Richtiger Aufstieg | 23 h 07 m 28.7157 s |
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Deklination | 21 ° 08 '03 .302 '' |
Konstellation | Pegasus |
Scheinbare Größe | 5.964 |
Ort im Sternbild: Pegasus | |
Spektraltyp | kA5 hF0 mA5 V ; λ Boo |
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UB- Index | −0.04 |
BV- Index | 0,234 |
Variabilität | γ Doradus |
Radialgeschwindigkeit | –11,5 ± 2 km / s |
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Saubere Bewegung |
μ α = +108,301 ± 0,168 mas / a μ δ = –49,480 ± 0,152 mas / a |
Parallaxe | 24,217 5 ± 0,088 1 mas |
Entfernung | 41,292 5 ± 0,150 2 Stk. (~ 135 al ) |
Absolute Größe | 2,98 ± 0,08 |
Masse | 1,47 ± 0,30 M ☉ |
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Strahl | 1,34 ± 0,05 R ☉ |
Oberflächengravitation (log g) | 4,35 ± 0,05 |
Helligkeit | 4,92 ± 0,41 l ☉ |
Temperatur | 7.430 ± 75 K. |
Metallizität | [M / H] = –0,47 ± 0,10 |
Drehung | 37,5 ± 2 km / s |
Alter |
30+20 −10× 10 6 a |
Planeten | 4: HR 8799 b , c , d und e |
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Andere Bezeichnungen
V342 Pegasi , BD +20 5278, FK5 3850 , GC 32209, HD 218396 , HIP 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1
HR 8799 ist ein variabler Stern vom Typ γ Doradus vom Spektraltyp kA5 hF0 mA5 V λ Bootis , der zur Hauptsequenz gehört und 135 Lichtjahre (41 Parsec ) von der Sonne entfernt im Sternbild Pegasus liegt .
Dies ist ein junger Stern, ungefähr 60 Millionen Jahre alt, 1,5-mal so groß wie die Masse und 4,9-mal so hell wie die Sonne . Es befindet sich im Zentrum eines Systems aus einer Trümmerscheibe und mindestens vier massiven Exoplaneten, die mit Fomalhaut b erstmals von den Quebecern Christian Marois , René Doyon und David Lafrenière mit den Teleskopen Keck und Gemini durch direkte Bildgebung entdeckt wurden Hawaii im Jahr 2008 .
8799 HR ist ein Sterntyp λ Boötis , dass seine äußeren Schichten sind in abgereichertem heißt Elemente der Eisen Peak : 24 Cr , 25 Mn , 26 Fe , 27 Co und 28 Ni . Dies ist möglicherweise die Folge der Ansammlung von Gasen, die in diesen Elementen arm sind, aus der protoplanetaren Scheibe, die den Stern kurz nach seiner Bildung umgab. Die Form der Wasserstofflinie sowie die effektive Temperatur des Sterns stimmen mit einem Spektrum vom Typ F0 V überein , aber die metallischen Linien - und insbesondere die K-Linie von Calcium - stimmen eher mit einer Klasse A5 überein. V. daher ein global geschriebener Spektraltyp: kA5 hF0 mA5 V; λ Boo .
Bis heute wurden vier massive Planeten mit 7 bis 10 jovianischen Massen um den Stern herum entdeckt:
Planet oder Scheibe | Masse ( M J ) |
Semi-Major-Achse proj . * ( UA ) |
Umlaufzeit ( a ) |
Exzentrizität |
Hot Disk | ? | ? | ? | ? |
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 | ? |
Trümmerscheibe | ? | 75 | ? | ? |
Staubhalo | ? | bis zu etwa 1500 | ? | ? |
* Nur die auf das Himmelsgewölbe in Höhe des Sterns projizierte Entfernung kann geschätzt werden, da die Umlaufbahnparameter dieser Planeten unbekannt sind. | ||||
Planetensystem von HR 8799 |
HR 8799 ist 4,9-mal heller als die Sonne , was bedeutet, dass es von HR 8799 weiter dauert, bis eine vergleichbare Bestrahlungsstärke erreicht ist . Nun ist die vier Planeten von HR 8799 - HR 8799 e , HR 8799 d , HR 8799 c und HR 8799 b durch zunehmende große Halbachse - sind zwei bis drei Mal weiter von dem Sterne als Jupiter , Saturn und Uranus sind jeweils. Und Neptun von der Sonne, was bedeutet, dass sie von ihrem Stern eine Bestrahlungsstärke erhalten, die mit der der vier Riesenplaneten des Sonnensystems vergleichbar ist .
Von der Erde aus gesehen drehen sich diese Planeten gegen den Uhrzeigersinn um ihren Stern, was durch mehrere Beobachtungen aus dem Jahr 2004 bestätigt wurde. Dieses System ist eher stabil, wenn die Planeten HR 8799 c und HR 8799 d eine Orbitalresonanz 1 aufweisen : 2, was eine Exzentrizität der Umlaufbahn von mehr als 0,04 für den Planeten HR 8799 d impliziert , um den Beobachtungen zu entsprechen. Allgemeiner wäre dieses Planetensystem am stabilsten, wenn die Planeten HR 8799 b , HR 8799 c und HR 8799 d eine 1: 2: 4-Orbitalresonanz aufweisen würden, die der Laplace-Resonanz der drei inneren galiläischen Satelliten um die Hälfte ähnelt Hauptabnehmungsachse, Ganymed , Europa und Io oder drei der Exoplaneten des Gliese- Systems 876 .
In einem vorveröffentlichten Artikel über arXiv the18. September 2019, Jean-Baptiste Ruffio und seine Kollegen zeigen , dass sie die Radialgeschwindigkeit von Planeten b und c erhalten , das war -9,2 ± 0,5 km / s und -11,6 ± 0,5 km / s Diese Messung im Jahr 2010 machte es möglich , besser einschränken zu dem 3D-Ausrichtung der Umlaufbahnen durch Entfernen der Degeneration auf der Länge des aufsteigenden Knotens . Unter der Annahme, dass die Planeten b und c koplanare Umlaufbahnen haben und ohne Berücksichtigung der Planeten d und e, erhielten sie die folgenden Einschränkungen: Omega = 89+27
−17 Grad und i = 20,8+4,5
-3,7 Grad
Die breitbandige Photometrie der drei äußersten Planeten - b, c und d durch große Halbachse abnehmend - zeigt die Anwesenheit von vielen Wolken in ihrer Atmosphäre , die in der Nähe von Infrarot - Spektrometrie von Planeten b und Cy auch die Anwesenheit einer Chemie von Anzeige Kohlenmonoxid ( CO) und Methan (CH 4).
Das Spitzer-Weltraumteleskop hat in erhaltenJanuar 2009Bilder der HR 8799- Trümmerscheibe , die es ermöglichten, drei Komponenten zu unterscheiden:
Laut dem Spitzer-Team, das die Studie durchgeführt hat, treten immer noch Kollisionen zwischen Körpern auf, die denen in unserem Kuipergürtel ähnlich sind , und die drei äußeren massiven Planeten des Systems haben ihre endgültige stabile Umlaufbahn noch nicht erreicht.