Прејди на содржината

HR 8799

Од Википедија — слободната енциклопедија
HR 8799

HR 8799 (во средината) со HR 8799 e (десно), HR 8799 d (долу лево), HR 8799 c (горе десно), HR 8799 b (горе лево), слика од Кековата опсерваторија
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Пегаз
Ректасцензија 23ч 07м &1000000000028715700000028,7157с[1]
Деклинација +21° 08′ &1000000000000331100000003,311″[1]
Прив. величина (V) 5.964[2]
Особености
Спектрален тип kA5 hF0 mA5 V; λ Boo[3][4]
U−B Боен показател −0.04[5]
B−V Боен показател 0.234[2]
Променлив тип Гама Златна Рипка[2]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−11,5 ± 2[2] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 108,284 ± 0,056[1] млс/г
Дек.: −50,040 ± 0,059[1] млс/г
Паралакса (π)24.4620 ± 0.0455[1] млс
Оддалеченост133,3 ± 0,2 сг
(40,88 ± 0,08 пс)
Апсолутна величина (MV)2,98 ± 0,08[3]
Податоци
Маса1,43+0,06
0,07[6] M☉
Полупречник1,34 ± 0,05[3] R☉
Површ. грав. (log g)4,35 ± 0,05[3]
Сјајност (болометриска)4,92 ± 0,41[3] L☉
Температура7.430 ± 75[3] K
Вртежна брзина (v sin i)37,5 ± 2[3] км/с
Други ознаки
V342 Pegasi, БП+20 5278, FK5 3850, БК 32209, ХД 218396, ХИП 114189, PPM 115157, САО 91022, ЅИК 1718-2350-1.[2]
Наводи во бази
SIMBAD— податоци
Архив на вонсончеви планети— податоци
Енциклопедија на
вонсончеви планети		податоци

HR 8799 — ѕвезда која е приближно 30 милиони години стара и се наоѓа на главната низа. Ѕвездата се наоѓа на 133.3 светлосни години од Земјата во соѕвездието Пегаз. Има приближно 1,5 пати од масата на Сонцето и 4,9 пати повеќе од нејзината сјајност. Таа е дел од системот кој исто така содржи остаточен диск и најмалку четири масивни планети. Овие планети биле првите вонсончеви планети чие орбитално движење било потврдено со директно снимање. Ѕвездата е променлива од типот на Гама Златна Рипка: нејзината сјајност се менува поради нерадијалните пулсирања на нејзината површина. Ѕвездата е исто така класифицирана како Ѕвезда од типот на Ламбда Воловар, што значи дека нејзините површински слоеви се исцрпени со елементи од железо. Таа е единствената позната ѕвезда која истовремено е променлива Златна Рипка, тип Ламбда Воловар и ѕвезда слична на Вега (ѕвезда со вишок инфрацрвена емисија предизвикана од околуѕвезден диск).

Местоположба

[уреди | уреди извор]

HR 8799 е ѕвезда што е видлива со голо око. Има големина 5.96 и се наоѓа во внатрешноста на западниот раб на Пегаз речиси точно на половина пат помеѓу Бета и Алфа Пегаз. Името на ѕвездата HR 8799 е нејзиниот број на појасот во каталогот на сјајни ѕвезди.

Местоположба на HR 8799

Ѕвездени својства

[уреди | уреди извор]
Широкопојасна оптичка светлосна крива за V342 Пегаз (HR 8799), адаптирана од Содор и сор. (2014)[7]

Ѕвездата HR 8799 е член на Ламбда Воловар (λ Boo), група на чудни ѕвезди со необичен недостаток на „метали“ (елементи потешки од водород и хелиум) во нивната горна атмосфера. Поради овој посебен статус, ѕвездите како HR 8799 имаат многу сложен спектрален тип. Профилот на сјајност на Балмеровите линии во спектарот на ѕвездата, како и делотворната температура на ѕвездата, најдобро одговараат на типичните својства на F0<span typeof="mw:Entity" id="mwcg"> </span>V ѕвезда. Сепак, силата на калциумовата линијата за апсорпција II K и другите метални линии се повеќе како оние на A5V ѕвезда. Затоа, спектралниот тип на ѕвездата е напишан како kA5 hF0 mA5 V; λ Boo.[3][4]

