WikiDer > HR 8799

HR 8799

HR 8799
HR 8799 на орбите Exoplanets.gif
HR 8799 (в центре) с HR 8799e (справа), HR 8799d (внизу справа), HR 8799c (вверху справа), HR 8799b (вверху слева) из Обсерватория В. М. Кека
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0 (ICRS)
СозвездиеПегас
Прямое восхождение23час 07м 28.7150s[1]
Склонение+21° 08′ 03.302″[1]
Видимая величина (V)5.964[1]
Характеристики
Спектральный типkA5 hF0 мА5 В; λ Boo[2][3]
U − B индекс цвета−0.04[4]
B − V индекс цвета0.234[1]
Тип переменнойГамма Дорадус переменная[1]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−11.5±2[1] км / с
Правильное движение (μ) РА: 107.93±0.60[5] мас/год
Декабрь: −49.63±0.46[5] мас/год
Параллакс (π)25.38 ± 0.70[5] мас
Расстояние129 ± 4 лы
(39 ± 1 ПК)
Абсолютная величина (MV)2.98±0.08[2]
Подробности
Масса1.47±0.30[2] M☉
Радиус1.34±0.05[2] р☉
Яркость (болометрический)4.92±0.41[2] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.35±0.05[2] cgs
Температура7430±75[2] K
Металличность [Fe / H]−0.52±0.08[6][примечание 1] dex
Скорость вращения (v грехя)37.5±2[2] км / с
Возраст30+20
−10 миллион[7] годы
Прочие обозначения
V342 Pegasi, BD+20 5278, FK5 3850, GC 32209, HD 218396, БЕДРО 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1.[1]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные
Архив экзопланетданные
Внесолнечные планеты
Энциклопедия		данные

HR 8799 примерно 30 миллионов лет главная последовательность звезда расположен 129 световых лет (39.6 парсек) далеко от земной шар в созвездие из Пегас. Это примерно в 1,5 раза больше солнцемассы и в 4,9 раза светимости. Это часть системы, которая также содержит диск мусора и не менее четырех массивные планеты. Эти планеты вместе с Фомальгаут б, были первыми экзопланеты чье орбитальное движение было подтверждено прямая визуализация. Звезда - это Гамма Дорадус переменная: это яркость изменяется из-за нерадиальных пульсаций его поверхности. Звезда также классифицируется как Звезда Lambda Boötis, что означает, что его поверхностные слои обеднены железный пик элементы. Это единственная известная звезда, которая одновременно является переменной гамма-Дорадуса, Лямбда Boötis тип, а Вега-подобная звезда (звезда с избыточное инфракрасное излучение вызвано околозвездный диск).

Место расположения

HR 8799 - звезда, видимая невооруженным глазом. Он имеет звездную величину 5,96 и расположен внутри западного края большая площадь Пегаса почти ровно на полпути между Scheat и Маркаб. Имя звезды HR 8799 это обозначение, которое он имеет в качестве идентификатора в Каталог ярких звезд.

Расположение HR 8799

Звездные свойства

Звезда HR 8799 является членом Лямбда Boötis (λ Boo), группа своеобразные звезды с необычным недостатком металлов - элементов тяжелее водорода и гелия - в верхних слоях атмосферы. Из-за этого особого статуса звезды типа HR 8799 имеют очень сложный спектральный класс. Профиль светимости Линии Бальмера в спектре звезды, а также в звездном эффективная температура, наилучшим образом соответствуют типичным свойствам F0 V звезда. Однако сила кальций II K линия поглощения а другие металлические линии больше похожи на линии A5 V звезда. Поэтому спектральный класс звезды записывается как kA5 hF0 мА5 В; λ Boo.[2][3]

Определение возраста этой звезды показывает некоторые вариации в зависимости от используемого метода. По статистике, для звезд, содержащих диск обломков, светимость этой звезды предполагает возраст примерно 20–150 миллионов лет. Сравнение со звездами, движущимися в космосе, дает возраст в диапазоне 30–160 миллионов лет. Учитывая положение звезды на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела Из-за зависимости светимости от температуры ее возраст находится в диапазоне 30–1,128 миллионов лет. Такие звезды λ Boötis обычно молодые, их средний возраст составляет миллиард лет. Точнее, астросейсмология также предполагает возраст примерно в миллиард лет.[8] Однако это оспаривается, потому что это сделало бы планеты коричневыми карликами, чтобы вписаться в модели остывания. Коричневые карлики не были бы устойчивы в такой конфигурации. Лучшее принятое значение для возраста HR 8799 - 30 миллионов лет, что соответствует членству в Ассоциация колумба совместное перемещение группа звезд.[9]

