HR 8799

Lokasi

HR 8799 adalah bintang yang dapat dilihat dengan mata telanjang, berkekuatan 5.96, yang terletak di dalam tepi barat alun-alun besar Pegasus, antara Scheat dan Markab . Penunjukan HR 8799 adalah pengidentifikasi bintang dalam Katalog Bintang terang.

Sifat Bintang

Bintang HR 8799 adalah anggota kelas Lambda Boötis (λ Boo), sekelompok bintang aneh dengan kekurangan logam yang tidak biasa — unsur-unsur yang lebih berat daripada hidrogen dan helium — di atmosfer atas mereka. Karena status khusus ini, bintang-bintang seperti HR 8799 memiliki tipe spektral yang sangat kompleks. Profil luminositas garis Balmer dalam spektrum bintang, serta suhu efektif bintang, paling cocok dengan sifat khas F0   Bintang V. Namun, kekuatan garis serapan kalsium II K dan garis logam lainnya lebih mirip dengan A5 Bintang V. Karena itu, tipe spektral bintang ditulis sebagai kA5 hF0 mA5 V; λ Boo.
Penentuan usia bintang ini menunjukkan beberapa variasi berdasarkan metode yang digunakan. Secara statistik, untuk bintang-bintang yang menyimpan disk puing-puing, luminositas bintang ini menunjukkan usia sekitar 20–150 juta tahun. Perbandingan dengan bintang-bintang yang memiliki gerakan serupa melalui ruang angkasa memberi usia pada kisaran 30–160 juta tahun. Mengingat posisi bintang pada diagram lumzitas versus suhu Hertzsprung-Russell, ia memiliki perkiraan usia dalam kisaran 30–1,128 juta tahun. λ Bintang-bintang Boötis seperti ini umumnya muda, dengan usia rata-rata satu miliar tahun. Lebih tepatnya, asteroseismologi juga menunjukkan usia sekitar satu miliar tahun. Namun, ini diperdebatkan karena akan membuat planet-planet menjadi katai coklat untuk masuk ke dalam model pendingin. Katai coklat tidak akan stabil dalam konfigurasi seperti itu. Nilai yang diterima terbaik untuk usia HR 8799 adalah 30 juta tahun, konsisten dengan menjadi anggota kelompok bintang yang bergerak bersama Asosiasi Columba.
Analisis terperinci dari spektrum bintang mengungkapkan bahwa ia memiliki sedikit karbon yang berlebihan dan oksigen dibandingkan dengan Matahari (masing-masing sekitar 30% dan 10%). Sementara beberapa bintang Lambda Boötis memiliki banyak sulfur yang mirip dengan Matahari, ini bukan kasus HR 8799; kelimpahan belerang hanya sekitar 35% dari tingkat matahari. Bintang ini juga miskin unsur yang lebih berat dari natrium : misalnya, kelimpahan besi hanya 28% dari kelimpahan besi surya. Pengamatan asteroseismik dari bintang Lambda Boötis lain yang berdenyut menunjukkan bahwa pola kelimpahan yang khas dari bintang-bintang ini terbatas pada permukaan saja: komposisi curah kemungkinan besar lebih normal. Ini mungkin menunjukkan bahwa kelimpahan elemen yang diamati adalah hasil dari pertambahan gas miskin logam dari lingkungan di sekitar bintang.
Analisis astroseismik menggunakan data spektroskopi menunjukkan bahwa kecenderungan rotasi bintang dibatasi lebih besar atau kurang lebih sama dengan 40 °. Ini kontras dengan kecenderungan orbital planet, yang berada pada bidang yang kira-kira sama pada sudut sekitar 20° ± 10° . Oleh karena itu, mungkin ada misalignment yang tidak dapat dijelaskan antara rotasi bintang dan orbit planet-planetnya. Pengamatan bintang ini dengan Chandra X-ray Observatory menunjukkan bahwa ia memiliki tingkat aktivitas magnetik yang lemah, tetapi aktivitas sinar-X jauh lebih tinggi daripada bintang tipe A seperti Altair . Ini menunjukkan bahwa struktur internal bintang lebih mirip dengan bintang F0. Suhu korona adalah sekitar 3,0 juta K.