Определувањето на возраста на оваа ѕвезда покажува одредени варијации врз основа на користениот метод. Статистички, за ѕвездите што се домаќини на остаточни дискови, сјајноста на оваа ѕвезда сугерира возраст од околу 20-150 милиони години. Споредбата со ѕвездите кои имаат слично движење низ вселената дава старост во опсегот 30-160 милиони години. Со оглед на положбата на ѕвездата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм на сјајност наспроти температурата, таа има проценета старост во опсег од 30-1.128 милиони години.[8] Ваквите ѕвезди се генерално млади, со просечна возраст од милијарда години. Попрецизно, астеросеизмологијата исто така сугерира старост од приближно милијарда години. Сепак, ова е спорно бидејќи тоа би ги натерало планетите да станат кафеави џуџиња за да се вклопат во моделите за ладење. Кафеавите џуџиња не би биле стабилни во таква конфигурација. Најдобро прифатена вредност за возраст на HR 8799 е 30 милиони години, во согласност со тоа што е член на здружението Гулаб кое се движи заедно со група на ѕвезди.[9]

Претходната анализа на спектарот на ѕвездата открива дека таа има мало прекумерно изобилство на јаглерод и кислород во споредба со Сонцето (приближно 30% и 10% соодветно). Додека некои ѕвезди од Ламбда Воловар имаат изобилство на сулфур слично на она на Сонцето, ова не е случај за HR 8799; изобилството на сулфур е само околу 35% од сончевото ниво. Ѕвездата е исто така сиромашна со елементи потешки од натриумот: на пример, изобилството на железо е само 28% од изобилството на сончево железо..[10] Астеросеизмичките набљудувања на други пулсирачки ѕвезди Ламбда Воловар сугерираат дека чудните модели на изобилството на овие ѕвезди се ограничени само на површината: најголемиот дел од составот е веројатно понормален. Ова може да укаже дека изобилството на набљудуваните елементи е резултат на натрупаноста на гас со метал од околината околу ѕвездата.[11]

Во 2020 година, спектралната анализа со користење на повеќе извори на податоци открила недоследност во претходните податоци и заклучила дека изобилството на јаглерод и кислород на ѕвездите се исти или малку повисоки од сончевите. Изобилството на железо било ажурирано на 30 +6
−5% од сончевата вредност.[12]

Астросеизмичката анализа со помош на спектроскопски податоци покажува дека вртежната наклонетост на ѕвездата е ограничена да биде поголема или приближно еднаква на 40°. Ова е во контраст со орбиталните склоности на планетите, кои се приближно во иста рамнина под агол од околу 20° ± 10°. Оттука, може да има необјаснета неусогласеност помеѓу вртењето на ѕвездата и орбитите на нејзините планети.[13] Набљудувањето на оваа ѕвезда со опсерваторијата на Х-зраци покажува дека таа има слабо ниво на магнетна активност, но активноста на рендгенските зраци е многу повисока од онаа на ѕвезда од типот А како Алтаир. Ова сугерира дека внатрешната структура на ѕвездата поблиску наликува на онаа на F0 ѕвезда. Температурата на ѕвездената корона е околу 3,0 милиони К.[14]

Планетарен систем

[уреди | уреди извор]
Планетарен систем HR 8799[15][16][17][18]
Придружници Маса Голема полуоска
(ае) 		Орбитален период
(year) 		Занесеност Наклон Полупречник
e 7.4±0.6 MJ 16.25±0.04 ~45 0.1445±0.0013 25 ± 8° 1,17+0,13
0,11 RJ
d 9.1±0.2 MJ 26.67±0.08 ~100 0.1134±0.0011 28° 1,2+0,1
0 RJ
c 7.8±0.5 MJ 41.39±0.11 ~190 0.0519±0.0022 28° 1,2+0,1
0 RJ
b 5.7±0.4 MJ 71.6±0.2 ~460 0.016±0.001 28° 1,2+0,1
0,1 RJ
Dust disk 135–360[19] AU — —
Дијаграм на орбита на планетарниот систем HR 8799