Более ранний анализ спектра звезды показывает, что он имеет небольшой переизбыток углерод и кислород по сравнению с Солнцем (примерно на 30% и 10% соответственно). В то время как некоторые звезды Lambda Boötis имеют сера численность аналогична солнечной, но для HR 8799 это не так; Содержание серы составляет всего около 35% от солнечного уровня. Звезда также бедна элементами тяжелее, чем натрий: например, содержание железа составляет всего 28% от содержания солнечного железа.[10] Астросейсмический Наблюдения за другими пульсирующими звездами лямбда-бётиса показывают, что пекулярные паттерны содержания этих звезд ограничены только поверхностью: основной состав, вероятно, более нормален. Это может указывать на то, что наблюдаемые содержания элементов являются результатом аккреции бедного металлами газа из окружающей среды вокруг звезды.[11]

В 2020 году спектральный анализ с использованием нескольких источников данных обнаружил несоответствие в предыдущих данных и пришел к выводу, что содержание углерода и кислорода в звездах такое же или немного выше, чем в солнечном. Количество железа обновлено до 30+6
−5% солнечной стоимости.[6]

Астросейсмический анализ с использованием спектроскопических данных показывает, что угол наклона звезды должен быть больше или приблизительно равен 40 °. Это контрастирует с наклонами орбит планет, которые находятся примерно в одной плоскости под углом около 20° ± 10°. Следовательно, может иметь место необъяснимое несоответствие между вращением звезды и орбитами ее планет.[12] Наблюдение за этой звездой с Рентгеновская обсерватория Чандра указывает, что у него слабый уровень магнитная активность, но рентгеновская активность намного выше, чем у звезды типа А, подобной Альтаир. Это говорит о том, что внутренняя структура звезды больше похожа на структуру звезды F0. Температура звездная корона составляет около 3,0 млн К.[13]

Планетная система

Планетарная система HR 8799[7][14][15][16]
Компаньон
(по порядку от звезды)		МассаБольшая полуось
(Австралия)		Орбитальный период
(годы)		ЭксцентриситетНаклонРадиус
е7.4±0.6 MJ16.25±0.04~450.1445±0.001325 ± 8°1.17+0.13
−0.11 рJ
d9.1±0.2 MJ26.67±0.08~1000.1134±0.001128°1.2+0.1
−0 рJ
c7.8±0.5 MJ41.39±0.11~1900.0519±0.002228°1.2+0.1
−0 рJ
б5.7±0.4 MJ71.6±0.2~4600.016±0.00128°1.2+0.1
−0.1 рJ
Пылевой диск6–1000 Австралия——

13 ноября 2008 г. Кристиан Маруа из Национального исследовательского совета Канады Институт астрофизики Герцберга и его команда заявили, что они непосредственно наблюдали три планеты вращается вокруг звезды с Кек и Близнецы телескопы в Гавайи,[17][18][19][20] в обоих случаях используя адаптивная оптика делать наблюдения в инфракрасный.[заметка 2] А Precovery наблюдение трех внешних планет было позже обнаружено на инфракрасных изображениях, полученных в 1998 г. Космический телескоп Хабблас НИКМОС инструмент после применения недавно разработанной техники обработки изображений.[21] Дальнейшие наблюдения в 2009–2010 гг. Показали, что четвертая планета-гигант вращается внутри первых трех планет с предполагаемое разделение чуть меньше 15 AU [7][22] что теперь также подтверждено в многочисленных исследованиях.[23]

Внешняя планета вращается внутри пыльного диска, подобного солнечному. Пояс Койпера. Это один из самых массивных дисков, известных вокруг любой звезды в радиусе 300 световых лет от Земли, и во внутренней системе есть место для планеты земной группы.[19] На орбите самой внутренней планеты есть дополнительный диск обломков.[7]

