Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Wikipedia

HR 8799

HR 8799 is ’n hoofreeksster van rofweg 30 miljoen jaar oud sowat 129 ligjare van die Aarde af in die sterrebeeld Vlieënde Perd. Sy massa is rofweg 1,5 keer dié van die Son en sy ligsterkte 4,9 keer die Son s'n. Dit is deel van ’n stelsel wat ook ’n rommelskyf en minstens vier gasreuse bevat.[4] Hierdie planete en Fomalhaut b is die eerste eksoplanete waarvan die wentelbane met regstreekse beeldvorming bevestig is.

HR 8799
HR 8799 (middel) met HR 8799e (regs), HR 8799d (regs onder), HR 8799c (regs bo) en HR 8799b (links bo), van die W.M. Keck-sterrewag.
HR 8799 (middel) met HR 8799e (regs), HR 8799d (regs onder), HR 8799c (regs bo) en HR 8799b (links bo), van die W.M. Keck-sterrewag.
Sterrebeeld Vlieënde Perd
Spektraaltipe kA5 hF0 mA5 V; λ Boo[1][2]
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Regte klimming 23h 07m 28.7150s
Deklinasie +21° 08′ 03.302″
Skynmagnitude (m) 5,964
Absolute magnitude (M) 2,98±0,08[1]
B-V-kleurindeks  0,234
U-B-kleurindeks  −0,04[3]
Besonderhede
Massa (M☉) 1,47±0,30[1]
Radius (R☉) 1,34±0,05[1]
Ouderdom (jaar) 30+20−10 miljoen[4]
Temperatuur (K) 7 430±75[1]
Eienskappe
Veranderlikheid Gamma Doradus-veranderlike
Ander name
V342 Pegasi, BD+20 5278, FK5 3850, GC 32209, HD 218396, HIP 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1.
Portaal  Portaalicoon   Sterrekunde

Dit is die enigste bekende ster wat tegelykertyd ’n Gamma Doradus-veranderlike, ’n Lambda Boötis-ster (met ’n oppervlak wat arm is aan metale)[1]en ’n Vega-tipe ster (met uitermate infrarooi uitstralings vanweë ’n sirkumstellêre skyf) is.[5]

Ster se eienskappe

wysig

HR 8799 val in die klas Lambda Boötis (λ Boo), ’n groep sterre wat besonder min metale (elemente swaarder as waterstof en helium) in hul buitenste atmosfeer het. Sulke sterre het ’n baie ingewikkelde spektraaltipe. Sommige aspekte stem ooreen met dié van ’n tipiese F0 V-ster en ander aspekte met dié van ’n A5 V-ster. Die ster se spektraaltipe word geskryf as kA5 hF0 mA5 V; λ Boo.[1][2]

Die ouderdomsbepaling van hierdie ster toon effense variasies na gelang van die metode wat gebruik word. Gabaseer op ander sterre met ’n rommelskyf, dui die ster se ligsterkte op ’n ouderdom van sowat 20 miljoen tot 150 miljoen jaar. Vergelykings met ander sterre met ’n soortgelyke beweging deur die ruimte dui op ’n ouderdom van 30 miljoen tot 160 miljoen jaar. As gekyk word na die ster se posisie op die Hertzsprung-Russell-diagram van ligsterkte teenoor temperatuur, word die ouderdom geraam op sowat 30 miljoen tot 1,128 miljard jaar. Verder dui asteroseismologie op ’n ouderdom van sowat ’n miljard jaar, die gemiddelde ouderdom van λ Boötis-sterre.[6] Die beste raming van ’n ouderdom vir HR 8799 is 30 miljoen jaar, wat gebaseer is op die ouderdom van ’n groep sterre wat saam met hom deur die ruimte beweeg.[7]

Planeetstelsel

wysig
Die HR 8799-stelsel[4][8]
Planeet of skyf
(vanaf ster) 		Massa Halwe lengteas
(AE) 		Wentelperiode
(dae) 		Eksentrisiteit Baanhelling
(°) 		Radius
e 7+3−2 MJ 14,5±0,5 ~45 — — —
d 7+3−2 MJ 24±0 ~100 >0,04[9] 28 1,2±0,1 RJ
c 7+3−2 MJ 38 ~190 — 28 1,2±0,1 RJ
b 5+2−1 MJ 68 ~460 — 28 1,2+0,1−0,1 RJ

Op 13 November 2008 het Christian Marois van die Herzberg-instituut van Kanada se Nasionale Navorsingsraad en sy span aangekondig hulle het drie eksoplanete om die ster direk waargeneem met die Keck- en Gemini-teleskope in Hawaii.[5][10][11][12]

