое же или немного выше, чем в солнечном. Количество железа обновлено до 30+6
−5
% солнечной стоимости.

Астросейсмический анализ с использованием спектроскопических данных показывает, что угол наклона звезды должен быть больше или приблизительно равен 40 °. Это контрастирует с наклонами орбит планет, которые находятся примерно в одной плоскости под углом около 20 ° ± 10 ° . Следовательно, может быть необъяснимое несоответствие между вращением звезды и орбитами ее планет. Наблюдение за этой звездой с помощью рентгеновской обсерватории Чандра показывает, что у нее слабый уровень магнитной активности , но рентгеновская активность намного выше, чем у звезды типа А, такой как Альтаир . Это говорит о том, что внутренняя структура звезды больше напоминает структуру звезды F0. Температура звездной короны составляет около 3,0 млн  K .

Планетная система

Планетарная система HR 8799
Товарищ
(по порядку от звезды)
Масса Большая полуось
( AU )
Период обращения
( лет )
Эксцентриситет Наклон Радиус
е 7,4 ± 0,6  М J 16,25 ± 0,04 ~ 45 0,1445 ± 0,0013 25 ± 8 ° 1.17+0,13
-0,11
 R J
d 9,1 ± 0,2  М J 26,67 ± 0,08 ~ 100 0,1134 ± 0,0011 28 ° 1.2+0,1
−0
 R J
c 7,8 ± 0,5  М J 41,39 ± 0,11 ~ 190 0,0519 ± 0,0022 28 ° 1.2+0,1
−0
 R J
б 5,7 ± 0,4  М J 71,6 ± 0,2 ~ 460 0,016 ± 0,001 28 ° 1.2+0,1
-0,1
 R J
Пылевой диск 135–360 AU - -

13 ноября 2008 года Кристиан Маруа из Национального исследовательского совета Канадского института астрофизики Герцберга и его команда объявили, что они непосредственно наблюдали три планеты, вращающиеся вокруг звезды, с помощью телескопов Кека и Близнецов на Гавайях , в обоих случаях с использованием адаптивной оптики для проведения наблюдений в космосе. инфракрасное излучение . Наблюдения до открытия наблюдения внешних планет 3 позже была найдена в инфракрасных изображений , полученных в 1998 году космического телескопа Хаббла «ы NICMOS инструмента, после того, как недавно разработанный изображения обработки метод был применен. Дальнейшие наблюдения в 2009–2010 годах показали, что четвертая планета-гигант вращается внутри первых трех планет с прогнозируемым расстоянием чуть менее 15  а.е. , что было подтверждено многочисленными исследованиями.

Внешняя планета вращается внутри пылевого диска, подобного солнечному поясу Койпера . Это один из самых массивных дисков, известных вокруг любой звезды в пределах 300 световых лет от Земли, и во внутренней системе есть место для планет земной группы . На орбите самой внутренней планеты есть дополнительный диск обломков.

Радиусы орбит планет  e , d , c и b в 2–3 раза больше, чем орбиты Юпитера , Сатурна , Урана и Нептуна соответственно. Из-за закона обратных квадратов, связывающего интенсивность излучения с расстоянием от источника, сопоставимые интенсивности излучения присутствуют на расстояниях 4,9 ≈ 2,2 раза дальше от HR 8799, чем от Солнца, в результате чего соответствующие планеты в солнечной системе и системе HR 8799 получают аналогичное количество звездной радиации.

