HR 8799
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| Constelación | Pegaso |
| Ascensión rectaα | 23h 07min 28,72s |
| Declinaciónδ | +21° 08’ 03,3’’ |
| Distancia | 129 ± 4años luz |
| Magnitud visual | +5,96 |
| Magnitud absoluta | +2,95 |
| Luminosidad | 4,9 soles |
| Temperatura | 7170 - 7347K |
| Masa | 1,5 soles |
| Radio | 1,6 soles |
| Tipo espectral | A5V |
| Velocidad radial | -11,5 km/s |
HR 8799(HD 218396 / HIP 114189 / GC 32209)[1] es unaestrellaen laconstelacióndePegaso.Demagnitud aparentemedia +5,96, se encuentra a 129años luzde distancia delsistema solar. En 2008 se anunció el descubrimiento de tresplanetas extrasolaresenórbitaalrededor de esta estrella,[2] siendo primer sistema planetario múltiple del que se obtuvo una imagen directa.[3] Un cuarto planeta fue descubierto en 2010.[4]
Características físicas
[editar]HR 8799 es unaestrella blanca de la secuencia principaldetipo espectralA5V con unatemperatura efectivaentre 7170 y 7347K.[5] Su radio es un 60 % más grande que el delSol[6] y tiene unaluminosidad4,9 veces mayor que laluminosidad solar.[2] Gira sobre sí misma a una velocidad derotaciónde 49km/s,[7] siendo este un límite inferior, ya que el valor real depende de la inclinación de su eje respecto al observador terrestre. Con una masa un 50 % mayor que lamasa solar,[3] su edad está en el rango comprendido entre 30 y 160 millones de años, siendo la mejor estimación de la misma 60 millones de años.[2]
Peculiaridad y composición química
[editar]HR 8799 es unaestrella variableque recibe ladenominaciónV342 Pegasi. Está catalogada comovariable Gamma Doradus[1] —variables cuyas fluctuaciones de luminosidad son debidas apulsacionesno radiales de su superficie— y comoestrella Lambda Bootis—estrellas dePoblación Ide bajametalicidad—.[2] Es la única estrella clasificada simultáneamente como variable Gamma Doradus y estrella Lambda Bootis que además presenta un exceso en elinfrarrojoprocedente de un disco circunestelar.
HR 8799 presenta una abundancia relativa dehierronotablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,55). El análisisespectroscópicorevela que los contenidos decarbonoyoxígenoson comparables a los solares pero muestra un empobrecimiento relativo desodioyazufre. Esta pauta es característica de las estrellas Lambda Bootis, que muestran una abundancia relativamente alta de elementos ligeros —carbono,nitrógeno,oxígeno y azufre— en comparación a elementos más pesados, aunque el contenido de azufre en estas estrellas es a veces inferior al solar.[8]
Sistema planetario
[editar]En 2008, un equipo delInstituto Herzberg de AstrofísicadeCanadáanunció la observación directa de tres planetas alrededor de HR 8799 utilizando lostelescopiosKeckyGeminisituados enHawái.[9][10] La baja luminosidad de los objetos, junto a la edad estimada del sistema, implica que la masa de los planetas está comprendida entre 5 y 13 veces la masa deJúpiter.[2][11] Los planetas orbitan la estrella en la misma dirección y probablemente en el mismo plano, lo que es consistente con su formación dentro de un disco circunestelar.[3] Un cuarto planeta más interno, descubierto en 2010, completa el sistema de HR 8799. Estesistema planetariorepresenta un desafío para los actuales modelos de formación planetaria, ya que ninguno de ellos puede explicar la formación in situ de los cuatro planetas.[4]
| Nombre | Masa | Separación proyectada | Periodo orbital | Radio |
|---|---|---|---|---|
| HR 8799 e | 9 ± 4MJ | 14,5 ± 0,5UA | ~ 18.000 días | |
| HR 8799 d | 10 ± 3MJ | 24UA | 36.500 días | 1,2 ± 0,1RJ |
| HR 8799 c | 10 ± 3MJ | 38UA | 69.000 días | 1,2 ± 0,1RJ |
| HR 8799 b | 7 (-2/+4)MJ | 68UA | 170.000 días | 1,1 ± 0,1RJ |
El planeta exterior se mueve en el borde interno de undisco circunestelarde polvo semejante alcinturón de Kuiperdelsistema solar.El disco de polvo, uno de los más masivos entre las estrellas situadas a menos de 300años luzdel Sol, tiene una masa equivalente al 10 % de la masa terrestre y una temperatura aproximada de 50K.[12]
Referencias
[editar]- ↑abV342 Pegasi - Variable Star of gamma Dor type(SIMBAD)
- ↑abcdeMarois, C.; Macintosh, B.; Barman, T.;. Zuckerman, B.; Song, I.; Patience, J.; Lafrenière, D.; Doyon, R. (2008).«Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799».Science(en Prensa).doi=10.1126/science.1166585.Archivado desdeel originalel 17 de diciembre de 2008.
- ↑abcLafrenière, David; Marois, Christian; Doyon, René; Barman, Travis (2009).«HST/NICMOS Detection of HR 8799 b in 1998».The Astrophysical JournalLetters694(2).pp. L148-L152.
- ↑abMarois, C.; Zuckerman, B.; Konopacky, Q. M.; Macintosh, B.; Barman, T. (2010).«Images of a fourth planet orbiting HR 8799».eprint arXiv:1011.4918.
- ↑Gerbaldi, M.; Faraggiana, R.; Caffau, E. (2007).«UV flux distributions of γ Doradus stars».Astronomy and Astrophysics472(1).pp. 241-246.
- ↑HD 218396Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS), 3rd edition, L. E. Pasinetti-Fracassini, L. Pastori, S. Covino, and A. Pozzi,CDSIDII/224.Consultado el 14 de noviembre de 2008.
- ↑Royer, F.; Zorec, J.; Gómez, A. E. (2007).«Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions».Astronomy and Astrophysics463(2).pp. 671-682.
- ↑Sadakane, Kozo (2006).«λ Bootis-Like Abundances in the Vega-Like, γ Doradus Type-Pulsator HD 218396».Publications of the Astronomical Society of Japan58(6).pp. 1023-1032.
- ↑«Gemini Releases Historic Discovery Image of Planetary First Family».Gemini Observatory. 13 de noviembre de 2008.Consultado el 13 de noviembre de 2008.
- ↑«Astronomers capture first images of newly-discovered solar system».W. M. Keck Observatory. 13 de noviembre de 2008. Archivado desdeel originalel 26 de noviembre de 2013.Consultado el 13 de noviembre de 2008.
- ↑HR 8799 (The Extrasolar Planets Encylopaedia)
- ↑Williams, Jonathan P.; Andrews, Sean M. (2006).«The Dust Properties of Eight Debris Disk Candidates as Determined by Submillimeter Photometry».The Astrophysical Journal653(2).pp. 1480-1485.