Infrarooi beelde van die drie planete deur die Hubble-ruimteteleskoop wat al in 1998 geneem is, is later ontdek.[13] Verdere waarnemings in 2009-2010 het gewys daar is ’n vierde planeet wat nader aan die ster is as die ander drie.[4][14][15]

Die buitenste planeet wentel in ’n stowwerige skyf soortgelyk aan die Sonnestelsel se Kuipergordel. Dit is een van die grootste bekende skywe om ’n ster binne 300 ligjare van die Aarde af. Daar is ook in die binneste stelsel plek vir aardplanete.[11] Daar is nog ’n rommelskyf net binne die wentelbaan van die binneste planeet.[4]

Die wentelradiusse van planete e, d, c en b is twee tot drie keer dié van Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus onderskeidelik. Die planete is naby die maksimum massa vir klassifikasie as planete; as hulle massas van meer as 13 Jupiter-massas gehad het, sou hulle in staat gewees het tot deuterium-fusie in hul binnekant en sou hulle as bruindwerge geklassifiseer kon word volgens die definisies van die Internasionale Astronomiese Unie (IAU) se werkgroep vir ekstrasolêre planete.[16]

 
’n Spitzer-infrarooifoto van HR 8799 se rommelskyf, Januarie 2009. Die klein kolletjie in die middel is die grootte van Pluto se wentelbaan.

Die stelsel sal meer waarskynlik stabiel wees as planete e, d en c in ’n 4:2:1-resonansie is. Dit lyk of b nie in resonansie met die ander drie is nie.

Die vier planete is steeds gloeiend warm vanweë hul jong ouderdom. Hulle is nou groter as Jupiter, maar sal mettertyd afkoel en krimp tot ’n grootte van 0,8 tot 1 Jupiter-radiusse.

Rommelskyf

wysig

In Januarie 2009 het die Spitzer-ruimteteleskoop foto's van die rommelskyf om HR 8799 geneem. Drie komponente is onderskei:

  1. Warm stof (temperatuur: ~150 K) wentel nader aan die ster as die binneste planeet (e). Die binneste en buitenste rande van hierdie gordel is na aan 4:1- en 2:1-resonansies met die planeet.[4]
  2. ’n Breë sone van koue stof (temperatuur: ~45 K) met ’n skerp binnerand net buite die buitenste planeet (b). Die binnerand van die gordel is in ’n resonansie van sowat 3:2 met dié planeet, soortgelyk aan Neptunus en die Kuipergordel.[4]
  3. ’n Dramatiese halo van klein korreltjies wat in die sone met die koue stof ontstaan het.

Die halo is ongewoon en dui op ’n hoë vlak van dinamiese aktiwiteit wat waarskynlik verband hou met gravitasionele versteurings deur die groot planete.[17] Volgens die Spitzer-span kom botsings waarskynlik voor tussen liggame, nes in die Kuipergordel, en het die drie groot planete moontlik nog nie gevestig geraak in finale, stabiele wentelbane nie.[18]

Op die foto kom die helder, geelwit dele van die rommelskyf van die buitenste koue skyf. Die groot oranjerooi halo het ’n deursnee van ≈2 000 AE. Die deursnee van Pluto se wentelbaan (≈80 AE) word as verwysing as ’n kolletjie in die middel gewys.[19] Die skyf is so dik dat dit die jong stelsel se stabiliteit bedreig.[20]