На 13 ноември 2008 година, Кристијан Мароа од Националниот истражувачки совет на канадскиот институт за астрофизика „Херцберг“ и неговиот тим објавиле дека директно забележале три планети кои орбитираат околу ѕвездата со телескопите Кек и Џемини на Хаваи,[20][21][22][23] и во двата случаи се користела адаптивна оптика за набљудување во инфрацрвено зрачење. [б 1] Следната опсервација на надворешноста на трите планети открила инфрацрвените снимки добиени во 1998 година од инструментот NICMOS на вселенскиот телескоп „Хабл“, откако била применета новоразвиената техника за обработка на слики.[24] Понатамошните набљудувања во 2009-2010 година ја откриле четвртата џиновска планета која орбитира во првите три планети со проектирана разделба само помалку од 15 AU[15][25], што е потврдено со повеќе набљудувања.[26]

Орбитите на надворешната планета се во остаточен диск како сончевиот Кајперовиот Појас. Тој е еден од најмасивните дискови познати околу која било ѕвезда на растојание од 300 светлосни години на Земјата, а во внатрешниот систем има место за земјовидни планети.[22] Постои дополнителен остаточен диск во внатрешноста на орбитата на највнатрешната планета.[15]

Орбиталните полупречници на планетите e, d, c и b се 2–3 пати повеќе од оние на орбитите на Јупитер, Сатурн, Уран и Нептун, соодветно. Поради законот за обратен квадрат кој го поврзува интензитетот на зрачењето со растојанието од изворот, споредливите интензитети на зрачење се присутни на растојанија √4.9 ≈ 2.2 пати подалеку од HR 8799 отколку од Сонцето, резултатот е дека соодветните планети во Сонцето и HR 8799 системи добиваат слични количини на ѕвездено зрачење.[15]

Овие објекти се блиску до горната граница на маса за класификација како планети; доколку надминале 13 јупитерови маси, тие би биле способни за фузија на деутериум во нивната внатрешност и на тој начин ќе се квалификуваат како кафеави џуџиња според дефиницијата на овие термини што ги користи Работната група на МАС за екстрасончеви планети.[27] Доколку проценките на масата се точни, системот HR 8799 е првиот екстрасончев систем со повеќе планети што е директно набљудуван.[21] Орбиталното движење на планетите е во насока спротивно од стрелките на часовникот и тоа било потврдено преку повеќе набљудувања кои датираат од 1998 година.[20] Системот е поверојатно да биде стабилен доколку планетите e, d и c се во резонанца 4:2:1, што би значело дека орбитата на планетата d има ексцентричност што надминува 0,04 со цел да се совпадне со опсервациските ограничувања. Планетарните системи со најдобро прилагодени маси од еволутивните модели би биле стабилни доколку надворешните три планети се во 1:2:4 орбитална резонанца (слична на Лапласовата резонанца помеѓу внатрешните три галилееви сателити на Јупитер: Јо, Европа и Ганимед, како и три од планетите во системот Глизе 876).[15] Сепак, спорно е дали планетата b е во резонанца со другите 3 планети. Според динамичките симулации, HR 8799 може да биде дури и екстрасончев систем со повеќекратна резонанца 1:2:4:8.[18] Четири млади планети сè уште светат црвено-жешко од топлината на новното формирање, и се поголеми од Јупитер и со текот на времето ќе се изладат и ќе се намалат до големини од 0,8-1,0 полупречници на Јупитер.