Spektrum Planet

Sejumlah penelitian telah menggunakan spektrum planet-planet HR 8799 untuk menentukan komposisi kimianya dan membatasi skenario pembentukannya. Studi spektroskopi pertama planet b (dilakukan pada panjang gelombang inframerah-dekat) mendeteksi penyerapan air yang kuat, yang mengindikasikan atmosfer kaya hidrogen. Penyerapan metana dan karbon monoksida yang lemah di atmosfer planet ini juga terdeteksi, menunjukkan pencampuran vertikal atmosfer yang efisien dan disekuilibrium CO / CH4  </br> rasio di photosphere. Dibandingkan dengan model atmosfer planet, spektrum pertama planet b ini paling cocok dengan model peningkatan keasaman (sekitar 10 kali keaslian Matahari), yang dapat mendukung gagasan bahwa planet ini terbentuk melalui akresi inti.
Spektrum simultan pertama dari keempat planet yang diketahui dalam sistem HR 8799 diperoleh pada 2012 menggunakan instrumen Project 1640 di Palomar Observatory. Spektra inframerah-dekat dari instrumen ini mengkonfirmasi warna merah dari keempat planet dan paling cocok dengan model atmosfer planet yang termasuk awan. Meskipun spektrum ini tidak secara langsung berhubungan dengan objek astrofisika yang diketahui, beberapa spektrum planet menunjukkan kesamaan dengan katai coklat tipe L dan T dan spektrum sisi malam Saturnus. Implikasi dari spektrum simultan dari keempat planet yang diperoleh dengan Proyek 1640 dirangkum sebagai berikut: Planet b mengandung amonia dan / atau asetilena serta karbon dioksida, tetapi memiliki sedikit metana; Planet c mengandung amonia, mungkin beberapa asetilena tetapi bukan karbon dioksida atau metana besar; Planet d mengandung asetilena, metana, dan karbon dioksida tetapi amonia tidak terdeteksi secara pasti; Planet e mengandung metana dan asetilena tetapi tidak ada amonia atau karbon dioksida. Spektrum planet e mirip dengan spektrum Saturnus yang memerah.
Spektroskopi inframerah-dekat resolusi sedang, yang diperoleh dengan teleskop Keck, secara pasti mendeteksi karbon monoksida dan garis-garis penyerapan air di atmosfer planet c. Rasio karbon terhadap oksigen, yang dianggap sebagai indikator yang baik dari sejarah pembentukan planet-planet raksasa, untuk planet c diukur sedikit lebih besar daripada bintang host HR 8799. Rasio karbon terhadap oksigen yang ditingkatkan dan kadar C dan O yang berkurang di planet c mendukung sejarah di mana planet ini terbentuk melalui akresi inti. Namun, penting untuk dicatat bahwa kesimpulan tentang sejarah pembentukan planet hanya berdasarkan komposisinya mungkin tidak akurat jika planet tersebut telah mengalami migrasi yang signifikan, evolusi kimia, atau pengerukan inti. Kemudian, pada November 2018, para peneliti mengkonfirmasi keberadaan air dan tidak adanya metana di atmosfer HR 8799 c menggunakan spektroskopi resolusi tinggi dan optik adaptif inframerah-dekat ( NIRSPAO ) di Observatorium Keck.
Warna merah dari planet-planet dapat dijelaskan oleh keberadaan besi dan awan atmosfer silikat, sementara gravitasi permukaannya yang rendah mungkin menjelaskan konsentrasi disequilibrium karbon monoksida yang kuat dan kurangnya penyerapan metana yang kuat.

Konografi Vortex: Diuji untuk teknologi pencitraan kontras tinggi

Up until the year 2010, telescopes could only directly image exoplanets under exceptional circumstances. Specifically, it is easier to obtain images when the planet is especially large (considerably larger than Jupiter), widely separated from its parent star, and hot so that it emits intense infrared radiation. However, in 2010 a team from NASAs Jet Propulsion Laboratory demonstrated that a vortex coronagraph could enable small scopes to directly image planets. They did this by imaging the previously imaged HR 8799 planets using just a 1.5 m portion of the Hale Telescope.