Share to: share facebook share twitter share wa share telegram print page

HR 8799

HR 8799
Hvězda HR 8799 (uprostřed) s planetami soustavy e (vpravo), d (vpravo dole), c (vpravo nahoře), b (vpravo nahoře) na snímku z Keckovy observatoře
Hvězda HR 8799 (uprostřed) s planetami soustavy e (vpravo), d (vpravo dole), c (vpravo nahoře), b (vpravo nahoře) na snímku z Keckovy observatoře
Astrometrická data
(Ekvinokcium J2000,0)
SouhvězdíPegas
Rektascenze23h 07m 28.7150s
Deklinace+21h 08m 03.302s
Paralaxa25,38
Vzdálenost129 ± 4 ly
(39 ± 1 pc)
Barevný index (U-B)−0,04
Barevný index (B-V)0,234
Zdánlivá hvězdná velikost5,964
Radiální rychlost−11,5 ± 2 km/s
Fyzikální charakteristiky
Spektrální typkA5 hF0 mA5 V; λ Boo
Hmotnost1,47 ± 0,30 M☉
Poloměr1,34 ± 0,05 R☉
Zářivý výkon (V)4,92 ± 0,41 L☉
Povrchová teplota7 430 ± 75 K
Stáří30 +20
−10  milionů let
Další označení
Henry Draper CatalogueHD 218396
Bonner DurchmusterungBD 5278
Bright Star katalogHR 8799 a HR 8799A
2MASS2MASS J23072869+2108033
SAO katalogSAO 91022
Katalog HipparcosHIP 114189
Tychův katalogTYC 1718-2350-1
General CatalogueGC 32209
SynonymaV342 Pegasi
Databáze
SIMBADdata
(V) – měření provedena ve viditelném světle
Některá data mohou pocházet z datové položky.

HR 8799 je přibližně 30 milionů let stará hvězda hlavní posloupnosti v souhvězdí Pegase, vzdálená 129 světelných roků (39,6 parseků) od Země. Její hmotnost činí zhruba 1,5násobek Slunce a má 4,9krát vyšší zářivý výkon. Součástí soustavy jsou prstenec prašných částic a nejméně čtyři velké planety, které s Fomalhautem b představovaly vůbec první exoplanety, jejichž pohyb na oběžných drahách byl potvrzen technikou přímého zobrazení.

Hvězda se řadí mezi proměnné se změnami jasnosti v důsledku neradiální pulzace povrchu. Klasifikována je do typu hvězd lambda Bootis, jejichž povrchové vrstvy jsou chudé na prvky v oblasti železného vrcholu. Představuje jediného známého zástupce typu lambda Bootis, jenž odpovídá proměnné hvězdě Gamma Doradus[1] a zároveň je podobný Veze, charakterizované přebytkem infračerveného záření v důsledku prstence okolo hvězdy.[2]

Poloha

HR 8799 je hvězda s magnitudou 5,96, ležící při západním okraji souhvězdí Pegasa, mezi hvězdami Scheat a Markab. Označení HR 8799 je identifikátorem hvězdy v katalogu Bright Star, která může být slabě viditelná pouhým okem pouze v oblastech bez světelného znečištění oblohy, nebo ji lze pozorovat triedrem či malým dalekohledem.[3]

Poloha HR 8799

Hvězdné vlastnosti

Hvězda HR 8799 patří do třídy lambda Boötis (λ Boo), skupiny pekuliárních hvězd s neobvyklým nedostatkem kovů, prvků těžších než vodík a helium, v horních vrstvách atmosféry. V důsledku toho má velmi komplexní spektrální typologii. Profil svítivosti Balmerových čar ve hvězdném spektru, rovněž jako efektivní teplota hvězdy, nejlépe odpovídá typickým vlastnostem hvězd spektrální třídy F0 V hlavní posloupnosti. Přítomnost silných absorpčních čar vápníku II K a dalších kovů by hvězdu přesto řadilo spíše do spektrální třídy A5 V hlavní posloupnosti. Hvězda proto byla zapsána ve tvaru kA5 hF0 mA5 V; λ Boo.[4][5]