Широкопојасна фотометрија на планетите b, c и d покажала дека може да има значителни облаци во нивната атмосфера,[25] додека инфрацрвената спектроскопија на планетите b и c укажува на нерамнотежа CO /CH
4.[15] Блиски инфрацрвени набљудувања со интегралниот теренски спектрограф Проект 1640 на опсерваторијата „Паломар“ покажале дека составите помеѓу четирите планети значително се разликуваат. Ова е изненадување бидејќи планетите се претпоставува дека настанале на ист начин од истиот диск и имаат слична сјајност.[28]

Спектри на планетата

[уреди | уреди извор]
Spectrum of planet around HR 8799. Credit: ESO/M. Janson.
Спектарот е оној на џиновска вонсончева, која орбитира околу сјајната и многу млада ѕвезда HR 8799, околу 130 светлосни години далеку. Овој спектар на ѕвездата и планетата е добиен со адаптивниот оптички инструмент NACO на Многу голем телескоп на ЕЈО.

Голем број на иследувања ги користеле спектрите на HR 8799 за да го одредат нивниот хемиски состав и да ги ограничат сценаријата за нивното формирање. Првото спектроскопско истражување на планетата b (изведена на блиску инфрацрвени бранови должини) открило силна апсорпција на вода и навестувања за апсорпција на метан.[29] Последователно, била откриена и слаба апсорпција на метан и јаглерод моноксид во атмосферата на оваа планета, што укажува на ефикасно вертикално мешање на атмосферата и нерамнотежа CO / CH
4 на фотосферата. Во споредба со моделите на планетарните атмосфери, овој прв спектар на планета b најдобро се совпаѓа со модел на зголемена металичност (околу 10 пати поголема од металичноста на Сонцето), што може да ја поддржи идејата дека оваа планета настанала преку акреција на јадрото.[30]

Првите истовремени спектри на сите четири познати планети во системот на HR 8799 биле добиени во 2012 година со помош на „Проектот 1640“ во опсерваторијата Паломар. Блиските инфрацрвени спектри од овој инструмент ги потврдиле црвените бои на сите четири планети и најдобро се совпаѓаат со модели на планетарни атмосфери кои вклучуваат облаци. Иако овие спектри директно не кореспондираат со ниту еден познат астрофизички објект, некои од спектрите на планетата покажуваат сличности со кафеави џуџиња од типот L и Т и со ноќниот спектар на Сатурн. Импликациите на симултаните спектри на сите четири планети добиени со „Проект 1640“ се сумирани на следниов начин: Планета „b“ содржи амонијак и/или ацетилен, како и јаглерод диоксид, но има малку метан; планета „c“ содржи амонијак, можеби малку ацетилен, но ниту јаглерод диоксид ниту значителен метан; планета „d“ содржи ацетилен, метан и јаглерод диоксид, но амонијакот не е дефинитивно откриен; планета „e“ содржи метан и ацетилен, но нема амонијак или јаглерод диоксид. Спектарот на планетата „e“ е сличен на поцрвенетиот спектар на Сатурн.[28]

Спектроскопија со блиска инфрацрвена резолуција, добиена со телескопот „Кек“, дефинитивно открила линии на јаглерод моноксид и апсорпција на вода во атмосферата на планетата „c“. Односот јаглерод-кислород, кој се смета дека е добар показател за историјата на формирањето на џиновските планети, за планетата c бил измерен дека е малку поголем од оној на ѕвездата домаќин HR 8799. Засилениот сооднос јаглерод-кислород и исцрпените нивоа на јаглерод и кислород на планетата c фаворизираат размислување дека планетата се формирала преку аккреција на јадрото.[31] Сепак, важно е да се забележи дека заклучоците за историјата на формирањето на планетата само врз основа на нејзиниот состав може да бидат неточни доколку планетата претрпела значителна миграција, хемиска еволуција или длабење на јадрото. Подоцна, во ноември 2018 година, истражувачите го потврдиле постоењето на вода и отсуството на метан во атмосферата на HR 8799 c користејќи спектроскопија со висока резолуција и блиска инфрацрвена адаптивна оптика (NIRSPAO) во опсерваторијата Кек..[32][33]