Эти объекты близки к верхнему пределу массы для классификации как планеты; если они превысили 13  масс Юпитера , они были бы способны дейтерий слияния в их интерьерах и , таким образом , квалифицируется как коричневые карлики под определение этих терминов , употребляемых IAU Рабочей группы «s на экзопланет. Если оценки массы верны, система HR 8799 - первая внесолнечная система с несколькими планетами, которую можно получить напрямую. Орбитальное движение планет происходит в направлении против часовой стрелки, что было подтверждено многочисленными наблюдениями, датируемыми 1998 годом. Система более вероятно будет стабильной, если планеты e, d и c находятся в резонансе 4: 2: 1, что означало бы, что орбита планеты d имеет эксцентриситет, превышающий 0,04, чтобы соответствовать ограничениям наблюдений. Планетарные системы с наиболее пригодных масс от эволюционных моделей будет устойчивым , если внешние три планеты находятся в 1: 2: 4  орбитальном резонансе ( по аналогии с резонансом Лапласа между внутренними трех Юпитера галилеевых спутников : Ио , Европа и Ганимед , а также как три планеты в системе Gliese 876 ). Однако это оспаривается, находится ли планета b в резонансе с другими 3 планетами. Согласно динамическому моделированию, планетная система HR 8799 может быть даже внесолнечной системой с множественным резонансом 1: 2: 4: 8. Четыре молодые планеты все еще раскалены докрасна от тепла своего образования, они больше Юпитера и со временем остынут и уменьшатся до размеров 0,8–1,0 радиуса Юпитера.

Широкополосная фотометрия планет b, c и d показала, что в их атмосферах могут быть значительные облака, в то время как инфракрасная спектроскопия планет b и c указывает на неравновесность CO / CH
4
химия. Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью интегрального полевого спектрографа проекта 1640 в Паломарской обсерватории показали, что состав четырех планет значительно различается. Это удивительно, поскольку планеты предположительно образовались одинаковым образом из одного диска и имеют одинаковую светимость.

Спектры планет

Спектр планеты вокруг HR 8799. Фото: ESO / M.  Янсон.
Спектр представляет собой спектр гигантской экзопланеты, вращающейся вокруг яркой и очень молодой звезды HR 8799, примерно в 130 световых годах от нас. Этот спектр звезды и планета была получена с NACO адаптивной оптики инструмента на ESO «s Very Large Telescope .

В ряде исследований использовались спектры планет HR 8799 для определения их химического состава и ограничения сценариев их формирования. Первое спектроскопическое исследование планеты b (выполненное в ближнем инфракрасном диапазоне) обнаружило сильное поглощение воды, что указывает на богатую водородом атмосферу. Также было обнаружено слабое поглощение метана и окиси углерода в атмосфере этой планеты, что указывает на эффективное вертикальное перемешивание атмосферы и неравновесное соотношение CO / CH.
4
соотношение в фотосфере. По сравнению с моделями планетных атмосфер, этот первый спектр планеты b лучше всего соответствует модели повышенной металличности (примерно в 10 раз превышающей металличность Солнца), которая может поддерживать представление о том, что эта планета образовалась в результате аккреции ядра.

Первые одновременные спектры всех четырех известных планет в системе HR 8799 были получены в 2012 году с помощью прибора Project 1640 в Паломарской обсерватории. Спектры в ближней инфракрасной области, полученные этим инструментом, подтвердили красный цвет всех четырех планет и лучше всего соответствуют моделям планетных атмосфер, которые включают облака. Хотя эти спектры не соответствуют напрямую каким-либо известным астрофизическим объектам, некоторые из спектров планет демонстрируют сходство с коричневыми карликами L- и T-типов и спектром ночной стороны Сатурна. Значение одновременных спектров всех четырех планет, полученных с помощью Проекта 1640, резюмируется следующим образом: Планета b содержит аммиак и / или ацетилен, а также углекислый газ, но мало метана; планета c содержит аммиак, возможно, немного ацетилена, но не углекислый газ и не существенное количество метана; планета d содержит ацетилен, метан и углекислый газ, но окончательно не обнаружен аммиак; планета e содержит метан и ацетилен, но не содержит аммиака или углекислого газа. Спектр планеты е похож на покрасневший спектр Сатурна.

Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне среднего разрешения, полученная с помощью телескопа Кек, окончательно обнаружила линии поглощения окиси углерода и воды в атмосфере планеты c. Отношение углерода к кислороду, которое считается хорошим индикатором истории образования планет-гигантов, было измерено для планеты c, которое было немного больше, чем у родительской звезды HR 8799. Повышенное отношение углерода к кислороду и истощенные уровни углерода и кислорода на планете c благоприятствуют истории, в которой планета формировалась посредством аккреции ядра. Однако важно отметить, что выводы об истории формирования планеты, основанные исключительно на ее составе, могут быть неточными, если планета претерпела значительную миграцию, химическую эволюцию или выемку керна. Позже, в ноябре 2018 года, исследователи подтвердили наличие воды и отсутствие метана в атмосфере HR 8799 c с помощью спектроскопии высокого разрешения и адаптивной оптики ближнего инфракрасного диапазона ( NIRSPAO ) в обсерватории Кека.

