HR 8799
| اتش أر 8799 | |
|---|---|
  مكان نجم اتش أر 8799 في كوكبة الفرس الأعظم - النقطة الحمراء
| |
| معلومات الرصد حقبةحقبةاعتدالانحقبة(نظام الإسناد الفلكي الدولي) |
|
| كوكبة | الفرس الأعظم |
| مطلع مستقيم | 23سا07د28.7150ث[1] |
| الميل | +21° 08′ 03.302″[1] |
| القدر الظاهري(V) | 5.964[1] |
| الخصائص | |
| نوع الطيف | kA5 hF0 mA5 V; λ Boo[2][3] |
| U−Bمؤشر اللون | −0.04[4] |
| B−Vمؤشر اللون | 0.234[1] |
| نوع التغير | متغير غاما أبو سيف[1] |
| القياسات الفلكية | |
| السرعة الشعاعية(Rv) | −11.5 ± 2[1]كم/ث |
| الحركة الخاصة(μ) | 107.93 ± 0.60[5]−49.63 ± 0.46[5] |
| التزيح(π) | 25.38 ± 0.70د.ق |
| البعد | 129 ± 4س.ض (39 ± 1ف.ف) |
| القدر المطلق(MV) | 2.98 ± 0.08[2] |
| تفاصيل | |
| كتلة | 1.47 ± 0.30[2]ك☉ |
| نصف قطر | 1.34 ± 0.05[2]نق☉ |
| إضاءة(بولومتر) | 4.92 ± 0.41[2]ض☉ |
| جاذبية سطحية(logg) | 4.35 ± 0.05[2]سم.غ.ثا |
| درجة الحرارة | 7430 ± 75[2]ك |
| معدنية[Fe/H] | −0.47 ± 0.10[2]dex |
| سرعة الدوران(vsini) | 37.5 ± 2[2]كم/ثا |
| عمر | 30+20 −10million[6]سنة |
| تسميات اخرى | |
| V342 Pegasi،BD+20 5278,FK53850,GC32209,HD218396,هيباركوس114189,PPM115157,SAO91022,TYC1718-2350-1.[1] | |
| قاعدة بيانات المراجع | |
| سيمباد | بيانات |
| كواكب غير شمسية | HR+8799 |
| موسوعة ك.غ.ش | HR+8799 |
تعديل مصدري-تعديل | |
HR 8799(إتش آر 8799) يمتلك التسميات التالية HD 218396 / HIP 114189 / GC 32209 نجم يقبع فيكوكبة الفرس الأعظم.يمتلكقدرظاهري يبلغ +5.96، ويبعد مسافة 129سنة ضوئيةعن نظامنا الشمسي. في سنة 2008 تم الإعلان عن اكتشاف ثلاثة كواكبلاشمسيةتدور حول هذا النجم، ويعتبر فريد من نوعه كونه أول نظام كواكبي متعددة التقطت له صور مباشرة لثلاثة كواكب واكتشف رابعهم في الشهر الرابع سنة 2010[6] .
خصائص[عدل]
أتش أر 8799 نجم متغير صنفدورادس جاماله طيف A5V Lambda Boötis نوع-A[2] من النسق الأساسي بدرجة حرارة فعالة بين 7170 و 7347كلفن.دائرة نصف قطره أكبر 60٪ منالشمسو 4.9 ضعاف سطوعها يلتف حول نفسه بسرعة دوران 49 كم / ثانية. مع كتلة 50٪ أكبر من كتلة الشمس، هناك تباين في التقديرعمر النجم بسبب الطريقة المتبعة في حساب عمر النجوم التي تمتلكأقرص حطامحولها فتألقه يشير إلى عمر 20 إلى 150 مليون سنة. وبالمقارنة مع النجوم ذات الحركة المماثلة في الفضاء يشير إلى عمر من 30 إلى 160 مليون سنة. لكن من لمعانه ودرجة حرارته فيرسم هرتزبرونغ-راسليقدر في حدود 30-1,128 مليون سنة.