Црвените бои на планетите може да се објаснат со присуството на железо и силикатни атмосферски облаци, додека нивната ниска површинска гравитација може да ги објасни силните концентрации на јаглерод моноксид во нерамнотежа и недостатокот на силна апсорпција на метан.[31]

Остаточен диск

[уреди | уреди извор]
Спицерова инфрацрвена слика на остаточен диск на HR 8799, јануари 2009 година. Малата точка во средината е со големина на орбитата на Плутон.

Во јануари 2009 година, вселенскиот телескоп „Спицер“ добил слики од остаточен диск околу HR 8799. Се разликуваат три компоненти на остаточен диск:

  1. Топла прашина (T ≈ 150 К) орбитира во рамките на највнатрешната планета (d). Внатрешниот и надворешниот раб на овој појас се блиску до 4:1 и 2:1 резонанции со планетата.[15]
  2. Широк појас на ладна прашина (T ≈ 45 К) со остар внатрешен раб кој орбитира веднаш надвор од најоддалечената планета (b). Внатрешниот раб на овој појас е приближно во резонанца 3:2 со споменатата планета, слична на Нептун и Кајперовиот појас.[15]
  3. Драматичен ореол од мали зрна кои потекнуваат од компонентата на ладна прашина.[15]

Ореолот е необичен и подразбира високо ниво на динамична активност што најверојатно се должи на гравитациското мешање од масивните планети.[34] Тимот на Спицер вели дека најверојатно се случуваат судири помеѓу тела слични на оние во Кајперовиот Појас и дека трите големи планети можеби сè уште не се сместиле во нивните последни, стабилни орбити.[35][36]

На фотографијата, светлите, жолтобели делови од прашината доаѓаат од надворешниот ладен диск. Огромниот продолжен ореол од прашина, забележан во портокалово-црвено, има пречник од ≈ 2.000 АЕ. Пречникот на орбитата на Плутон (≈80 АЕ) се прикажува за навод како точка во средината.

Овој диск е толку дебел што ја загрозува стабилноста на младиот систем..[37]

Vortex Coronagraph

[уреди | уреди извор]
Директна слика на вонсончеви планети околу ѕвездата HR 8799 со помош на вител коронограф на 1,5 m дел од телескопот Хејл

До 2010 година, телескопите можеле директно да снимаат вонсончеви планети единствено под исклучителни околности. Поточно, полесно било да се добијат слики кога планетата е особено голема (значително поголема од Јупитер), широко одвоена од нејзината матична ѕвезда и жешка така што емитира интензивно инфрацрвено зрачење. Меѓутоа, во 2010 година, тим од лабораторијата за реактивен погон на НАСА покажал дека вителскиот коронограф може да им овозможи на малите телескопи директно да снимаат планети.[38] Тие го направиле тоа со сликање на претходно снимените HR 8799 планети со користење на само 1,5 m дел од телескопот Хејл.

NICMOS слики

[уреди | уреди извор]

Во 2009 година, стара слика од NICMOS била обработена за да се прикаже предвидената вонсончева планета околу HR 8799.[39] Во 2011 година, три дополнителни вонсончеви планети биле прикажани на слика NICMOS направена во 1998 година, користејќи напредна обработка на податоци. Сликата овозможува подобро да се карактеризираат орбитите на планетите, бидејќи им требаат многу децении за да орбитираат околу нивната ѕвезда домаќин.

Пребарување радио емисии

[уреди | уреди извор]

Започнувајќи од 2010 година, астрономите барале радио емисии од вонсончеви планети кои орбитираат околу HR 8799 користејќи го радио телескопот во опсерваторијата „Аресибо“. И покрај големите маси, топлите температури и сјајот како кафеаво џуџе, тие не успеале да откријат никакви емисии на 5 GHz до праг за откривање густина на флукс од 1,0 mJy.[40]

Белешки

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Планетите се млади и затоа се уште се топли и светли во блиско-инфрацрвениот дел од спектарот.

