HR 8799 es una estrella de secuencia principal de aproximadamente 30 millones de años ubicada a 133,3 años luz (40,9 parsecs ) de la Tierra en la constelación de Pegaso . Tiene aproximadamente 1,5 veces la masa del Sol y 4,9 veces su luminosidad. Es parte de un sistema que también contiene un disco de escombros y al menos cuatro planetas masivos . Estos planetas fueron los primeros exoplanetas cuyo movimiento orbital fue confirmado por imágenes directas . La estrella es una variable Gamma Doradus : su luminosidad cambia debido a pulsaciones no radiales de su superficie. La estrella también está clasificada como una estrella Lambda Boötis , lo que significa que sus capas superficiales están agotadas en elementos de pico de hierro . Es la única estrella conocida que es simultáneamente una variable Gamma Doradus, un tipo Lambda Boötis y una estrella similar a Vega (una estrella con exceso de emisión infrarroja causada por un disco circunestelar ).
HR 8799 es una estrella visible a simple vista. Tiene una magnitud de 5,96 y se encuentra dentro del borde occidental del gran cuadrado de Pegasus, casi exactamente a mitad de camino entre Beta y Alpha Pegasi . El nombre de la estrella, HR 8799, es su número de línea en el Catálogo de estrellas brillantes .
La estrella HR 8799 es miembro de la clase Lambda Boötis ( λ Boo), un grupo de estrellas peculiares con una inusual falta de "metales" (elementos más pesados que el hidrógeno y el helio) en su atmósfera superior. Debido a este estatus especial, estrellas como HR 8799 tienen un tipo espectral muy complejo. El perfil de luminosidad de las líneas de Balmer en el espectro de la estrella, así como la temperatura efectiva de la estrella , coinciden mejor con las propiedades típicas de una estrella F0 V. Sin embargo, la fuerza de la línea de absorción de calcio II K y las otras líneas metálicas son más parecidas a las de una estrella A5 V. Por lo tanto, el tipo espectral de la estrella se escribe como kA5 hF0 mA5 V; λ Boo . [3] [4]
La determinación de la edad de esta estrella muestra algunas variaciones según el método utilizado. Estadísticamente, para las estrellas que albergan un disco de escombros, la luminosidad de esta estrella sugiere una edad de aproximadamente 20 a 150 millones de años. La comparación con estrellas que tienen un movimiento similar a través del espacio da una edad en el rango de 30 a 160 millones de años. Dada la posición de la estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell de luminosidad versus temperatura, tiene una edad estimada en el rango de 30 a 1,128 millones de años. Las estrellas λ Boötis como esta son generalmente jóvenes, con una edad media de mil millones de años. Más exactamente, la asterosismología también sugiere una edad de aproximadamente mil millones de años. [10] Sin embargo, esto es discutido porque haría que los planetas se convirtieran en enanas marrones para encajar en los modelos de enfriamiento. Las enanas marrones no serían estables en tal configuración. El valor más aceptado para la edad de HR 8799 es de 30 millones de años, lo que es coherente con su pertenencia al grupo de estrellas en co-movimiento de la asociación Columba . [11]
Un análisis anterior del espectro de la estrella revela que tiene una ligera sobreabundancia de carbono y oxígeno en comparación con el Sol (aproximadamente un 30% y un 10% respectivamente). Si bien algunas estrellas Lambda Boötis tienen abundancias de azufre similares a las del Sol, este no es el caso de HR 8799; la abundancia de azufre es solo alrededor del 35% del nivel solar. La estrella también es pobre en elementos más pesados que el sodio : por ejemplo, la abundancia de hierro es solo el 28% de la abundancia de hierro solar. [12] Las observaciones astrosísmicas de otras estrellas pulsantes Lambda Boötis sugieren que los patrones de abundancia peculiares de estas estrellas se limitan solo a la superficie: la composición en masa es probablemente más normal. Esto puede indicar que las abundancias de elementos observadas son el resultado de la acreción de gas pobre en metales del entorno alrededor de la estrella. [13]
En 2020, un análisis espectral que utilizó múltiples fuentes de datos detectó una inconsistencia en los datos anteriores y concluyó que las abundancias de carbono y oxígeno en las estrellas son iguales o ligeramente superiores a las del sol. La abundancia de hierro se actualizó a 30+6
