HR 8799 es una estrella de secuencia principal de aproximadamente 30 millones de años ubicada a 133,3 años luz (40,9 parsecs ) de la Tierra en la constelación de Pegaso . Tiene aproximadamente 1,5 veces la masa del Sol y 4,9 veces su luminosidad. Es parte de un sistema que también contiene un disco de escombros y al menos cuatro planetas masivos . Esos planetas, junto con Fomalhaut b , fueron los primeros exoplanetas cuyo movimiento orbital fue confirmado por imágenes directas . La estrella es una variable Gamma Doradus : sula luminosidad cambia debido a pulsaciones no radiales de su superficie. La estrella también está clasificada como estrella Lambda Boötis , lo que significa que sus capas superficiales están agotadas en elementos de picos de hierro . Es la única estrella conocida que es simultáneamente una variable Gamma Doradus, un tipo Lambda Boötis y una estrella similar a Vega (una estrella con exceso de emisión infrarroja causada por un disco circunestelar ).
HR 8799 (centro) con HR 8799 e (derecha), HR 8799 d (parte inferior derecha), HR 8799 c (parte superior derecha), HR 8799 b (parte superior izquierda) del Observatorio WM Keck | |
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
---|---|
Constelación | Pegaso |
Ascensión recta | 23 h 07 m 28,7157 s [1] |
Declinación | + 21 ° 08 ′ 03.311 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 5.964 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | kA5 hF0 mA5 V; λ Boo [3] [4] |
Índice de color U − B | −0,04 [5] |
Índice de color B − V | 0.234 [2] |
Tipo variable | Variable Gamma Doradus [2] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | −11,5 ± 2 [2] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: 108,284 ± 0,056 [1] mas / año Dec .: −50.040 ± 0.059 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 24,4620 ± 0,0455 [1] mas |
Distancia | 133,3 ± 0,2 ly (40,88 ± 0,08 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 2,98 ± 0,08 [3] |
Detalles | |
Masa | 1,47 ± 0,30 [3] M ☉ |
Radio | 1,34 ± 0,05 [3] R ☉ |
Luminosidad (bolométrica) | 4,92 ± 0,41 [3] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4,35 ± 0,05 [3] cgs |
Temperatura | 7430 ± 75 [3] K |
Metalicidad [Fe / H] | −0,52 ± 0,08 [6] [a] dex |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 37,5 ± 2 [3] km / s |
Edad | 30+20 −10 millones [7] años |
Otras designaciones | |
V342 Pegasi , BD +20 5278, FK5 3850, GC 32209, HD 218396, HIP 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1. [2] | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Archivo de exoplanetas | datos |
Los planetas extrasolares Encyclopaedia | datos |
Localización
HR 8799 es una estrella visible a simple vista. Tiene una magnitud de 5,96 y se encuentra dentro del borde occidental de la gran plaza de Pegaso casi exactamente a medio camino entre Scheat y Markab . El nombre de la estrella de HR 8799 es su número de línea en (la versión revisada del catálogo de estrellas brillantes de Henry Drapper ) .
Propiedades estelares
La estrella HR 8799 es miembro de la clase Lambda Boötis ( λ Boo), un grupo de estrellas peculiares con una inusual falta de "metales" (elementos más pesados que el hidrógeno y el helio) en su atmósfera superior. Debido a este estado especial, estrellas como HR 8799 tienen un tipo espectral muy complejo. El perfil de luminosidad de las líneas de Balmer en el espectro de la estrella, así como de la estrella temperatura efectiva , mejor se ajustan a las propiedades típicas de una estrella F0 V . Sin embargo, la fuerza del calcio II K línea de absorción y las otras líneas metálicas son más parecidos a los de una estrella A5 V . Por tanto, el tipo espectral de la estrella se escribe como kA5 hF0 mA5 V; λ Boo . [3] [4]
La determinación de la edad de esta estrella muestra algunas variaciones según el método utilizado. Estadísticamente, para las estrellas que albergan un disco de escombros, la luminosidad de esta estrella sugiere una edad de entre 20 y 150 millones de años. La comparación con estrellas que tienen un movimiento similar a través del espacio da una edad en el rango de 30 a 160 millones de años. Dada la posición de la estrella en el diagrama de luminosidad versus temperatura de Hertzsprung-Russell , tiene una edad estimada en el rango de 30 a 1.128 millones de años. Las estrellas λ Boötis como esta son generalmente jóvenes, con una edad media de mil millones de años. Más exactamente, la astrosismología también sugiere una edad de aproximadamente mil millones de años. [8] Sin embargo, esto se discute porque haría que los planetas se convirtieran en enanas marrones para encajar en los modelos de enfriamiento. Las enanas marrones no serían estables en tal configuración. El mejor valor aceptado para una edad de HR 8799 es de 30 millones de años, consistente con ser miembro del grupo de estrellas en movimiento conjunto de la asociación Columba . [9]