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (2021). „Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 „HR 8799“. SIMBAD. Центар за астрономски податоци во Стразбур. (англиски)
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 3,7 Gray, Richard O.; Kaye, Anthony B. (December 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.
  4. ↑ 4,0 4,1 Kaye, Anthony B.; Handler, Gerald; Krisciunas, Kevin; Poretti, Ennio; Zerbi, Filippo M. (July 1999). „Gamma Doradus stars: Defining a new class of pulsating variables“. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (761): 840–844. arXiv:astro-ph/9905042. Bibcode:1999PASP..111..840K. doi:10.1086/316399. S2CID 15583148.
  5. ↑ Hoffleit, Dorrit; Warren, Wayne H. Jr., уред. (June 1991). „HR 8799“. The Bright Star Catalogue. VizieR (5th, revised. изд.). Strasbourg, FR: Université de Strasbourg / CNRS. V/50. Посетено на 14 November 2008.
  6. ↑ Sepulveda, Aldo G.; Bowler, Brendan P. (2022). „Dynamical Mass of the Exoplanet Host Star HR 8799“. The Astronomical Journal. 163 (2): 52. arXiv:2111.12090. Bibcode:2022AJ....163...52S. doi:10.3847/1538-3881/ac3bb5. S2CID 232572566 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  7. ↑ Sódor, Á.; Chené, A. N.; De Cat, P.; Bognár, Zs.; Wright, D. J.; Marois, C.; Walker, G. A. H.; Matthews, J. M.; Kallinger, T.; Rowe, J. F.; Kuschnig, R.; Guenther, D. B.; Moffat, A. F. J.; Rucinski, S. M.; Sasselov, D.; Weiss, W. W. (August 2014). „MOST light-curve analysis of the γ Doradus pulsator HR 8799, showing resonances and amplitude variations“. Astronomy and Astrophysics. 568: A106. arXiv:1407.0267. Bibcode:2014A&A...568A.106S. doi:10.1051/0004-6361/201423976.
  8. ↑ Moya, A.; Amado, P.J.; Barrado, D.; García Hernández, A.; Aberasturi, M.; Montesinos, B.; и др. (June 2010). „Age determination of the HR 8799 planetary system using astero-seismology“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 405 (1): L81–L85. arXiv:1003.5796. Bibcode:2010MNRAS.405L..81M. doi:10.1111/j.1745-3933.2010.00863.x. S2CID 118950506.
  9. ↑ Zuckerman, B.; Rhee, Joseph H.; Song, Inseok; Bessell, M.S. (May 2011). „The Tucana / Horologium, Columba, AB Doradus, and Argus associations: New members and dusty debris disks“. The Astrophysical Journal. 732 (2): 61. arXiv:1104.0284. Bibcode:2011ApJ...732...61Z. doi:10.1088/0004-637X/732/2/61. S2CID 62797470.
  10. ↑ Kozo, Sadakane (2006). „λ Bootis-like abundances in the Vega-like, γ Doradus type-pulsator HD 218396“. Publications of the Astronomical Society of Japan. 58 (6): 1023–1032. Bibcode:2006PASJ...58.1023S. doi:10.1093/pasj/58.6.1023.
  11. ↑ Paunzen, E.; Weiss, W.W.; Kuschnig, R.; Handler, G.; Strassmeier, K.G.; North, P.; Solano, E.; Gelbmann, M.; Künzli, M.; Garrido, R. (1998). „Pulsation in λ Bootis stars“. Astronomy and Astrophysics. 335: 533–538. Bibcode:1998A&A...335..533P. Архивирано од изворникот на 25 July 2011. Посетено на 17 November 2008.
  12. ↑ Wang, Ji; Wang, Jason J.; Ma, Bo; Chilcote, Jeffrey; Ertel, Steve; Guyon, Olivier; и др. (2020). „On the chemical abundance of HR 8799 and the planet c“. The Astronomical Journal. 160 (3): 150. arXiv:2007.02810. Bibcode:2020AJ....160..150W. doi:10.3847/1538-3881/ababa7. S2CID 220363719.