Радиусы орбит планет е, d, c и б в 2–3 раза больше, чем Юпитер, Сатурн, Уран, и Нептун, соответственно. Из-за закон обратных квадратов относящийся радиация интенсивность на расстоянии от источника сопоставимые интенсивности излучения присутствуют на расстояниях = 2,2 раза дальше от HR 8799, чем от Солнца, что означает, что соответствующие планеты в солнечной системе и системе HR 8799 получают одинаковое количество звездной радиации.[7]

Эти объекты близки к верхнему пределу массы для классификации как планеты; если они превысили 13 Массы Юпитера, они были бы способны дейтерий слияние в их интерьерах и, таким образом, квалифицируются как коричневые карлики по определению этих терминов, используемых IAUРабочая группа по внесолнечным планетам.[24] Если оценки массы верны, система HR 8799 - первая внесолнечная система с несколькими планетами, которую можно получить напрямую.[18] Орбитальное движение планет происходит против часовой стрелки и было подтверждено многочисленными наблюдениями, датируемыми 1998 годом.[17] Система с большей вероятностью будет стабильной, если планеты «e», «d» и «c» находятся в резонансе 4: 2: 1, что означает, что орбита планеты d имеет эксцентриситет, превышающий 0,04, чтобы соответствовать ограничениям наблюдения. Планетарные системы с массами, наиболее подходящими для эволюционных моделей, были бы стабильными, если бы внешние три планеты находились в соотношении 1: 2: 4. орбитальный резонанс (аналогично Лапласовский резонанс между внутренними тремя Юпитерами Галилеевы спутники: Ио, Европа и Ганимед а также три планеты в Gliese 876 система).[7] Однако оспаривается, находится ли планета b в резонансе с другими 3 планетами. Согласно динамическому моделированию, планетная система HR 8799 может быть даже внесолнечной системой с множественным резонансом 1: 2: 4: 8.[16] Четыре планеты все еще светятся докрасна из-за своего молодого возраста, они больше Юпитера и со временем остынут и уменьшатся до размеров от 0,8 до 1,0 радиуса Юпитера.

Широкополосная фотометрия планет b, c и d показала, что в их атмосферах могут быть значительные облака,[22] в то время как инфракрасная спектроскопия планет b и c указала на неравновесие CO/CH
4 химия.[7] Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью Пр.1640 Комплексный спектрограф поля Паломарской обсерватории показал, что состав четырех планет значительно различается. Это удивительно, поскольку планеты предположительно образовались одинаково из одного диска и имеют одинаковую светимость.[25]

Спектры планет

Спектр планеты вокруг HR 8799. Фото: ESO / M. Янсон.
Спектр представляет собой спектр гигантской экзопланеты, вращающейся вокруг яркой и очень молодой звезды HR 8799, примерно в 130 световых годах от нас. Этот спектр звезды и планеты был получен с помощью прибора адаптивной оптики NACO на ESOс Очень большой телескоп.

В ряде исследований использовались спектры планет HR 8799 для определения их химического состава и ограничения сценариев их формирования. Первое спектроскопическое исследование планеты b (выполненное в ближнем инфракрасном диапазоне) обнаружило сильное поглощение воды, что указывает на богатую водородом атмосферу. Также было обнаружено слабое поглощение метана и окиси углерода в атмосфере этой планеты, что указывает на эффективное вертикальное перемешивание атмосферы и неравновесие. CO/CH
4 соотношение в фотосфере. По сравнению с моделями планетных атмосфер, этот первый спектр планеты b лучше всего соответствует модели улучшенной металличность (примерно в 10 раз больше металличности Солнца), что может поддерживать представление о том, что эта планета образовалась в результате аккреции ядра.[26]