Un análisis anterior del espectro de la estrella revela que tiene una ligera sobreabundancia de carbono y oxígeno en comparación con el Sol (aproximadamente un 30% y un 10% respectivamente). Si bien algunas estrellas Lambda Boötis tienen una abundancia de azufre similar a la del Sol, este no es el caso de HR 8799; la abundancia de azufre es solo alrededor del 35% del nivel solar. La estrella también es pobre en elementos más pesados que el sodio : por ejemplo, la abundancia de hierro es solo el 28% de la abundancia de hierro solar. [10] Asteroseismic observaciones de otro pulsantes estrellas Lambda Boötis sugieren que los patrones peculiar abundancia de estas estrellas se limitan a sólo la superficie: la composición a granel es probable más normal. Esto puede indicar que las abundancias de elementos observadas son el resultado de la acumulación de gas pobre en metales del entorno alrededor de la estrella. [11]
En 2020, el análisis espectral que utilizó múltiples fuentes de datos detectó una inconsistencia en los datos anteriores y concluyó que las abundancias de carbono y oxígeno de las estrellas son iguales o ligeramente más altas que las solares. La abundancia de hierro se actualizó a 30+6
−5% del valor solar. [6]
El análisis astrosísmico que utiliza datos espectroscópicos indica que la inclinación de rotación de la estrella está limitada a ser mayor o aproximadamente igual a 40 °. Esto contrasta con las inclinaciones orbitales de los planetas, que se encuentran aproximadamente en el mismo plano en un ángulo de aproximadamente 20 ° ± 10 ° . Por lo tanto, puede haber una falta de alineación inexplicable entre la rotación de la estrella y las órbitas de sus planetas. [12] La observación de esta estrella con el Observatorio de rayos X Chandra indica que tiene un nivel débil de actividad magnética , pero la actividad de los rayos X es mucho mayor que la de una estrella de tipo A como Altair . Esto sugiere que la estructura interna de la estrella se parece más a la de una estrella F0. La temperatura de la corona estelar es de aproximadamente 3,0 millones de K . [13]
Sistema planetario
Compañero (en orden de estrella) | Masa | Semieje mayor ( AU ) | Período orbital ( años ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
---|---|---|---|---|---|---|
mi | 7,4 ± 0,6 M J | 16,25 ± 0,04 | ~ 45 | 0,1445 ± 0,0013 | 25 ± 8 ° | 1,17+0,13 −0,11 R J |
D | 9,1 ± 0,2 M J | 26,67 ± 0,08 | ~ 100 | 0,1134 ± 0,0011 | 28 ° | 1.2+0,1 −0 R J |
C | 7.8 ± 0.5 M J | 41,39 ± 0,11 | ~ 190 | 0,0519 ± 0,0022 | 28 ° | 1.2+0,1 −0 R J |
B | 5,7 ± 0,4 M J | 71,6 ± 0,2 | ~ 460 | 0,016 ± 0,001 | 28 ° | 1.2+0,1 −0,1 R J |
Disco de polvo | 135–360 [17] AU | - | - |
El 13 de noviembre de 2008, Christian Marois del Instituto de Astrofísica Herzberg del Consejo Nacional de Investigación de Canadá y su equipo anunciaron que habían observado directamente tres planetas orbitando la estrella con los telescopios Keck y Gemini en Hawai , [18] [19] [20] [ 21] en ambos casos empleando óptica adaptativa para realizar observaciones en el infrarrojo . [b] Una anteriores al descubrimiento de observación de los 3 planetas exteriores se encontró más tarde en las imágenes de infrarrojos obtenidos en 1998 por el telescopio espacial Hubble 's NICMOS instrumento, después se aplicó una técnica de procesamiento de imágenes de nuevo desarrollo. [22] Otras observaciones en 2009-2010 revelaron el cuarto planeta gigante orbitando dentro de los primeros tres planetas con una separación proyectada de poco menos de 15 AU , [7] [23] que ha sido confirmado por múltiples estudios. [24]
El planeta exterior orbita dentro de un disco polvoriento como el cinturón Solar de Kuiper . Es uno de los discos más masivos conocidos alrededor de cualquier estrella dentro de los 300 años luz de la Tierra, y hay espacio en el sistema interno para planetas terrestres . [20] Hay un disco de escombros adicional justo dentro de la órbita del planeta más interno. [7]
Los radios orbital de los planetas e , d , c , y b son 2-3 veces los de Jupiter , Saturno , Urano , y Neptuno órbitas 's, respectivamente. Debido a la ley del cuadrado inverso que relaciona la intensidad de la radiación con la distancia desde la fuente, existen intensidades de radiación comparables a distancias √ 4,9 ≈ 2,2 veces más alejadas de HR 8799 que del Sol, el resultado es que los planetas correspondientes en los sistemas solar y HR 8799 reciben cantidades similares de radiación estelar. [7]