Красный цвет планет может быть объяснен присутствием железных и силикатных атмосферных облаков, в то время как их низкая поверхностная сила тяжести может объяснить сильную неравновесную концентрацию окиси углерода и отсутствие сильного поглощения метана.

Диск для мусора

Инфракрасное изображение диска обломков HR 8799 со спутника Spitzer, январь 2009 г. Маленькая точка в центре - это размер орбиты Плутона.

В январе 2009 года космический телескоп Spitzer получил изображения диска обломков вокруг HR 8799. Были выделены три компонента диска обломков:

  1. Теплая пыль ( T ≈ 150 K) вращается внутри самой внутренней планеты (e). Внутренний и внешний края этого пояса близки к резонансам 4: 1 и 2: 1 с планетой.
  2. Широкая зона холодной пыли ( T ≈ 45 K) с острым внутренним краем, вращающаяся по орбите сразу за внешней планетой (b). Внутренний край этого пояса находится примерно в резонансе 3: 2 с указанной планетой, подобно Нептуну и поясу Койпера .
  3. Эффектный ореол из мелких зерен, происходящих из компонента холодной пыли.

Ореол необычный и подразумевает высокий уровень динамической активности, которая, вероятно, связана с гравитационным перемешиванием массивных планет. Команда Спитцера говорит, что, вероятно, происходят столкновения между телами, похожими на те, что находятся в поясе Койпера, и что три большие планеты, возможно, еще не вышли на свои окончательные стабильные орбиты.

На фотографии яркие желто-белые части пылевого облака исходят от внешнего холодного диска. Огромный расширенный ореол пыли, видела в оранжево-красном, имеет диаметр ≈ 2000  AU . Диаметр орбиты Плутона (≈ 80  а.е. ) показан для справки в виде точки в центре.

Этот диск настолько толстый, что угрожает стабильности молодой системы.

Вихревой коронограф: испытательный стенд для технологии высококонтрастной визуализации

Прямое изображение экзопланет вокруг звезды HR 8799 с помощью вихревого коронографа на 1,5-метровой части телескопа Хейла.

Вплоть до 2010 года телескопы могли напрямую получать изображения экзопланет только в исключительных случаях. В частности, легче получать изображения, когда планета особенно велика (значительно больше Юпитера ), широко отделена от своей родительской звезды и горячая, так что она излучает интенсивное инфракрасное излучение. Однако в 2010 году команда из Лаборатории реактивного движения НАСА продемонстрировала, что вихревой коронограф может позволить маленьким телескопам напрямую получать изображения планет. Они сделали это, получив изображения планет HR 8799, которые были получены ранее, с помощью телескопа Хейла всего на 1,5 метра .

Изображения NICMOS

В 2009 году было обработано старое изображение NICMOS, чтобы показать предсказанную экзопланету около HR 8799. В 2011 году три другие экзопланеты были визуализированы на изображении NICMOS, сделанном в 1998 году, с использованием расширенной обработки данных. Изображение позволяет лучше охарактеризовать орбиты планет, поскольку им требуется много десятилетий, чтобы вращаться вокруг своей звезды.

Поиск радиоизлучения

Начиная с 2010 года, астрономы искали радиоизлучение экзопланет, вращающихся вокруг HR 8799, с помощью радиотелескопа в обсерватории Аресибо . Несмотря на большие массы, теплые температуры и светимость, подобную коричневым карликам , они не смогли обнаружить никаких излучений на частоте 5 ГГц вплоть до порога обнаружения плотности потока 1,0  мЯн .

Смотрите также

Примечания

использованная литература

внешние ссылки

СМИ, связанные с HR 8799 на Викискладе?

Координаты : Карта неба 23 ч 07 м 28.7150 с , + 21 ° 08 ′ 03.302 ″.