HR 8799

HR 8799 — ѕвезда која е приближно 30 милиони години стара и се наоѓа на главната низа. Ѕвездата се наоѓа на 133.3 светлосни години од Земјата во соѕвездието Пегаз. Има приближно 1,5 пати од масата на Сонцето и 4,9 пати повеќе од нејзината сјајност. Таа е дел од системот кој исто така содржи остаточен диск и најмалку четири масивни планети. Овие планети биле првите вонсончеви планети чие орбитално движење било потврдено со директно снимање. Ѕвездата е променлива од типот на Гама Златна Рипка: нејзината сјајност се менува поради нерадијалните пулсирања на нејзината површина. Ѕвездата е исто така класифицирана како Ѕвезда од типот на Ламбда Воловар, што значи дека нејзините површински слоеви се исцрпени со елементи од железо. Таа е единствената позната ѕвезда која истовремено е променлива Златна Рипка, тип Ламбда Воловар и ѕвезда слична на Вега (ѕвезда со вишок инфрацрвена емисија предизвикана од околуѕвезден диск).
1 Местоположба
HR 8799 е ѕвезда што е видлива со голо око. Има големина 5.96 и се наоѓа во внатрешноста на западниот раб на Пегаз речиси точно на половина пат помеѓу Бета и Алфа Пегаз. Името на ѕвездата ''HR 8799'' е нејзиниот број на појасот во каталогот на сјајни ѕвезди.
2 Ѕвездени својства
Ѕвездата HR 8799 е член на Ламбда Воловар ( Boo), група на чудни ѕвезди со необичен недостаток на „метали“ (елементи потешки од водород и хелиум) во нивната горна атмосфера. Поради овој посебен статус, ѕвездите како HR 8799 имаат многу сложен спектрален тип. Профилот на сјајност на Балмеровите линии во спектарот на ѕвездата, како и делотворната температура на ѕвездата, најдобро одговараат на типичните својства на F0&nbsp;V ѕвезда. Сепак, силата на калциумовата линијата за апсорпција II K и другите метални линии се повеќе како оние на A5V ѕвезда. Затоа, спектралниот тип на ѕвездата е напишан како .
Определувањето на возраста на оваа ѕвезда покажува одредени варијации врз основа на користениот метод. Статистички, за ѕвездите што се домаќини на остаточни дискови, сјајноста на оваа ѕвезда сугерира возраст од околу 20-150 милиони години. Споредбата со ѕвездите кои имаат слично движење низ вселената дава старост во опсегот 30-160 милиони години. Со оглед на положбата на ѕвездата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм на сјајност наспроти температурата, таа има проценета старост во опсег од 30-1.128 милиони години. Ваквите ѕвезди се генерално млади, со просечна возраст од милијарда години. Попрецизно, астеросеизмологијата исто така сугерира старост од приближно милијарда години. Сепак, ова е спорно бидејќи тоа би ги натерало планетите да станат кафеави џуџиња за да се вклопат во моделите за ладење. Кафеавите џуџиња не би биле стабилни во таква конфигурација. Најдобро прифатена вредност за возраст на HR 8799 е 30 милиони години, во согласност со тоа што е член на здружението Гулаб кое се движи заедно со група на ѕвезди.
Претходната анализа на спектарот на ѕвездата открива дека таа има мало прекумерно изобилство на јаглерод и кислород во споредба со Сонцето (приближно 30% и 10% соодветно). Додека некои ѕвезди од Ламбда Воловар имаат изобилство на сулфур слично на она на Сонцето, ова не е случај за HR 8799; изобилството на сулфур е само околу 35% од сончевото ниво. Ѕвездата е исто така сиромашна со елементи потешки од натриумот: на пример, изобилството на железо е само 28% од изобилството на сончево железо.. Астеросеизмичките набљудувања на други пулсирачки ѕвезди Ламбда Воловар сугерираат дека чудните модели на изобилството на овие ѕвезди се ограничени само на површината: најголемиот дел од составот е веројатно понормален. Ова може да укаже дека изобилството на набљудуваните елементи е резултат на натрупаноста на гас со метал од околината околу ѕвездата.