  13. ↑ Wright, D.J.; Chené, A.-N.; de Cat, P.; Marois, C.; Mathias, P.; Macintosh, B.; и др. (February 2011). „Determination of the inclination of the multi-planet hosting star HR 8799 using astero-seismology“. The Astrophysical Journal Letters. 728 (1): L20. arXiv:1101.1590. Bibcode:2011ApJ...728L..20W. doi:10.1088/2041-8205/728/1/L20. S2CID 119297114.
  14. ↑ Robrade, J.; Schmitt, J.H.M.M. (June 2010). „X-ray emission from the remarkable A‑type star HR 8799“. Astronomy and Astrophysics. 516: A38. arXiv:1004.1318. Bibcode:2010A&A...516A..38R. doi:10.1051/0004-6361/201014027. S2CID 119250294.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 15,4 15,5 15,6 15,7 15,8 Marois, Christian; Zuckerman, B.; Konopacky, Quinn M.; Macintosh, Bruce; Barman, Travis (December 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. S2CID 4425891.
  16. ↑ Schneider, J. „Notes for star HR 8799“. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Архивирано од изворникот на 17 December 2008. Посетено на 13 October 2008.
  17. ↑ Lacour, S.; Nowak, M.; Wang, J.; Pfuhl, O.; Eisenhauer, F.; Abuter, R.; и др. (Gravity collaboration) (March 2019). „First direct detection of an exoplanet by optical interferometry. Astrometry and K‑band spectroscopy of HR 8799 e“. Astronomy and Astrophysics. 623: L11. arXiv:1903.11903. Bibcode:2019A&A...623L..11G. doi:10.1051/0004-6361/201935253. ISSN 0004-6361.
  18. ↑ 18,0 18,1 Gozdziewski, Krzysztof; Migaszewski, Cezary (2020). „An exact, generalised Laplace resonance in the HR 8799 planetary system“. The Astrophysical Journal. 902 (2): L40. arXiv:2009.07006. Bibcode:2020ApJ...902L..40G. doi:10.3847/2041-8213/abb881. S2CID 221702978.
  19. ↑ Faramaz, Virginie; Marino, Sebastian; Booth, Mark; Matrà, Luca; Mamajek, Eric E.; Bryden, Geoffrey; и др. (2021). „A Detailed Characterization of HR 8799's Debris Disk with ALMA in Band 7“. The Astronomical Journal. 161 (6): 271. arXiv:2104.02088. Bibcode:2021AJ....161..271F. doi:10.3847/1538-3881/abf4e0. S2CID 233033512 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  20. ↑ 20,0 20,1 Marois, Christian; Macintosh, Bruce; Barman, Travis; Zuckerman, B.; Song, Inseok; Patience, Jennifer; Lafrenière, David; Doyon, René (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. S2CID 206516630.
  21. ↑ 21,0 21,1 Gemini Observatory (13 ноември 2008). "Gemini releases historic discovery image of planetary first family". Соопштение за печат.
  22. ↑ 22,0 22,1 W. M. Keck Observatory (13 ноември 2008). "Astronomers capture first images of newly-discovered solar system". Соопштение за печат. Архивирано на 26 ноември 2013 г.
  23. ↑ Achenbach, Joel (13 November 2008). „Scientists publish first direct images of extrasolar planets“. The Washington Post. Посетено на 13 November 2008.
  24. ↑ NASA (1 април 2009). "Hubble finds hidden exoplanet in archival data". Соопштение за печат.
  25. ↑ 25,0 25,1 Currie, Thayne; и др. (March 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. S2CID 119221800.
  26. ↑ Skemer, Andrew; и др. (July 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. S2CID 119102944.