Určení stáří hvězdy se lišilo na základě použité metodiky. Předpokládaný věk z naměřených hodnot svítivosti, dle statistických dat odpovídajících hvězd s prstencem, byl udán v rozmezí 20–150 milionů let. Z porovnání s podobně pohybujícími se hvězdami vesmírem mělo stáří činit 30–160 milionů let. Vzhledem k poloze hvězdy na Hertzsprungově–Russellově diagramu jasu a teploty se odhadovaný věk pohyboval na škále 30–1 128 milionů let. Podobné hvězdy typu lambda Boötis patří mezi mladá tělesa, s průměrným věkem dožití jedné miliardy let. Asteroseismologie také předpokládá střední životnost okolo jedné miliardy roků.[6] Aby takový přístup odpovídal teoriím chladnutí vztahujícím se ke změnám v atmosféře, činil by z planet hnědé trpaslíky, které by však v systému nebyly stabilní. Nejpřijatelnějším odhadem věku hvězdy 8799 HR se tak stala hranice 30 milionů let.[7]

Podrobná analýza hvězdného spektra ve srovnání se Sluncem odhalila mírný přebytek uhlíku a kyslíku, přibližně o 30 %, respektive 10 %. Zatímco u některých hvězd lambda Boötis je množství síry srovnatelné se Sluncem, tak HR 8799 vykázala pouze 35% hodnotu sluneční úrovně. Hvězda má rovněž nedostatek prvků těžších než sodík; například zásoby železa činily pouze 28 % hladiny sluneční úrovně.[2]

Analýza spektroskopických dat z pohledu hvězdné seismologie ukázala, že sklon rotační osy k ose oběžné dráhy hvězdy je větší nebo se blíží k hranici 40°. To kontrastuje s inklinací čtyř planet, u nichž byla hodnota úhlu vypočítána zhruba na úrovni 20° ± 10°.[8] Pozorování hvězdy rentgenovou observatoří Chandra detekovalo nízkou magnetickou aktivitu. Naopak míra radioaktivity byla výrazně vyšší než u hvězd spektrální třídy A typu Altair. To vedlo k předpokladu, že se vnitřní uspořádání daleko více podobá hvězdám spektrální třídy F0. Teplota koróny činí přibližně 3 milióny K.[9]

Planetární soustava

Planetární soustava HR 8799[10][11]
Planeta
(ve směru od hvězdy)		 hmotnost
(MJ)		 vzdálenost
(AU)		 doba oběhu
(roky)		 excentricita inklinace poloměr
(RJ)
e 7 +3
−2  		14,5 ± 0,5 ~ 45 ? — ?
d 7 +3
−2  		24 ± 0,5 ~ 100 >0,04[12] 28° 1,2 +0,1
−0 
c 7 +3
−2  		38 ± 0,5 ~ 190 ? 28° 1,2 +0,1
−0 
b 5 +2
−1  		68 ± 0,5 ~ 460 ? 28° 1,2 +0,1
−0,1 
prachový disk 6–1 000 AU — —
Spitzerův infračervený snímek prachového prstence HR 8799, leden 2009 (tečka ve středu odpovídá velikosti oběžné dráhy Pluta)

Americko-kanadský tým pod vedením Christiana Maroise z Národní vědecké rady Herzbergova institutu astrofyziky oznámil 13. listopadu 2008 přímé pozorování tří exoplanet z havajských observatoří Kecka a Gemini,[13][14][15][16] za použití adaptivní optiky pro sledování v oboru infračerveného záření. Po vývoji a použití nové technologie zpracování infračervených snímků bylo v roce 2009 odhaleno, že exoplanety již přímo nasnímal Hubbleův vesmírný dalekohled v roce 1998 prostřednictvím zařízení NICMOS.[17] Další pozorování v letech 2009–2010 odhalila čtvrtou obří planetu obíhající na dráze nejblíže k mateřské hvězdě, ve vzdálenosti menší než 15 AU,[10][18] jejíž existence byla následně potvrzena dalšími týmy.[19]

Nejvzdálenější planeta se pohybuje na orbitě, která je součástí prachového disku připomínajícího Kuiperův pás. Jedná se o jeden z nejmohutnějších známých prstenců hvězdy v oblasti vesmíru do 300 světelných roků od Země, který byl nasnímán v lednu 2009 Spitzerovým vesmírným dalekohledem.[20] Ve vnitřním systému soustavy je prostor pro terestrické planety.[15] Nejvnitřnější planeta disponuje vlastním prachovým prstencem.[10]