Во 2020 година, спектралната анализа со користење на повеќе извори на податоци открила недоследност во претходните податоци и заклучила дека изобилството на јаглерод и кислород на ѕвездите се исти или малку повисоки од сончевите. Изобилството на железо било ажурирано на 30 % од сончевата вредност.
Астросеизмичката анализа со помош на спектроскопски податоци покажува дека вртежната наклонетост на ѕвездата е ограничена да биде поголема или приближно еднаква на 40°. Ова е во контраст со орбиталните склоности на планетите, кои се приближно во иста рамнина под агол од околу . Оттука, може да има необјаснета неусогласеност помеѓу вртењето на ѕвездата и орбитите на нејзините планети. Набљудувањето на оваа ѕвезда со опсерваторијата на Х-зраци покажува дека таа има слабо ниво на магнетна активност, но активноста на рендгенските зраци е многу повисока од онаа на ѕвезда од типот А како Алтаир. Ова сугерира дека внатрешната структура на ѕвездата поблиску наликува на онаа на F0 ѕвезда. Температурата на ѕвездената корона е околу 3,0 милиони К.
3 Планетарен систем
На 13 ноември 2008 година, Кристијан Мароа од Националниот истражувачки совет на канадскиот институт за астрофизика „Херцберг“ и неговиот тим објавиле дека директно забележале три планети кои орбитираат околу ѕвездата со телескопите Кек и Џемини на Хаваи, и во двата случаи се користела адаптивна оптика за набљудување во инфрацрвено зрачење. Следната опсервација на надворешноста на трите планети открила инфрацрвените снимки добиени во 1998 година од инструментот NICMOS на вселенскиот телескоп „Хабл“, откако била применета новоразвиената техника за обработка на слики. Понатамошните набљудувања во 2009-2010 година ја откриле четвртата џиновска планета која орбитира во првите три планети со проектирана разделба само помалку од 15 , што е потврдено со повеќе набљудувања.
Орбитите на надворешната планета се во остаточен диск како сончевиот Кајперовиот Појас. Тој е еден од најмасивните дискови познати околу која било ѕвезда на растојание од 300 светлосни години на Земјата, а во внатрешниот систем има место за земјовидни планети. Постои дополнителен остаточен диск во внатрешноста на орбитата на највнатрешната планета.
Орбиталните полупречници на планетите e, d, c и b се 2–3 пати повеќе од оние на орбитите на Јупитер, Сатурн, Уран и Нептун, соодветно. Поради законот за обратен квадрат кој го поврзува интензитетот на зрачењето со растојанието од изворот, споредливите интензитети на зрачење се присутни на растојанија подалеку од HR 8799 отколку од Сонцето, резултатот е дека соодветните планети во Сонцето и HR 8799 системи добиваат слични количини на ѕвездено зрачење.
Овие објекти се блиску до горната граница на маса за класификација како планети; доколку надминале 13 јупитерови маси, тие би биле способни за фузија на деутериум во нивната внатрешност и на тој начин ќе се квалификуваат како кафеави џуџиња според дефиницијата на овие термини што ги користи Работната група на МАС за екстрасончеви планети. Доколку проценките на масата се точни, системот HR 8799 е првиот екстрасончев систем со повеќе планети што е директно набљудуван. Орбиталното движење на планетите е во насока спротивно од стрелките на часовникот и тоа било потврдено преку повеќе набљудувања кои датираат од 1998 година. Системот е поверојатно да биде стабилен доколку планетите e, d и c се во резонанца 4:2:1, што би значело дека орбитата на планетата d има ексцентричност што надминува 0,04 со цел да се совпадне со опсервациските ограничувања. Планетарните системи со најдобро прилагодени маси од еволутивните модели би биле стабилни доколку надворешните три планети се во 1:2:4 орбитална резонанца (слична на Лапласовата резонанца помеѓу внатрешните три галилееви сателити на Јупитер: Јо, Европа и Ганимед, како и три од планетите во системот Глизе 876). Сепак, спорно е дали планетата b е во резонанца со другите 3 планети. Според динамичките симулации, HR 8799 може да биде дури и екстрасончев систем со повеќекратна резонанца 1:2:4:8. Четири млади планети сè уште светат црвено-жешко од топлината на новното формирање, и се поголеми од Јупитер и со текот на времето ќе се изладат и ќе се намалат до големини од 0,8-1,0 полупречници на Јупитер.