Первые одновременные спектры всех четырех известных планет в системе HR 8799 были получены в 2012 году с помощью прибора Project 1640 в Паломарской обсерватории. Спектры в ближней инфракрасной области, полученные этим инструментом, подтвердили красный цвет всех четырех планет и лучше всего соответствуют моделям планетных атмосфер, которые включают облака. Хотя эти спектры не соответствуют напрямую каким-либо известным астрофизическим объектам, некоторые из спектров планет демонстрируют сходство с коричневыми карликами L- и T-типов и спектром ночной стороны Сатурна. Последствия одновременных спектров всех четырех планет, полученных с помощью Проекта 1640, резюмируются следующим образом: Планета b содержит аммиак и / или ацетилен, а также углекислый газ, но имеет мало метана; Планета c содержит аммиак, возможно, немного ацетилена, но ни диоксид углерода, ни метан в значительной степени; Планета d содержит ацетилен, метан и двуокись углерода, но окончательно не обнаружен аммиак; Планета e содержит метан и ацетилен, но не содержит аммиака или углекислого газа. Спектр планеты е похож на покрасневший спектр Сатурна.[27]

Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне среднего разрешения, полученная с помощью телескопа Кек, окончательно обнаружила линии поглощения окиси углерода и воды в атмосфере планеты c. Отношение углерода к кислороду, которое считается хорошим показателем истории образования планет-гигантов, для планеты c было измерено немного больше, чем у родительской звезды HR 8799. Повышенное отношение углерода к кислороду и истощенные уровни C и O на планете c говорят в пользу истории, в которой планета формировалась посредством аккреции ядра.[28] Однако важно отметить, что выводы об истории формирования планеты, основанные исключительно на ее составе, могут быть неточными, если планета претерпела значительную миграцию, химическую эволюцию или выемку керна.[требуется разъяснение] Позже, в ноябре 2018 года, исследователи подтвердили наличие воды и отсутствие метан в атмосфере HR 8799 c с использованием спектроскопии высокого разрешения и адаптивной оптики ближнего инфракрасного диапазона (НИРСПАО) в обсерватории Кека.[29][30]

Красный цвет планет может быть объяснен присутствием железных и силикатных атмосферных облаков, в то время как их низкая поверхностная сила тяжести может объяснить сильную неравновесную концентрацию монооксида углерода и отсутствие сильного поглощения метана.[28]

Диск для мусора

Инфракрасное изображение диска обломков HR 8799, сделанное спутником Spitzer, январь 2009 г. Маленькая точка в центре имеет размер орбиты Плутона.

В январе 2009 г. Космический телескоп Спитцера были получены изображения диска обломков вокруг HR 8799. Были выделены три компонента диска обломков:

  1. Теплая пыль (T ~ 150 K) вращается внутри самой внутренней планеты (e). Внутренний и внешний края этого пояса близки к резонансам 4: 1 и 2: 1 с планетой.[7]
  2. Широкая зона холодной пыли (T ~ 45 K) с острым внутренним краем, вращающаяся сразу за внешней планетой (b). Внутренний край этого пояса находится примерно в резонансе 3: 2 с указанной планетой, аналогично Нептун и Пояс Койпера.[7]
  3. Эффектный ореол из мелких зерен, происходящих из компонента холодной пыли.

Гало необычно и подразумевает высокий уровень динамической активности, которая, вероятно, связана с гравитационным перемешиванием массивных планет.[31] Команда Спитцера утверждает, что между телами, аналогичными тем, которые находятся в поясе Койпера, вероятно, происходят столкновения, и что три большие планеты, возможно, еще не вышли на свои окончательные стабильные орбиты.[32]

На фотографии яркие желто-белые части пылевого облака исходят от внешнего холодного диска. Огромный протяженный ореол пыли, оранжево-красный, имеет диаметр ≈ 2000 а.е. Диаметр орбиты Плутона (≈ 80 а.е.) показан для справки в виде точки в центре.[33]

Этот диск настолько толстый, что угрожает стабильности молодой системы.[34]

Vortex Coronagraph: испытательный стенд для технологии высококонтрастной визуализации

Прямое изображение экзопланеты вокруг звезды HR 8799 с помощью вихревой коронограф на участке 1,5 м Телескоп Хейла

Вплоть до 2010 года телескопы мог только непосредственно изображение экзопланеты в исключительных обстоятельствах. В частности, легче получать изображения, когда планета особенно велика (значительно больше, чем Юпитер), далеко отделенная от своей родительской звезды и горячая, поэтому излучает интенсивное инфракрасное излучение. Однако в 2010 году команда из НАСА Лаборатория реактивного движения продемонстрировал, что вихревой коронограф может позволить маленьким телескопам получать прямые изображения планет.[35] Они сделали это, сфотографировав ранее отображенные планеты HR 8799, используя лишь 1,5-метровую часть Телескоп Хейла.