Estos objetos están cerca del límite de masa superior para clasificarlos como planetas; si superaran las 13 masas de Júpiter , serían capaces de fusionarse deuterio en sus interiores y, por lo tanto, calificarían como enanas marrones según la definición de estos términos utilizados por el Grupo de Trabajo de Planetas Extrasolares de la IAU . [25] Si las estimaciones de masa son correctas, el sistema HR 8799 es el primer sistema extrasolar de múltiples planetas del que se obtienen imágenes directamente. [19] El movimiento orbital de los planetas es en sentido contrario a las agujas del reloj y se confirmó mediante múltiples observaciones que se remontan a 1998. [18] Es más probable que el sistema sea estable si los planetas e, d y c están en un 4: Resonancia 2: 1, lo que implicaría que la órbita del planeta d tiene una excentricidad superior a 0,04 para cumplir con las limitaciones observacionales. Los sistemas planetarios con las masas de mejor ajuste de los modelos evolutivos serían estables si los tres planetas exteriores están en una resonancia orbital 1: 2: 4 (similar a la resonancia de Laplace entre los tres satélites galileanos internos de Júpiter : Io , Europa y Ganímedes también como tres de los planetas del sistema Gliese 876 ). [7] Sin embargo, se discute si el planeta b está en resonancia con los otros 3 planetas. Según simulaciones dinámicas, el sistema planetario HR 8799 puede ser incluso un sistema extrasolar con resonancia múltiple 1: 2: 4: 8. [16] Los 4 planetas jóvenes todavía están brillando al rojo vivo por el calor de su formación, y son más grandes que Júpiter y con el tiempo se enfriarán y encogerán a los tamaños de 0,8-1,0 radios de Júpiter.
La fotometría de banda ancha de los planetas b, cyd ha demostrado que puede haber nubes significativas en sus atmósferas, [23] mientras que la espectroscopia infrarroja de los planetas byc apunta a un desequilibrio de CO / CH
4química. [7] Las observaciones del infrarrojo cercano con el espectrógrafo de campo integral del Proyecto 1640 en el Observatorio Palomar han demostrado que las composiciones entre los cuatro planetas varían significativamente. Esto es una sorpresa ya que presumiblemente los planetas se formaron de la misma manera a partir del mismo disco y tienen luminosidades similares. [26]
Espectros planetarios
Varios estudios han utilizado los espectros de los planetas de HR 8799 para determinar sus composiciones químicas y restringir sus escenarios de formación. El primer estudio espectroscópico del planeta b (realizado en longitudes de onda del infrarrojo cercano) detectó una fuerte absorción de agua, lo que indica una atmósfera rica en hidrógeno. También se detectó una absorción débil de metano y monóxido de carbono en la atmósfera de este planeta, lo que indica una mezcla vertical eficiente de la atmósfera y un desequilibrio CO / CH
4relación en la fotosfera. En comparación con los modelos de atmósferas planetarias, este primer espectro del planeta b se corresponde mejor con un modelo de metalicidad mejorada (aproximadamente 10 veces la metalicidad del Sol), que puede respaldar la idea de que este planeta se formó a través de la acumulación de núcleos. [27]
Los primeros espectros simultáneos de los cuatro planetas conocidos en el sistema HR 8799 se obtuvieron en 2012 utilizando el instrumento Proyecto 1640 en el Observatorio Palomar. Los espectros del infrarrojo cercano de este instrumento confirmaron los colores rojos de los cuatro planetas y se combinan mejor con modelos de atmósferas planetarias que incluyen nubes. Aunque estos espectros no corresponden directamente a ningún objeto astrofísico conocido, algunos de los espectros planetarios demuestran similitudes con las enanas marrones de tipo L y T y el espectro del lado nocturno de Saturno. Las implicaciones de los espectros simultáneos de los cuatro planetas obtenidos con el Proyecto 1640 se resumen a continuación: El planeta b contiene amoníaco y / o acetileno, así como dióxido de carbono, pero tiene poco metano; el planeta c contiene amoníaco, quizás algo de acetileno pero ni dióxido de carbono ni metano sustancial; el planeta d contiene acetileno, metano y dióxido de carbono, pero el amoníaco no se detecta definitivamente; El planeta e contiene metano y acetileno, pero no amoníaco ni dióxido de carbono. El espectro del planeta e es similar al espectro enrojecido de Saturno. [26]