Planety systému e, d, c a b vyzařují dvakrát až třikrát více energie, než plynní obři Jupiter, Saturn, Uran, respektive Neptun. Vzhledem k poklesu intenzity záření s druhou mocninou vzdálenosti od zdroje, jsou intenzity záření srovnatelné ve vzdálenosti = 2,2krát větší od HR 8799 než od Slunce, což znamená, že planety sluneční soustavy a systému HR 8799 nacházející se ve vzdálenosti tohoto násobku, přijímají od mateřské hvězdy podobné množství záření.[10]

Přímé zobrazení exoplanet kolem hvězdy HR 8799 za použití koronografu Haleova dalekohledu na palomarské obervatoři[21]

Hmotnost pozorovaných objektů systému HR 8799 se dle měření blíží hornímu limitu, který definuje tělesa jako planety. Pokud by překročily hranici 13krát vyšší hmotnosti Jupiteru, mohly by zažehnout jadernou fúzi deuteria a podle kritérií Pracovní skupiny exoplanet Mezinárodní astronomické unie být klasifikovány za hnědé trpaslíky.[22] V případě korektního měření hmotností se soustava HR 8799 stala prvním extrasolárním systémem obsahujícím více planet, který byl objeven přímým zobrazením.[14] Planety hvězdu obíhají proti směru hodinových ručiček.[13]

Širokopásmová fotometrie planet b, c a d odhalila v jejich atmosférách značnou oblačnost,[18] zatímco blízká infračervená spektroskopie u planet b a c indikovala nerovnováhu plynů CO / CH4.[10] „Projekt 1640“ blízké infračervené spektroskopie na Palomarské observatoři zjistil mezi planetami výraznou různorodost chemického složení, což bylo překvapivé vzhledem k předpokladu stejného procesu vzniku z prachového disku a podobným jasnostem.[23]

Odkazy

Reference

V tomto článku byl použit překlad textu z článku HR 8799 na anglické Wikipedii.

