Ascensão certa | 23 h 07 m 28,7157 s |
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Declinação | 21 ° 08 ′ 03.302 ″ |
constelação | Pegasus |
Magnitude aparente | 5,964 |
Localização na constelação: Pegasus | |
Tipo espectral | kA5 hF0 mA5 V ; λ Boo |
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Índice UB | -0,04 |
Índice BV | 0,234 |
Variabilidade | γ Doradus |
Velocidade radial | -11,5 ± 2 km / s |
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Movimento limpo |
μ α = +108,301 ± 0,168 mas / a μ δ = −49,480 ± 0,152 mas / a |
Paralaxe | 24,217 5 ± 0,088 1 mas |
Distância | 41,292 5 ± 0,150 2 pc (∼135 al ) |
Magnitude absoluta | 2,98 ± 0,08 |
Massa | 1,47 ± 0,30 M ☉ |
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Raio | 1,34 ± 0,05 R ☉ |
Gravidade superficial (log g) | 4,35 ± 0,05 |
Brilho | 4,92 ± 0,41 L ☉ |
Temperatura | 7.430 ± 75 K |
Metalicidade | [M / H] = −0,47 ± 0,10 |
Rotação | 37,5 ± 2 km / s |
Era |
30+20 −10× 10 6 a |
Planetas | 4: HR 8799 b , c , d e e |
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Outras designações
V342 Pegasi , BD +20 5278, FK5 3850 , GC 32209, HD 218396 , HIP 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1
HR 8799 é uma estrela variável do tipo γ Doradus do tipo espectral kA5 hF0 mA5 V λ Bootis pertencente à sequência principal e localizada a 135 anos-luz (41 parsecs ) do Sol na constelação de Pégaso .
Esta é uma estrela jovem, com cerca de 60 milhões de anos, 1,5 vezes a massa e 4,9 vezes o brilho do sol . É no centro de um sistema que compreende um disco de detritos e, pelo menos, quatro maciços exoplanetas que foram, com Fomalhaut b , o primeiro detectado por formação directa de imagens , por Quebecers Christian Marois , René Doyon e David Lafrenière com os Keck e Gêmeos telescópios. Em Havaí em 2008 .
HR 8799 é um tipo estrela λ Boötis , ou seja, suas camadas externas estão empobrecidas em elementos do pico de ferro : 24 Cr , 25 Mn , 26 Fe , 27 Co e 28 Ni . Esta talvez seja a consequência do acúmulo de gases pobres nesses elementos do disco protoplanetário que circundou a estrela logo após sua formação. A forma da linha do hidrogênio, bem como a temperatura efetiva da estrela estariam de acordo com um espectro do tipo F0 V , mas as linhas metálicas - e em particular a linha K do cálcio - estão mais de acordo com uma classe A5 . V , portanto, um tipo espectral escrito globalmente: kA5 hF0 mA5 V; λ Boo .
Até o momento, quatro planetas massivos de 7 a 10 massas de Júpiter foram detectados ao redor da estrela:
Planeta ou disco | Massa ( M J ) |
Proj . Semi-eixo maior . * ( UA ) |
Período orbital ( a ) |
Excentricidade |
Disco quente | ? | ? | ? | ? |
HR 8799 e | 9 ± 4 | 14,5 ± 0,5 | ~ 50 | ? |
HR 8799 d | 10 ± 3 | ~ 24 | ~ 100 | > 0,04 |
HR 8799 c | 10 ± 3 | ~ 38 | ~ 190 | ? |
HR 8799 b | 7+4 -2 |
~ 68 | ~ 465 | ? |
Disco De Detritos | ? | 75 | ? | ? |
Halo de poeira | ? | até cerca de 1500 | ? | ? |
* Apenas a distância projetada na abóbada celeste na altura da estrela pode ser estimada, porque os parâmetros orbitais desses planetas são desconhecidos. | ||||
Sistema planetário de HR 8799 |
HR 8799 é 4,9 vezes mais brilhante do que o Sol , o que significa que leva vezes mais longe do HR 8799 do que o Sol para receber irradiância comparável. Agora, os quatro planetas de RH 8799 - RH 8799 e , RH 8799 d , RH 8799 C e RH 8799 B por aumento da semi-eixo maior - são duas a três vezes mais longe da estrela de Júpiter , Saturn e Urano estão respectivamente. E Neptune do Sol, o que significa que eles recebem de sua estrela uma irradiação comparável à dos quatro planetas gigantes do Sistema Solar .
Visto a partir da Terra , estes planetas giram em torno de sua estrela em um sentido anti-horário, o que foi confirmado por múltiplas observações que remontam a 2004. Este sistema é mais provável de ser estável se os planetas HR 8799 c e HR 8799 d exibem uma ressonância orbital 1 : 2, o que implica uma excentricidade orbital maior que 0,04 para o planeta HR 8799 d para corresponder às observações. De forma mais geral, este sistema planetário seria o mais estável se os planetas HR 8799 b , HR 8799 c e HR 8799 d apresentassem uma ressonância orbital 1: 2: 4 semelhante à ressonância de Laplace dos três satélites interiores da Galiléia que são, pela metade eixo decrescente principal, Ganimedes , Europa e Io , ou três dos exoplanetas do sistema Gliese 876 .
Em um artigo pré-publicado no arXiv, o18 de setembro de 2019, Jean-Batista Ruffio e seus colegas indicam que eles obtidos a velocidade radial de planetas B e C, que era -9,2 ± 0,5 km / s e -11,6 ± 0,5 km / s em 2010. Esta medida permitiu a melhor restringir o Orientação 3D das órbitas, removendo a degeneração na longitude do nó ascendente . Supondo que os planetas b e c tenham órbitas coplanares e sem levar em conta os planetas d e e, eles obtiveram as seguintes restrições: Omega = 89+27
-17 graus ei = 20,8+4,5
-3,7 graus
A banda larga fotometria dos três planetas mais exteriores - b, c e d, diminuindo semi-eixo maior - indica a presença de muitas nuvens no seu ambiente , a perto de infravermelhos espectrometria de planetas b e CY também indicando a presença de uma química de monóxido de carbono ( CO) e metano (CH 4)
O Telescópio Espacial Spitzer obteve emjaneiro de 2009imagens do disco de detritos HR 8799 , o que tornou possível distinguir três componentes:
De acordo com a equipe do Spitzer que realizou o estudo, as colisões ainda ocorrem entre corpos semelhantes àqueles em nosso cinturão de Kuiper , e os três planetas massivos externos do sistema ainda não alcançaram sua órbita estável final.