−5% del valor solar. [7]
El análisis astrosísmico utilizando datos espectroscópicos indica que la inclinación rotacional de la estrella está limitada a ser mayor o aproximadamente igual a 40°. Esto contrasta con las inclinaciones orbitales de los planetas, que están aproximadamente en el mismo plano en un ángulo de aproximadamente 20° ± 10° . Por lo tanto, puede haber una desalineación inexplicable entre la rotación de la estrella y las órbitas de sus planetas. [14] La observación de esta estrella con el Observatorio de rayos X Chandra indica que tiene un nivel débil de actividad magnética , pero la actividad de rayos X es mucho mayor que la de una estrella de tipo A como Altair . Esto sugiere que la estructura interna de la estrella se asemeja más a la de una estrella F0. La temperatura de la corona estelar es de aproximadamente 3,0 millones de K. [15]
El 13 de noviembre de 2008, Christian Marois del Instituto de Astrofísica Herzberg del Consejo Nacional de Investigación de Canadá y su equipo anunciaron que habían observado directamente tres planetas orbitando la estrella con los telescopios Keck y Gemini en Hawái , [21] [22] [23] [24] en ambos casos empleando óptica adaptativa para hacer observaciones en el infrarrojo . [b] Una observación previa a la recuperación de los 3 planetas exteriores fue encontrada más tarde en imágenes infrarrojas obtenidas en 1998 por el instrumento NICMOS del Telescopio Espacial Hubble , después de que se aplicara una técnica de procesamiento de imágenes recientemente desarrollada. [25] Otras observaciones en 2009-2010 revelaron el cuarto planeta gigante orbitando dentro de los primeros tres planetas a una separación proyectada de poco menos de 15 UA , [8] [26] lo que ha sido confirmado por múltiples estudios. [27]
Las órbitas de los planetas exteriores se encuentran dentro de un disco de polvo similar al cinturón solar de Kuiper . Es uno de los discos más masivos conocidos alrededor de cualquier estrella a 300 años luz de la Tierra, y hay espacio en el sistema interior para planetas terrestres . [23] Hay un disco de escombros adicional justo dentro de la órbita del planeta más interno. [8]
Los radios orbitales de los planetas e , d , c y b son 2-3 veces los de las órbitas de Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno , respectivamente. Debido a la ley del cuadrado inverso que relaciona la intensidad de la radiación con la distancia desde la fuente, se encuentran intensidades de radiación comparables a distancias √ 4,9 ≈ 2,2 veces más lejanas de HR 8799 que del Sol, lo que da como resultado que los planetas correspondientes en los sistemas solar y HR 8799 reciban cantidades similares de radiación estelar. [8]
Estos objetos están cerca del límite superior de masa para la clasificación como planetas; si superaran las 13 masas de Júpiter , serían capaces de fusión de deuterio en sus interiores y, por lo tanto, calificarían como enanas marrones según la definición de estos términos utilizada por el Grupo de Trabajo sobre Planetas Extrasolares de la IAU . [28] Si las estimaciones de masa son correctas, el sistema HR 8799 es el primer sistema extrasolar de múltiples planetas del que se han obtenido imágenes directas. [22] El movimiento orbital de los planetas es en sentido antihorario y se confirmó mediante múltiples observaciones que datan de 1998. [21] Es más probable que el sistema sea estable si los planetas e, d y c están en una resonancia de 4:2:1, lo que implicaría que la órbita del planeta d tiene una excentricidad superior a 0,04 para cumplir con las restricciones de observación. Los sistemas planetarios con las masas que mejor se ajustan a los modelos evolutivos serían estables si los tres planetas exteriores están en una resonancia orbital de 1:2:4 (similar a la resonancia de Laplace entre los tres satélites galileanos interiores de Júpiter : Ío , Europa y Ganímedes , así como tres de los planetas del sistema Gliese 876 ). [8] Sin embargo, se discute si el planeta b está en resonancia con los otros 3 planetas. Según las simulaciones dinámicas, el sistema planetario HR 8799 puede ser incluso un sistema extrasolar con resonancia múltiple 1:2:4:8. [18] Los 4 planetas jóvenes todavía brillan al rojo vivo por el calor de su formación, y son más grandes que Júpiter y con el tiempo se enfriarán y se encogerán hasta alcanzar tamaños de 0,8 a 1,0 radios de Júpiter.
