HR 8799
HR 8799 (HD 218396 / HIP 114189 / GC 32209)[1] es una estrella en la constelación de Pegaso. De magnitud aparente media +5,96, se encuentra a 129 años luz de distancia del sistema solar. En 2008 se anunció el descubrimiento de tres planetas extrasolares en órbita alrededor 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]
| Constelación | Pegaso |
| Ascensión recta α | 23h 07min 28,72s |
| Declinación δ | +21° 08’ 03,3’’ |
| Distancia | 129 ± 4 años luz |
| Magnitud visual | +5,96 |
| Magnitud absoluta | +2,95 |
| Luminosidad | 4,9 soles |
| Temperatura | 7170 - 7347 K |
| Masa | 1,5 soles |
| Radio | 1,6 soles |
| Tipo espectral | A5V |
| Velocidad radial | -11,5 km/s |
Características físicas
HR 8799 es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A5V con una temperatura efectiva entre 7170 y 7347 K.[5] Su radio es un 60 % más grande que el del Sol[6] y tiene una luminosidad 4,9 veces mayor que la luminosidad solar.[2] Gira sobre sí misma a una velocidad de rotación de 49 km/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 la masa 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
HR 8799 es una estrella variable que recibe la denominación V342 Pegasi. Está catalogada como variable Gamma Doradus[1] —variables cuyas fluctuaciones de luminosidad son debidas a pulsaciones no radiales de su superficie— y como estrella Lambda Bootis —estrellas de Población I de baja metalicidad—.[2] Es la única estrella clasificada simultáneamente como variable Gamma Doradus y estrella Lambda Bootis que además presenta un exceso en el infrarrojo procedente de un disco circunestelar.
HR 8799 presenta una abundancia relativa de hierro notablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,55). El análisis espectroscópico revela que los contenidos de carbono y oxígeno son comparables a los solares pero muestra un empobrecimiento relativo de sodio y azufre. 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
En 2008, un equipo del Instituto Herzberg de Astrofísica de Canadá anunció la observación directa de tres planetas alrededor de HR 8799 utilizando los telescopios Keck y Gemini situados en Hawái.[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 de Júpiter.[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. Este sistema planetario representa 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 ± 4 MJ | 14,5 ± 0,5 UA | ~ 18.000 días | |
| HR 8799 d | 10 ± 3 MJ | 24 UA | 36.500 días | 1,2 ± 0,1 RJ |
| HR 8799 c | 10 ± 3 MJ | 38 UA | 69.000 días | 1,2 ± 0,1 RJ |
| HR 8799 b | 7 (-2/+4) MJ | 68 UA | 170.000 días | 1,1 ± 0,1 RJ |
El planeta exterior se mueve en el borde interno de un disco circunestelar de polvo semejante al cinturón de Kuiper del sistema solar. El disco de polvo, uno de los más masivos entre las estrellas situadas a menos de 300 años luz del Sol, tiene una masa equivalente al 10 % de la masa terrestre y una temperatura aproximada de 50 K.[12]
Referencias
- ↑ V342 Pegasi - Variable Star of gamma Dor type (SIMBAD)
- ↑ Marois, C.; Macintosh, B.; Barman, T.;. Zuckerman, B.; Song, I.; Patience, J.; Lafrenière, D.; Doyon, R. (2008). . Science (en Prensa). doi=10.1126/science.1166585. Archivado desde el original el 17 de diciembre de 2008.
- ↑ Lafrenière, David; Marois, Christian; Doyon, René; Barman, Travis (2009). «HST/NICMOS Detection of HR 8799 b in 1998». The Astrophysical Journal Letters 694 (2). pp. L148-L152.
- ↑ Marois, 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 Astrophysics 472 (1). pp. 241-246.
- HD 218396 Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS), 3rd edition, L. E. Pasinetti-Fracassini, L. Pastori, S. Covino, and A. Pozzi, CDS ID II/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 Astrophysics 463 (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 Japan 58 (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.
- . W. M. Keck Observatory. 13 de noviembre de 2008. Archivado desde el original el 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 Journal 653 (2). pp. 1480-1485.
Enlaces externos
- Animación de las órbitas del sistema HR 8799