Verwysings

wysig
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 Gray, R.O.; Kaye, A.B. (1999). "HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars". The Astronomical Journal. 118 (6): 2993–2996. Bibcode:1999AJ....118.2993G. doi:10.1086/301134.
  2. ↑ 2,0 2,1 Kaye, A.B.; et al. (1999). "Gamma Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (761): 840–844. arXiv:astro-ph/9905042. Bibcode:1999PASP..111..840K. doi:10.1086/316399.
  3. ↑ HR 8799, database entry, The Bright Star Catalogue, 5de hersiene uitg. (voorlopige weergawe), D. Hoffleit en W.H. Warren jr., Centre de Données astronomiques de Strasbourg ID V/50. Besoek op 14 November 2008.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 Marois, C.; Zuckerman, B.; Konopacky, Q. M.; MacIntosh, B.; Barman, T. (2010). "Images of a fourth planet orbiting HR 8799". Nature. 468 (7327): 1080–1083. arXiv:1011.4918. Bibcode:2010Natur.468.1080M. doi:10.1038/nature09684. PMID 21150902.
  5. ↑ 5,0 5,1 Marois, Christian; et al. (November 2008). "Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799". Science. 322 (5906): 1348–1352. arXiv:0811.2606. Bibcode:2008Sci...322.1348M. doi:10.1126/science.1166585. PMID 19008415.
  6. ↑ Moya, A. et al. (Junie 2010), "Age determination of the HR8799 planetary system using asteroseismology", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 405 (1): L81–L85, doi:10.1111/j.1745-3933.2010.00863.x, Bibcode: 2010MNRAS.405L..81M 
  7. ↑ Zuckerman, B.; et al. (Mei 2011). "The Tucana/Horologium, Columba, AB Doradus, and Argus Associations: New Members and Dusty Debris Disks". The Astrophysical Journal. 732 (2): 61. arXiv:1104.0284v1. Bibcode:2011ApJ...732...61Z. doi:10.1088/0004-637X/732/2/61.
  8. ↑ Schneider, J. "Notes for star HR 8799". The Extrasolar Planets Encyclopaedia (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 18 November 2011. Besoek op 13 Oktober 2008.
  9. ↑ Fabrycky, Daniel C.; Murray-Clay, Ruth A. (1 Desember 2008). "Stability of the directly imaged multiplanet system HR 8799: resonance and masses". Astrophys. J. 710 (2): 1408–1421. arXiv:0812.0011. Bibcode:2010ApJ...710.1408F. doi:10.1088/0004-637X/710/2/1408.
  10. ↑ Gemini Observatory (13 November 2008). "Gemini Releases Historic Discovery Image of Planetary First Family". Persberig. http://www.gemini.edu/node/11151. Besoek op 13 November 2008. 
  11. ↑ 11,0 11,1 W.M. Keck Observatory (13 November 2008). "Astronomers capture first images of newly-discovered solar system". Persberig. Archived from the original on 26 November 2013. https://web.archive.org/web/20131126160805/http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231. Besoek op 13 November 2008. 
  12. ↑ Achenbach, Joel (13 November 2008). "Scientists Publish First Direct Images of Extrasolar Planets". The Washington Post. The Washington Post Company. Besoek op 13 November 2008.
  13. ↑ Villard, Ray; Lafreniere, David (1 April 2009). "Hubble Finds Hidden Exoplanet in Archival Data". HubbleSite (in Engels). Nasa. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 Oktober 2016. Besoek op 3 April 2009.
  14. ↑ Currie, Thayne; et al. (Maart 2011). "A Combined Subaru/VLT/MMT 1--5 Micron Study of Planets Orbiting HR 8799: Implications for Atmospheric Properties, Masses, and Formation". The Astrophysical Journal. 729 (2): 128. arXiv:1101.1973. Bibcode:2011ApJ...729..128C. doi:10.1088/0004-637X/729/2/128.
  15. ↑ Skemer, Andrew; et al. (Julie 2012). "First Light LBT AO Images of HR 8799 bcde at 1.6 and 3.3 μm: New Discrepancies between Young Planets and Old Brown Dwarfs". The Astrophysical Journal. 753 (1): 14. arXiv:1203.2615. Bibcode:2012ApJ...753...14S. doi:10.1088/0004-637X/753/1/14.
  16. ↑ "Definition of a "Planet"" (in Engels). Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Desember 2013. Besoek op 16 November 2008.
  17. ↑ Su, K. Y. L.; Rieke, G. H.; Stapelfeldt, K. R.; Malhotra, R.; Bryden, G.; Smith, P. S.; Misselt, K. A.; Moro-Martin, A.; Williams, J. P. (2009). "The Debris Disk Around HR 8799". The Astrophysical Journal. 705: 314. arXiv:0909.2687. Bibcode:2009ApJ...705..314S. doi:10.1088/0004-637X/705/1/314.
  18. ↑ "Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System" (in Engels). NASA Spitzer Space Telescope. 4 November 2009. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 13 November 2019. Besoek op 8 November 2009.
  19. ↑ "A Picture of Unsettled Planetary Youth" (in Engels). NASA Spitzer Space Telescope. 4 November 2009. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 14 Februarie 2020. Besoek op 8 November 2009.
  20. ↑ Alexander J. Moore, Alice C. Quillen (2013). "Effects of a planetesimal debris disk on stability scenarios for the extrasolar planetary system HR 8799". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 430: 320–329. arXiv:1301.2004. Bibcode:2013MNRAS.430..320M. doi:10.1093/mnras/sts625.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: gebruik authors-parameter (link)

Eksterne skakels

wysig


Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=HR_8799&oldid=2435618"