La fotometría de banda ancha de los planetas b, c y d ha demostrado que puede haber nubes significativas en sus atmósferas, [26] mientras que la espectroscopia infrarroja de los planetas b y c apunta a una química de CO / CH4 no equilibrada . [8] Las observaciones en el infrarrojo cercano con el espectrógrafo de campo integral del Proyecto 1640 en el Observatorio Palomar han demostrado que las composiciones entre los cuatro planetas varían significativamente. Esto es una sorpresa ya que los planetas presumiblemente se formaron de la misma manera a partir del mismo disco y tienen luminosidades similares. [29]
En el ciclo 1 se encontró un candidato a planeta adicional con NIRCam , 5 segundos de arco al sur de HR 8799. Se planean observaciones de seguimiento con NIRCam para confirmar o rechazar este candidato. [30]
.jpg/1280px-Spectrum_of_planet_around_HR_8799_(annotated).jpg)
Varios estudios han utilizado los espectros de los planetas de HR 8799 para determinar sus composiciones químicas y limitar sus escenarios de formación. El primer estudio espectroscópico del planeta b (realizado en longitudes de onda cercanas al infrarrojo) detectó una fuerte absorción de agua y indicios de absorción de metano. [31] Posteriormente, también se detectó una débil absorción de metano y monóxido de carbono en la atmósfera de este planeta, lo que indica una eficiente mezcla vertical de la atmósfera y un desequilibrio en la relación CO / CH4 en la fotosfera. En comparación con los modelos de atmósferas planetarias, este primer espectro del planeta b se corresponde mejor con un modelo de metalicidad mejorada (aproximadamente 10 veces la metalicidad del Sol), lo que puede respaldar la idea de que este planeta se formó mediante acreción del núcleo. [32]
Los primeros espectros simultáneos de los cuatro planetas conocidos en el sistema HR 8799 se obtuvieron en 2012 utilizando el instrumento Proyecto 1640 en el Observatorio Palomar. Los espectros de infrarrojo cercano de este instrumento confirmaron los colores rojos de los cuatro planetas y se corresponden mejor con los modelos de atmósferas planetarias que incluyen nubes. Aunque estos espectros no corresponden directamente a ningún objeto astrofísico conocido, algunos de los espectros de los planetas muestran similitudes con las enanas marrones de tipo L y T y el espectro del lado nocturno de Saturno. Las implicaciones de los espectros simultáneos de los cuatro planetas obtenidos con el Proyecto 1640 se resumen de la siguiente manera: el planeta b contiene amoníaco y/o acetileno, así como dióxido de carbono, pero tiene poco metano; el planeta c contiene amoníaco, tal vez algo de acetileno, pero ni dióxido de carbono ni metano sustancial; el planeta d contiene acetileno, metano y dióxido de carbono, pero no se detecta definitivamente amoníaco; el planeta e contiene metano y acetileno, pero no amoníaco ni dióxido de carbono. El espectro del planeta e es similar al espectro enrojecido de Saturno. [29]
La espectroscopia de infrarrojo cercano de resolución moderada, obtenida con el telescopio Keck, detectó definitivamente líneas de absorción de monóxido de carbono y agua en la atmósfera del planeta c. La relación carbono-oxígeno, que se cree que es un buen indicador de la historia de formación de los planetas gigantes, para el planeta c se midió como ligeramente mayor que la de la estrella anfitriona HR 8799. La relación carbono-oxígeno mejorada y los niveles reducidos de carbono y oxígeno en el planeta c favorecen una historia en la que el planeta se formó a través de acreción del núcleo. [33] Sin embargo, es importante señalar que las conclusiones sobre la historia de formación de un planeta basadas únicamente en su composición pueden ser inexactas si el planeta ha experimentado una migración significativa, evolución química o dragado del núcleo. [ aclaración necesaria ] Más tarde, en noviembre de 2018, los investigadores confirmaron la existencia de agua y la ausencia de metano en la atmósfera de HR 8799 c utilizando espectroscopia de alta resolución y óptica adaptativa de infrarrojo cercano ( NIRSPAO ) en el Observatorio Keck. [34] [35]