Изображения NICMOS

В 2009 году старый НИКМОС Изображение было обработано, чтобы показать предсказанную экзопланету около HR 8799.[36] В 2011 году еще три экзопланеты были визуализированы на изображении NICMOS, сделанном в 1998 году, с использованием расширенной обработки данных.[36] Изображение позволяет лучше охарактеризовать орбиты планет, поскольку им требуется много десятилетий, чтобы вращаться вокруг своей звезды.[36]

Поиск радиоизлучения

Начиная с 2010 года астрономы искали радиоизлучение от экзопланеты на орбите HR 8799 с помощью радиотелескопа на Обсерватория Аресибо. Несмотря на большие массы, теплые температуры и коричневый карлик-подобные светимости, они не смогли обнаружить никаких излучений на частоте 5 ГГц до порога обнаружения плотности потока 1,04. мЯн.[37]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Звезда - участник Лямбда Boötis класс своеобразные звезды, таким образом, наблюдаемое содержание может не отражать содержания звезды в целом.
  2. ^ Планеты молодые, и поэтому они еще горячие и яркие в ближний инфракрасный часть спектра.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм «HR 8799». SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 14 ноября 2008.
  2. ^ а б c d е ж грамм час я Грей, Ричард О .; и другие. (Декабрь 1999 г.). "HR 8799: Связь между переменными γ Doradus и λ Bootis Stars". Астрономический журнал. 118 (6): 2993–2996. Bibcode:1999AJ .... 118.2993G. Дои:10.1086/301134.
  3. ^ а б Кэй, Энтони Б .; и другие. (Июль 1999 г.). «Гамма-звезды Дорадуса: определение нового класса пульсирующих переменных». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 111 (761): 840–844. arXiv:Astro-ph / 9905042. Bibcode:1999PASP..111..840K. Дои:10.1086/316399. S2CID 15583148.
  4. ^ Хоффлейт, Доррит; Уоррен-младший, Уэйн Х. (июнь 1991 г.). «HR 8799». Каталог ярких звезд (5-е пересмотренное изд.). VizieR. В / 50. Получено 14 ноября 2008.
  5. ^ а б c ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). "HIP 114189". Hipparcos, Новое сокращение. VizieR. I / 311. Получено 13 октября 2008.
  6. ^ а б Ван, Цзи; Ван, Джейсон Дж .; Ма, Бо; Чилкот, Джеффри; Эртель, Стив; Гийон, Оливье; Ильин, Илья; Йованович, Неманья; Калас, Пол; Лози, Жюльен; Макинтош, Брюс; Strassmeier, Klaus G .; Стоун, Джордан (2020 г.), «О химическом изобилии HR 8799 и планете c», Астрономический журнал, 160 (3): 150, arXiv:2007.02810, Дои:10.3847 / 1538-3881 / ababa7, S2CID 220363719
  7. ^ а б c d е ж грамм час я Маруа, Кристиан; и другие. (Декабрь 2010 г.). «Изображения четвертой планеты, вращающейся вокруг HR 8799». Природа. 468 (7327): 1080–1083. arXiv:1011.4918. Bibcode:2010Натура.468.1080M. Дои:10.1038 / природа09684. PMID 21150902. S2CID 4425891.
  8. ^ Моя, А .; и другие. (Июнь 2010 г.), «Определение возраста планетной системы HR8799 с использованием астросейсмологии», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма, 405 (1): L81 – L85, arXiv:1003.5796, Bibcode:2010МНРАС.405Л..81М, Дои:10.1111 / j.1745-3933.2010.00863.x, S2CID 118950506
  9. ^ Цукерман, Б .; и другие. (Май 2011 г.). «Ассоциации Tucana / Horologium, Columba, AB Doradus и Argus: новые члены и пыльные диски мусора». Астрофизический журнал. 732 (2): 61. arXiv:1104.0284. Bibcode:2011ApJ ... 732 ... 61Z. Дои:10.1088 / 0004-637X / 732/2/61. S2CID 62797470.