النجوم ذو الطيف λ Boötis دائما ما تكون شابة مع متوسط عمر بليون سنة. كما أن دراسة علم الزلازل النجمي تقدر العمر بمليار سنة. أفضل قيمة مقبولة هي 30 مليون سنة كونه عضوا في مجموعة كولومبا التي تتشارك الحركة.
تحليل الطيف يكشف وفرة طفيفة من الكربون والأكسجين بالمقارنة مع الشمس (30٪ إلى 10٪). فقيرة للعناصر الأثقل كالصوديوم والحديد 28٪ فقط.[3]
كواكب[عدل]
أتش أر 8799 رصد حوله أربعة الكواكب تسمى بالترتيب حسب البعد عن النجم، e d c b (أ-ب-ج-ه) وحزام للكويكبات
في 13 نوفمبر 2008 أعلن رسميا اكتشاف ثلاثة كواكب في مدار حول النجم باستخداممرصد كيكومرصد جيمينيليصبح أول نظام كوكبي متعددة تم اكتشافه عن طريق الملاحظة المباشرة مع طبيعة حركته المدارية التي رصدت منذ عام 2004.
في عام 2009 رصدتلسكوب الفضاء هابلكوكب b بعد أحد عشر عاما من تصويره للنجم مما يشير إلى أن العديد من الكواكب الخارجية الأخرى يمكن ببساطة تحديدها من خلال تحليل ارشيف الصور الفوتوغرافية للتلسكوب. في عام 2011، أضاف التلسكوب صور لكوكب c وd
في نوفمبر 2010 تم الإعلان عن اكتشاف كوكب رابع من خلال الملاحظة المباشرة، وسمي بـ HR 8799 e. أظهرت قياسات نطاق الضوء للكواكب (b, c d) وجود غيوم ضخمة في غلافها الجوي، في حين أشارالتحليل الطيفيبالأشعة تحت الحمراءعدم الاتزان كيميائيا في نسبأحادي أكسيد الكربونوالميثانومن دراسات فيمرصد بالومارتبين أن التراكيبة الكيميائية للكواكب الأربعة تختلف بشكل كبير.
كشفت الدراسة الطيفية للكوكب Bامتصاص كهرومغناطيسي للماء، ما يشير إلى أن غلافه الجوي غنيبالهيدروجينونسبة ضعيفة لغاز الميثانوأول أكسيد الكربون.رغم أن جميع الأطياف الخاصة بالكواكب الاربعة لا تتوافق مع أي جسام فيالفيزياء الفلكيةالمعروفة، بعض أطياف الكوكب أظهرت أوجه شبه معالأقزام البنيةنوع-L ونوع-T كذلك لها شبه لطيف الجانب المظلم من كوكبزحل.
التركيبة[عدل]
تتلخص نتائج المعاينة للكواكب الأربعة كتالي: كوكب B يحتوي علىالأمونياو/أوالأسيتيلينوثاني أكسيد الكربون، ولكن لديه القليل من غاز الميثان. الكوكب C يحتوي على الأمونيا، وربما بعض الأسيتيلين ولكن لا ثاني أكسيد الكربون ولا الميثان. يحتوي الكوكب D الأسيتيلين، والميثان، وثاني أكسيد الكربون لكن لم يتم الكشف عن الأمونيا نهائية؛ يحتوي الكوكب e الميثان والأسيتيلين ولكن لا الأمونيا أو ثاني أكسيد الكربون. طيف الكوكب e مشابه لطيف المنطقة المحمرة من زحل. يمكن تفسير اللون الأحمر للكواكب عن وجودالحديدوالسيليكاتفي سحابالغلاف الجوي.