  1. ↑ "HR 8799" [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg. [cit. 2019-12-31]. Dostupné online. (anglicky) 
  2. ↑ a b KOZO, Sadakane. λ Bootis-Like Abundances in the Vega-Like, γ Doradus Type-Pulsator HD 218396. Publications of the Astronomical Society of Japan. 2006, s. 1023–1032. Dostupné online. DOI 10.1093/pasj/58.6.1023. Bibcode 2006PASJ...58.1023S. 
  3. ↑ GEMINI RELEASES HISTORIC DISCOVERY IMAGE OF PLANETARY "FIRST FAMILY" [online]. Observatoř Gemini, 2008-11-09 [cit. 2020-01-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  4. ↑ GRAY, Richard O.; KAYE, Anthony B. HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars. The Astronomical Journal. December 1999, s. 2993–2996. DOI 10.1086/301134. Bibcode 1999AJ....118.2993G. 
  5. ↑ KAYE, Anthony B.; HANDLER, Gerald; KRISCIUNAS, Kevin; PORETTI, Ennio; ZERBI, Filippo M. Gamma Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. July 1999, s. 840–844. DOI 10.1086/316399. Bibcode 1999PASP..111..840K. arXiv astro-ph/9905042. 
  6. ↑ MOYA, A.; AMADO, P. J.; BARRADO, D.; GARCÍA HERNÁNDEZ, A.; ABERASTURI, M.; MONTESINOS, B.; ACEITUNO, F. Age determination of the HR8799 planetary system using asteroseismology. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. June 2010, s. L81–L85. DOI 10.1111/j.1745-3933.2010.00863.x. Bibcode 2010MNRAS.405L..81M. arXiv 1003.5796. 
  7. ↑ ZUCKERMAN, B.; RHEE, Joseph H.; SONG, Inseok; BESSELL, M. S. The Tucana/Horologium, Columba, AB Doradus, and Argus Associations: New Members and Dusty Debris Disks. The Astrophysical Journal. May 2011, s. 61. DOI 10.1088/0004-637X/732/2/61. Bibcode 2011ApJ...732...61Z. arXiv 1104.0284v1. 
  8. ↑ WRIGHT, D. J.; CHENÉ, A.-N.; DE CAT, P.; MAROIS, C.; MATHIAS, P.; MACINTOSH, B.; ISAACS, J. Determination of the Inclination of the Multi-planet Hosting Star HR 8799 Using Asteroseismology. The Astrophysical Journal Letters. February 2011, s. L20. DOI 10.1088/2041-8205/728/1/L20. Bibcode 2011ApJ...728L..20W. arXiv 1101.1590. 
  9. ↑ ROBRADE, J.; SCHMITT, J. H. M. M. X-ray emission from the remarkable A-type star HR 8799. Astronomy and Astrophysics. June 2010, s. A38. DOI 10.1051/0004-6361/201014027. Bibcode 2010A&A...516A..38R. arXiv 1004.1318. 
  10. ↑ a b c d e MAROIS, Christian; ZUCKERMAN, B.; KONOPACKY, Quinn M.; MACINTOSH, Bruce; BARMAN, Travis. Images of a fourth planet orbiting HR 8799. Nature. December 2010, s. 1080–1083. DOI 10.1038/nature09684. PMID 21150902. Bibcode 2010Natur.468.1080M. arXiv 1011.4918. 
  11. ↑ SCHNEIDER, J. The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Notes for star HR 8799 [online]. [cit. 2008-10-13]. Dostupné online. 
  12. ↑ FABRYCKY, Daniel C.; MURRAY-CLAY, Ruth A. Stability of the directly imaged multiplanet system HR 8799: resonance and masses. Astrophys. J.. 2010, s. 1408–1421. DOI 10.1088/0004-637X/710/2/1408. Bibcode 2010ApJ...710.1408F. arXiv 0812.0011. 
  13. ↑ a b MAROIS, Christian. Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799. Science. November 2008, s. 1348–1352. DOI 10.1126/science.1166585. PMID 19008415. Bibcode 2008Sci...322.1348M. arXiv 0811.2606. 
  14. ↑ a b Gemini Observatory: Gemini Releases Historic Discovery Image of Planetary First Family, tisková zpráva, [cit. 13-11-2008], Dostupné on-line.
  15. ↑ a b W. M. Keck Observatory: Astronomers capture first images of newly-discovered solar system, tisková zpráva, [cit. {{{accessdate}}}], Dostupné on-line. Archivováno 26. 11. 2013 na Wayback Machine. Archivovaná kopie. www.keckobservatory.org [online]. [cit. 2019-12-31]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2013-11-26.  Archivovaná kopie. www.keckobservatory.org [online]. [cit. 2019-12-31]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  16. ↑ ACHENBACH, Joel. Scientists Publish First Direct Images of Extrasolar Planets. www.washingtonpost.com. The Washington Post, 13-11-2008. Dostupné online [cit. 13-11-2008]. 
  17. ↑ VILLARD, Ray; LAFRENIERE, David. Hubble Finds Hidden Exoplanet in Archival Data [online]. NASA, 1-4-2009 [cit. 2009-04-03]. Dostupné online. 
  18. ↑ a b CURRIE, Thayne. A Combined Subaru/VLT/MMT 1--5 Micron Study of Planets Orbiting HR 8799: Implications for Atmospheric Properties, Masses, and Formation. The Astrophysical Journal. March 2011, s. 128. DOI 10.1088/0004-637X/729/2/128. Bibcode 2011ApJ...729..128C. arXiv 1101.1973. 
  19. ↑ SKEMER, Andrew. First Light LBT AO Images of HR 8799 bcde at 1.6 and 3.3 μm: New Discrepancies between Young Planets and Old Brown Dwarfs. The Astrophysical Journal. Červenec 2012, s. 14. DOI 10.1088/0004-637X/753/1/14. Bibcode 2012ApJ...753...14S. arXiv 1203.2615. 
  20. ↑ SU, K. Y. L.; RIEKE, G. H.; STAPELFELDT, K. R.; MALHOTRA, R.; BRYDEN, G.; SMITH, P. S.; MISSELT, K. A. The Debris Disk Around HR 8799. The Astrophysical Journal. 2009, s. 314–327. DOI 10.1088/0004-637X/705/1/314. Bibcode 2009ApJ...705..314S. arXiv 0909.2687. 
  21. ↑ New method could image Earth-like planets [online]. NBC News, 14-04-2010. Dostupné online. 
  22. ↑ Definition of a "Planet" [online]. Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union [cit. 2008-11-16]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 16-09-2006. 
  23. ↑ OPPENHEIMER, B. R. Reconnaissance of the HR 8799 Exosolar System I: Near IR Spectroscopy. The Astrophysical Journal. 2013, s. 24. DOI 10.1088/0004-637X/768/1/24. Bibcode 2013ApJ...768...24O. arXiv 1303.2627. 

Externí odkazy

Planetární soustava HR 8799
Hvězda
Planety
Kembali kehalaman sebelumnya