  10. ^ Козо, Садакане (2006). "λ Bootis-Like Abundance in Vega-Like, γ Doradus Type-Pulsator HD 218396". Публикации Астрономического общества Японии. 58 (6): 1023–1032. Bibcode:2006PASJ ... 58.1023S. Дои:10.1093 / pasj / 58.6.1023.
  11. ^ Paunzen, E .; и другие. (1998). "Пульсация в звездах λ Бутиса". Астрономия и астрофизика. 335: 533–538. Bibcode:1998A&A ... 335..533P.
  12. ^ Райт, Д. Дж .; и другие. (Февраль 2011 г.), "Определение наклона многопланетной звезды-хозяина HR 8799 с использованием астросейсмологии", Письма в астрофизический журнал, 728 (1): L20, arXiv:1101.1590, Bibcode:2011ApJ ... 728L..20W, Дои:10.1088 / 2041-8205 / 728/1 / L20, S2CID 119297114
  13. ^ Robrade, J .; Шмитт, Дж. Х. М. М. (июнь 2010 г.), "Рентгеновское излучение замечательной звезды A-типа HR 8799", Астрономия и астрофизика, 516: A38, arXiv:1004.1318, Bibcode:2010A & A ... 516A..38R, Дои:10.1051/0004-6361/201014027, S2CID 119250294
  14. ^ Шнайдер, Дж. «Заметки для звезды HR 8799». Энциклопедия внесолнечных планет. Получено 13 октября 2008.
  15. ^ Gravity Collaboration (март 2019). «Первое прямое обнаружение экзопланеты методом оптической интерферометрии. Астрометрия и спектроскопия в K-диапазоне HR 8799 e». A&A. 623: L11. arXiv:1903.11903. Bibcode:2019A & A ... 623L..11G. Дои:10.1051/0004-6361/201935253. ISSN 0004-6361.
  16. ^ а б Гоздзевский, Кшиштоф; Мигашевский, Цезары (2020), Точный обобщенный резонанс Лапласа в планетной системе HR8799, arXiv:2009.07006
  17. ^ а б Маруа, Кристиан; и другие. (Ноябрь 2008 г.). "Прямое изображение множества планет, вращающихся вокруг звезды HR 8799". Наука. 322 (5906): 1348–1352. arXiv:0811.2606. Bibcode:2008Научный ... 322.1348M. Дои:10.1126 / science.1166585. PMID 19008415. S2CID 206516630.
  18. ^ а б "Близнецы публикуют историческое открытие первого планетарного семейства" (Пресс-релиз). Обсерватория Близнецов. 13 ноября 2008 г.. Получено 13 ноября 2008.
  19. ^ а б «Астрономы сделали первые снимки недавно открытой солнечной системы» (Пресс-релиз). Обсерватория В. М. Кека. 13 ноября 2008. Архивировано с оригинал 26 ноября 2013 г.. Получено 13 ноября 2008.
  20. ^ Ахенбах, Джоэл (13 ноября 2008 г.). «Ученые публикуют первые прямые изображения внесолнечных планет». Вашингтон Пост. The Washington Post Company. Получено 13 ноября 2008.
  21. ^ Вильярд, Рэй; Лафренье, Давид (1 апреля 2009 г.). «Хаббл нашел скрытую экзопланету в архивных данных». ХабблСайт. НАСА. Получено 3 апреля 2009.
  22. ^ а б Карри, Тейн; и другие. (Март 2011 г.). «Комбинированное исследование Subaru / VLT / MMT 1-5 микрон планет, вращающихся вокруг HR 8799: последствия для атмосферных свойств, масс и образования». Астрофизический журнал. 729 (2): 128. arXiv:1101.1973. Bibcode:2011ApJ ... 729..128C. Дои:10.1088 / 0004-637X / 729/2/128. S2CID 119221800.
  23. ^ Скемер, Эндрю; и другие. (Июль 2012 г.). «Первые световые изображения LBT AO HR 8799 bcde на 1,6 и 3,3 мкм: новые расхождения между молодыми планетами и старыми коричневыми карликами». Астрофизический журнал. 753 (1): 14. arXiv:1203.2615. Bibcode:2012ApJ ... 753 ... 14S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 753/1/14. S2CID 119102944.
  24. ^ «Определение» планеты"". Рабочая группа по внесолнечным планетам (WGESP) Международного астрономического союза. Архивировано из оригинал 16 сентября 2006 г.. Получено 16 ноября 2008.