Los colores rojos de los planetas pueden explicarse por la presencia de nubes atmosféricas de hierro y silicato, mientras que su baja gravedad superficial podría explicar las fuertes concentraciones de desequilibrio de monóxido de carbono y la falta de una fuerte absorción de metano. [33]
En enero de 2009, el telescopio espacial Spitzer obtuvo imágenes del disco de escombros alrededor de HR 8799. Se distinguieron tres componentes del disco de escombros:
El halo es inusual e implica un alto nivel de actividad dinámica que probablemente se debe a la agitación gravitacional de los planetas masivos. [36] El equipo de Spitzer dice que es probable que se estén produciendo colisiones entre cuerpos similares a los del Cinturón de Kuiper y que los tres grandes planetas pueden no haberse asentado aún en sus órbitas finales y estables. [37]
En la fotografía, las partes brillantes de color blanco amarillento de la nube de polvo provienen del disco frío exterior. El enorme halo de polvo extendido, que se ve en rojo anaranjado, tiene un diámetro de aproximadamente 2000 UA . El diámetro de la órbita de Plutón (aproximadamente 80 UA ) se muestra como un punto en el centro como referencia. [38]
Este disco es tan grueso que amenaza la estabilidad del joven sistema. [39]
El disco fue detectado por primera vez con ALMA en 2016 [40] y fue fotografiado nuevamente en 2018. Estas observaciones posteriores fueron más detalladas y fueron estudiadas por un equipo de astrónomos. Según este equipo, el disco tiene un borde interior y un borde exterior lisos. También observaron un posible cinturón de polvo interior. [20] Este cinturón interior fue confirmado con observaciones de MIRI , que midieron un radio de 15 au del disco interior. [19]
Hasta el año 2010, los telescopios solo podían obtener imágenes directas de exoplanetas en circunstancias excepcionales. En concreto, es más fácil obtener imágenes cuando el planeta es especialmente grande (considerablemente más grande que Júpiter ), está muy separado de su estrella madre y es tan caliente que emite una intensa radiación infrarroja. Sin embargo, en 2010, un equipo del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA demostró que un coronógrafo de vórtices podría permitir a los telescopios pequeños obtener imágenes directas de planetas. [41] Lo hicieron obteniendo imágenes de los planetas HR 8799 fotografiados anteriormente utilizando solo una porción de 1,5 m del Telescopio Hale .
En 2009, se procesó una antigua imagen NICMOS para mostrar un exoplaneta previsto alrededor de HR 8799. [42] En 2011, se pudieron ver otros tres exoplanetas en una imagen NICMOS tomada en 1998, utilizando un procesamiento de datos avanzado. [42] La imagen permite caracterizar mejor las órbitas de los planetas, ya que tardan muchas décadas en orbitar su estrella anfitriona. [42]
A partir de 2010, los astrónomos buscaron emisiones de radio de los exoplanetas que orbitan alrededor de HR 8799 utilizando el radiotelescopio del Observatorio de Arecibo . A pesar de las grandes masas, las temperaturas cálidas y las luminosidades similares a las de las enanas marrones , no lograron detectar ninguna emisión a 5 GHz hasta un umbral de detección de densidad de flujo de 1,0 mJy . [43]
Medios relacionados con HR 8799 en Wikimedia Commons