La espectroscopia de infrarrojo cercano de resolución moderada, obtenida con el telescopio Keck, detectó de manera definitiva líneas de absorción de agua y monóxido de carbono en la atmósfera del planeta c. Se midió que la relación carbono-oxígeno, que se cree que es un buen indicador de la historia de la formación de planetas gigantes, para el planeta c es ligeramente mayor que la de la estrella anfitriona HR 8799. La relación carbono-oxígeno mejorada y los niveles reducidos de carbono y oxígeno en el planeta c favorecen una historia en la que el planeta se formó a través de la acumulación de núcleos. [28] Sin embargo, es importante señalar que las conclusiones sobre la historia de formación de un planeta basadas únicamente en su composición pueden ser inexactas si el planeta ha sufrido una migración significativa, evolución química o dragado de núcleos. [ aclaración necesaria ] Más tarde, en noviembre de 2018, los investigadores confirmaron la existencia de agua y la ausencia de metano en la atmósfera de HR 8799 c utilizando espectroscopia de alta resolución y óptica adaptativa de infrarrojo cercano ( NIRSPAO ) en el Observatorio Keck. [29] [30]
Los colores rojos de los planetas pueden explicarse por la presencia de nubes atmosféricas de hierro y silicato, mientras que su baja gravedad superficial podría explicar las fuertes concentraciones de desequilibrio de monóxido de carbono y la falta de una fuerte absorción de metano. [28]
Disco de escombros
En enero de 2009, el Telescopio Espacial Spitzer obtuvo imágenes del disco de escombros alrededor de HR 8799. Se distinguieron tres componentes del disco de escombros:
- Polvo caliente ( T ≈ 150 K) orbitando dentro del planeta más interno (e). Los bordes interior y exterior de este cinturón están cerca de resonancias 4: 1 y 2: 1 con el planeta. [7]
- Una amplia zona de polvo frío ( T ≈ 45 K) con un borde interior afilado que orbita justo fuera del planeta más exterior (b). El borde interior de este cinturón está aproximadamente en resonancia 3: 2 con dicho planeta, similar a Neptuno y el cinturón de Kuiper . [7]
- Un halo espectacular de pequeños granos que se origina en el componente de polvo frío.
El halo es inusual e implica un alto nivel de actividad dinámica que probablemente se deba a la agitación gravitacional de los planetas masivos. [31] El equipo de Spitzer dice que es probable que se produzcan colisiones entre cuerpos similares a los del Cinturón de Kuiper y que es posible que los tres grandes planetas aún no se hayan asentado en sus órbitas estables finales. [32]
En la foto, las partes brillantes de color blanco amarillento de la nube de polvo provienen del disco frío exterior. El enorme halo de polvo extendido, visto en rojo anaranjado, tiene un diámetro de ≈ 2000 UA . El diámetro de la órbita de Plutón (≈ 80 AU ) se muestra como referencia como un punto en el centro. [33]
Este disco es tan grueso que amenaza la estabilidad del joven sistema. [34]
Coronagraph Vortex: banco de pruebas para tecnología de imágenes de alto contraste
Hasta el año 2010, los telescopios solo podían obtener imágenes de exoplanetas directamente en circunstancias excepcionales. Específicamente, es más fácil obtener imágenes cuando el planeta es especialmente grande (considerablemente más grande que Júpiter ), está muy separado de su estrella madre y está caliente de modo que emite una intensa radiación infrarroja. Sin embargo, en 2010, un equipo del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA demostró que un coronógrafo de vórtice podría permitir que pequeños telescopios obtengan imágenes directas de planetas. [35] Hicieron esto tomando imágenes de los planetas HR 8799 previamente fotografiados usando solo una porción de 1,5 m del Telescopio Hale .
Imágenes de NICMOS
En 2009, se procesó una imagen antigua de NICMOS para mostrar un exoplaneta predicho alrededor de HR 8799. [36] En 2011, tres exoplanetas más se hicieron visibles en una imagen de NICMOS tomada en 1998, utilizando procesamiento de datos avanzado. [36] La imagen permite caracterizar mejor las órbitas de los planetas, ya que tardan muchas décadas en orbitar su estrella anfitriona. [36]
Búsqueda de emisiones de radio
A partir de 2010, los astrónomos buscaron emisiones de radio de los exoplanetas que orbitan HR 8799 utilizando el radiotelescopio del Observatorio de Arecibo . A pesar de las grandes masas, las temperaturas cálidas y la luminosidad similar a una enana marrón , no pudieron detectar ninguna emisión a 5 GHz hasta un umbral de detección de densidad de flujo de 1,0 mJy . [37]
Ver también
- Lista de exoplanetas
- Imágenes directas de planetas extrasolares
Notas
- ↑ La estrella es miembro de laclase Lambda Boötis de estrellas peculiares , por lo que la abundancia observada puede no reflejar la abundancia de la estrella en su conjunto.
- ^ Los planetas son jóvenes y, por lo tanto, todavía están calientes y brillantes en laparte del espectro del infrarrojo cercano .
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Coordenadas : 23 h 07 m 28,7150 s , + 21 ° 08 ′ 03,302 ″