Широкопојасна фотометрија на планетите b, c и d покажала дека може да има значителни облаци во нивната атмосфера, додека инфрацрвената спектроскопија на планетите b и c укажува на нерамнотежа /. Блиски инфрацрвени набљудувања со интегралниот теренски спектрограф Проект 1640 на опсерваторијата „Паломар“ покажале дека составите помеѓу четирите планети значително се разликуваат. Ова е изненадување бидејќи планетите се претпоставува дека настанале на ист начин од истиот диск и имаат слична сјајност.
3.1 Спектри на планетата
Голем број на иследувања ги користеле спектрите на HR 8799 за да го одредат нивниот хемиски состав и да ги ограничат сценаријата за нивното формирање. Првото спектроскопско истражување на планетата b (изведена на блиску инфрацрвени бранови должини) открило силна апсорпција на вода и навестувања за апсорпција на метан. Последователно, била откриена и слаба апсорпција на метан и јаглерод моноксид во атмосферата на оваа планета, што укажува на ефикасно вертикално мешање на атмосферата и нерамнотежа / на фотосферата. Во споредба со моделите на планетарните атмосфери, овој прв спектар на планета b најдобро се совпаѓа со модел на зголемена металичност (околу 10 пати поголема од металичноста на Сонцето), што може да ја поддржи идејата дека оваа планета настанала преку акреција на јадрото.
Првите истовремени спектри на сите четири познати планети во системот на HR 8799 биле добиени во 2012 година со помош на „Проектот 1640“ во опсерваторијата Паломар. Блиските инфрацрвени спектри од овој инструмент ги потврдиле црвените бои на сите четири планети и најдобро се совпаѓаат со модели на планетарни атмосфери кои вклучуваат облаци. Иако овие спектри директно не кореспондираат со ниту еден познат астрофизички објект, некои од спектрите на планетата покажуваат сличности со кафеави џуџиња од типот L и Т и со ноќниот спектар на Сатурн. Импликациите на симултаните спектри на сите четири планети добиени со „Проект 1640“ се сумирани на следниов начин: Планета „b“ содржи амонијак и/или ацетилен, како и јаглерод диоксид, но има малку метан; планета „c“ содржи амонијак, можеби малку ацетилен, но ниту јаглерод диоксид ниту значителен метан; планета „d“ содржи ацетилен, метан и јаглерод диоксид, но амонијакот не е дефинитивно откриен; планета „e“ содржи метан и ацетилен, но нема амонијак или јаглерод диоксид. Спектарот на планетата „e“ е сличен на поцрвенетиот спектар на Сатурн.
Спектроскопија со блиска инфрацрвена резолуција, добиена со телескопот „Кек“, дефинитивно открила линии на јаглерод моноксид и апсорпција на вода во атмосферата на планетата „c“. Односот јаглерод-кислород, кој се смета дека е добар показател за историјата на формирањето на џиновските планети, за планетата c бил измерен дека е малку поголем од оној на ѕвездата домаќин HR 8799. Засилениот сооднос јаглерод-кислород и исцрпените нивоа на јаглерод и кислород на планетата c фаворизираат размислување дека планетата се формирала преку аккреција на јадрото. Сепак, важно е да се забележи дека заклучоците за историјата на формирањето на планетата само врз основа на нејзиниот состав може да бидат неточни доколку планетата претрпела значителна миграција, хемиска еволуција или длабење на јадрото. Подоцна, во ноември 2018 година, истражувачите го потврдиле постоењето на вода и отсуството на метан во атмосферата на користејќи спектроскопија со висока резолуција и блиска инфрацрвена адаптивна оптика (NIRSPAO) во опсерваторијата Кек..