  27. ↑ „Definition of a "Planet"“. Working Group on Extrasolar Planets (WGESP). The International Astronomical Union (IAU). 28 February 2003. Архивирано од изворникот на 16 September 2006. Посетено на 16 November 2008. Занемарен непознатиот параметар |orig-date= (help)
  28. ↑ 28,0 28,1 Oppenheimer, B.R.; Baranec, C.; Beichman, C.; Brenner, D.; Burruss, R.; Cady, E.; и др. (2013). „Reconnaissance of the HR 8799 exosolar system I: Near-IR spectroscopy“. Astrophysical Journal. 768 (1): 24. arXiv:1303.2627. Bibcode:2013ApJ...768...24O. doi:10.1088/0004-637X/768/1/24. S2CID 7173368.
  29. ↑ Bowler, Brendan P. (2010). „Near-infrared Spectroscopy of the Extrasolar Planet HR 8799 b“. Astrophysical Journal. 723 (1): 850. arXiv:1008.4582. Bibcode:2010ApJ...723..850B. doi:10.1088/0004-637X/723/1/850. S2CID 119270196.
  30. ↑ Barman, Travis S.; Macintosh, Bruce (2011). „Clouds and chemistry in the atmosphere of extrasolar planet HR 8799 b“. Astrophysical Journal. 733 (65): 65. arXiv:1103.3895. Bibcode:2011ApJ...733...65B. doi:10.1088/0004-637X/733/1/65. S2CID 119221025.
  31. ↑ 31,0 31,1 Konopacky, Quinn M.; Barman, Travis S. (2013). „Detection of carbon monoxide and water absorption lines in an exoplanet atmosphere“. Science. AAAS. 339 (6126): 1398–1401. arXiv:1303.3280. Bibcode:2013Sci...339.1398K. doi:10.1126/science.1232003. PMID 23493423. S2CID 31038576.
  32. ↑ W. M. Keck Observatory (20 ноември 2018). "Exoplanet stepping stones". Соопштение за печат.
  33. ↑ Wang, Ji; Mawet, Dimitri; Fortney, Jonathan J.; Hood, Callie; Morley, Caroline V.; Benneke, Björn (December 2018). „Detecting water in the atmosphere of HR 8799 c with L-band high-dispersion spectroscopy aided by adaptive optics“. The Astronomical Journal. 156 (6): 272. arXiv:1809.09080. Bibcode:2018AJ....156..272W. doi:10.3847/1538-3881/aae47b. S2CID 119372301.
  34. ↑ 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 (1): 314–327. arXiv:0909.2687. Bibcode:2009ApJ...705..314S. doi:10.1088/0004-637X/705/1/314. S2CID 17715467.
  35. ↑ NASA / Caltech (4 ноември 2009). "A picture of unsettled planetary youth". Соопштение за печат.
  36. ↑ NASA / Caltech (4 ноември 2009). "Unsettled youth: Spitzer observes a chaotic planetary system". Соопштение за печат.
  37. ↑ Moore, Alexander J.; Quillen, Alice C. (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 (1): 320–329. arXiv:1301.2004. Bibcode:2013MNRAS.430..320M. doi:10.1093/mnras/sts625. S2CID 118658385.
  38. ↑ „New method could image Earth-like planets“. NBC News. 14 April 2010. Архивирано од изворникот на 3 January 2020.
  39. ↑ (10 јуни 2011). "Astronomers find elusive planets in decade-old Hubble data". Соопштение за печат.
  40. ↑ Route, Matthew; Wolszczan, Alexander (August 2013). „The 5 GHz Arecibo search for radio flares from ultracool dwarfs“. The Astrophysical Journal. 773 (1): 18. arXiv:1306.1152. Bibcode:2013ApJ...773...18R. doi:10.1088/0004-637X/773/1/18. S2CID 119311310. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Тела во соѕвездието Пегаз
Бајер
Флемстид
Променливи
HR
HD
Глизе
Други
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=HR_8799&oldid=5277734“