  25. ^ Оппенгеймер, Б. Р. (2013). "Разведка экзосолярной системы HR 8799 I: ближняя ИК-спектроскопия". Астрофизический журнал. 768 (1): 24. arXiv:1303.2627. Bibcode:2013ApJ ... 768 ... 24O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 768/1/24. S2CID 7173368.
  26. ^ Бармен, Трэвис С .; Макинтош, Брюс (2011). «Облака и химия в атмосфере внесолнечной планеты HR8799b». Астрофизический журнал. AAS. 733 (65): 65. arXiv:1103.3895. Bibcode:2011ApJ ... 733 ... 65B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 733/1/65. S2CID 119221025.
  27. ^ Оппенгеймер, Б.Р .; Баранец, К. (2013). "Разведка экзосолярной системы HR 8799 I: ближняя ИК-спектроскопия". Астрофизический журнал. 768: 24. arXiv:1303.2627. Bibcode:2013ApJ ... 768 ... 24O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 768/1/24. S2CID 7173368.
  28. ^ а б Konopacky, Quinn M .; Бармен, Трэвис С. (2013). «Обнаружение линий поглощения окиси углерода и воды в атмосфере экзопланеты». Наука. AAAS. 339 (6126): 1398–1401. arXiv:1303.3280. Bibcode:2013Научный ... 339.1398K. Дои:10.1126 / science.1232003. PMID 23493423. S2CID 31038576.
  29. ^ "Шагающие камни экзопланеты". Обсерватория В. М. Кека. 20 ноября 2018 г.. Получено 14 февраля 2018.
  30. ^ Ван, Цзи; и другие. (Декабрь 2018 г.). "Обнаружение воды в атмосфере HR 8799 c с L-полосная спектроскопия с высокой дисперсией на основе адаптивной оптики ». Астрономический журнал. 156 (6). 272. arXiv:1809.09080. Bibcode:2018AJ .... 156..272W. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aae47b. S2CID 119372301.
  31. ^ Su, K. Y. L .; Rieke, G.H .; Stapelfeldt, K. R .; Malhotra, R .; Bryden, G .; Smith, P. S .; Мисселт, К. А .; Моро-Мартин, А .; Уильямс, Дж. П. (2009). «Диск мусора вокруг HR 8799». Астрофизический журнал. 705 (1): 314–327. arXiv:0909.2687. Bibcode:2009ApJ ... 705..314S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 705/1/314. S2CID 17715467.
  32. ^ «Беспокойная молодежь: Спитцер наблюдает хаотическую планетную систему». Космический телескоп НАСА Спитцер. 4 ноября 2009 г.. Получено 8 ноября 2009.
  33. ^ "Картина неспокойной планетарной молодежи". Космический телескоп НАСА Спитцер. 4 ноября 2009 г.. Получено 8 ноября 2009.
  34. ^ Мур, Александр Дж .; Квиллен, Алиса С. (2013). «Влияние диска планетезимальных обломков на сценарии устойчивости внесолнечной планетной системы HR 8799». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 430 (1): 320–329. arXiv:1301.2004. Bibcode:2013МНРАС.430..320М. Дои:10.1093 / мнрас / стс625. S2CID 118658385.
  35. ^ «Новый метод может отображать планеты земного типа». NBC News. 14 апреля 2010 г.
  36. ^ а б c «Астрономы находят неуловимые планеты по данным телескопа Хаббла десятилетней давности». NASA.gov. 10 июня 2011. Архивировано с оригинал 2 сентября 2014 г.
  37. ^ Маршрут, Мэтью и Вольщан, Александр (август 2013 г.). «Поиск Аресибо на 5 ГГц радиовспышек от сверхкромких карликов». Астрофизический журнал. 773 (1). 18. arXiv:1306.1152. Bibcode:2013ApJ ... 773 ... 18R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 773/1/18. S2CID 119311310.

внешняя ссылка

СМИ, связанные с HR 8799 в Wikimedia Commons

Координаты: Карта неба 23час 07м 28.7150s, +21° 08′ 03.302″