Црвените бои на планетите може да се објаснат со присуството на железо и силикатни атмосферски облаци, додека нивната ниска површинска гравитација може да ги објасни силните концентрации на јаглерод моноксид во нерамнотежа и недостатокот на силна апсорпција на метан.
3.2 Остаточен диск
Во јануари 2009 година, вселенскиот телескоп „Спицер“ добил слики од остаточен диск околу HR 8799. Се разликуваат три компоненти на остаточен диск:
# Топла прашина ( ≈ 150 К) орбитира во рамките на највнатрешната планета (d). Внатрешниот и надворешниот раб на овој појас се блиску до 4:1 и 2:1 резонанции со планетата.# Широк појас на ладна прашина ( ≈ 45 К) со остар внатрешен раб кој орбитира веднаш надвор од најоддалечената планета (b). Внатрешниот раб на овој појас е приближно во резонанца 3:2 со споменатата планета, слична на Нептун и Кајперовиот појас.# Драматичен ореол од мали зрна кои потекнуваат од компонентата на ладна прашина.
Ореолот е необичен и подразбира високо ниво на динамична активност што најверојатно се должи на гравитациското мешање од масивните планети. Тимот на Спицер вели дека најверојатно се случуваат судири помеѓу тела слични на оние во Кајперовиот Појас и дека трите големи планети можеби сè уште не се сместиле во нивните последни, стабилни орбити.
На фотографијата, светлите, жолтобели делови од прашината доаѓаат од надворешниот ладен диск. Огромниот продолжен ореол од прашина, забележан во портокалово-црвено, има пречник од ≈ 2.000 АЕ. Пречникот на орбитата на Плутон (≈80 АЕ) се прикажува за навод како точка во средината.
Овој диск е толку дебел што ја загрозува стабилноста на младиот систем..
3.3 Vortex Coronagraph
До 2010 година, телескопите можеле директно да снимаат вонсончеви планети единствено под исклучителни околности. Поточно, полесно било да се добијат слики кога планетата е особено голема (значително поголема од Јупитер), широко одвоена од нејзината матична ѕвезда и жешка така што емитира интензивно инфрацрвено зрачење. Меѓутоа, во 2010 година, тим од лабораторијата за реактивен погон на НАСА покажал дека вителскиот коронограф може да им овозможи на малите телескопи директно да снимаат планети. Тие го направиле тоа со сликање на претходно снимените HR 8799 планети со користење на само 1,5 m дел од телескопот Хејл.
3.4 NICMOS слики
Во 2009 година, стара слика од NICMOS била обработена за да се прикаже предвидената вонсончева планета околу HR 8799. Во 2011 година, три дополнителни вонсончеви планети биле прикажани на слика NICMOS направена во 1998 година, користејќи напредна обработка на податоци. Сликата овозможува подобро да се карактеризираат орбитите на планетите, бидејќи им требаат многу децении за да орбитираат околу нивната ѕвезда домаќин.
3.5 Пребарување радио емисии
Започнувајќи од 2010 година, астрономите барале радио емисии од вонсончеви планети кои орбитираат околу HR 8799 користејќи го радио телескопот во опсерваторијата „Аресибо“. И покрај големите маси, топлите температури и сјајот како кафеаво џуџе, тие не успеале да откријат никакви емисии на 5 GHz до праг за откривање густина на флукс од 1,0 mJy.