| رفيق (بترتيب النجوم) |
كتلة | نصف محور (AU) |
الفترة المدارية (سنة) |
انحراف | ميلان | نق |
|---|---|---|---|---|---|---|
| HR 8799 e | 7+3 −2مJ |
14.5 ± 0.5 | ~45 | ? | — | ?قم |
| HR 8799 d | 7+3 −2مJ |
24±0 | ~100 | >0.04[8] | 28° | 1.2+0.1 −0قم |
| HR 8799 c | 7+3 −2مJ |
38±0 | ~190 | ? | 28° | 1.2+0.1 −0قم |
| HR 8799 b | 5+2 −1مJ |
68±0 | ~460 | ? | 28° | 1.2+0.1 −0.1قم |
| قرص غبار | 6–1000وف | — | — | |||
اقرص الحطام[عدل]
في يناير 2009 التقطمقراب سبيتزرالفضائي صور لثلاثة أقراص حطام حول أتش أر 8799:
- قرص غبار حار (تقريبا 150 كلفن) تدور ضمن مدار الكوكب (E). الحواف الداخلية والخارجية للحزام هي قريبة إلى 4: 1 و 2: 1 للكوكب
- منطقة واسعة من الغبار البارد (45 كلفن) مع حافة داخلية حادة تدور خارج الكوكب الأبعد (B). الحافة الداخلية للحزام في 3: 2 بعد عن الكوكب، نفس المسافة تقريبا بين نبتون وحزام كويبر
- هاله من حبيبات غبار صغيرة باردة.
الهالة غير عادية لها مستوى عال من النشاطالديناميكييرجح سببه الجاذبية القوية للكواكب الأربعة الضخمة. يقول فريق سبيتزر أن التصادمات شبيهة لتلك الموجودة فيحزام كويبرنتيجة أن الكواكب الثلاثة الكبيرة لم تستقر نهائيا فيمدارات.
مراجع[عدل]
- ^ابجدهوزV* V342 Peg -- Variable Star of gamma Dor type,entry,سيمباد.Accessed on line November 14, 2008.
- ^ابجدهوزحطيGray, R.O. and Kaye, A.B. (1999). "HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars".المجلة الفلكية.ج. 118 ع. 6: 2993–2996.Bibcode:1999AJ....118.2993G.DOI:10.1086/301134.
{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link) - ^ابKaye, A.B.؛ وآخرون (1999). "Gamma Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables".PASP.ج. 111 ع. 761: 840–844.arXiv:astro-ph/9905042.Bibcode:1999PASP..111..840K.DOI:10.1086/316399.
- ^HR 8799,database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr.,CDSIDV/50.Accessed on line November 14, 2008.نسخة محفوظة03 مارس 2016 على موقعواي باك مشين.
- ^ابvan Leeuwen, F. (2007)."HIP 114189".Hipparcos, the New Reduction.مؤرشف منالأصلفي 2018-09-26.اطلع عليه بتاريخ2008-10-13.
- ^ابجMarois، C.؛ Zuckerman، B.؛ Konopacky، Q. M.؛ MacIntosh، B.؛ Barman، T. (2010). "Images of a fourth planet orbiting HR 8799".Nature.ج. 468 ع. 7327: 1080–1083.arXiv:1011.4918.Bibcode:2010Natur.468.1080M.DOI:10.1038/nature09684.PMID:21150902.
- ^Schneider, J."Notes for star HR 8799".The Extrasolar Planets Encyclopaedia.مؤرشف منالأصلفي 2012-06-06.اطلع عليه بتاريخ2008-10-13.
- ^Fabrycky، Daniel C.؛ Murray-Clay، Ruth A. (1 ديسمبر 2008). "Stability of the directly imaged multiplanet system HR 8799: resonance and masses".Astrophys. J.ج. 710 ع. 2: 1408–1421.arXiv:0812.0011.Bibcode:2010ApJ...710.1408F.DOI:10.1088/0004-637X/710/2/1408.
| HR 8799فيالمشاريع الشقيقة: | |
| |
