HR 8799 es una estrella de la secuencia principal de aproximadamente 30 millones de años ubicada a 133,3 años luz (40,9 pársecs ) 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 . Esos planetas, junto con Fomalhaut b , fueron los primeros exoplanetas cuyo movimiento orbital fue confirmado mediante 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 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 tipo 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 está situada dentro del borde occidental de la gran plaza de Pegaso casi exactamente a medio camino entre Scheat y Markab . El nombre de la estrella, HR 8799 , es su número de línea en el Catálogo Bright Star .
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 se parecen más a las de una estrella A5 V. Por 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 entre 20 y 150 millones de años. La comparación con estrellas que tienen un movimiento similar en el espacio da una edad del orden de 30 a 160 millones de años. Dada la posición de la estrella en el diagrama de luminosidad versus temperatura de Hertzsprung-Russell , tiene una edad estimada en el rango de 30 a 1.128 millones de años. Las estrellas λ Boötis como ésta son generalmente jóvenes, con una edad media de mil millones de años. Más exactamente, la astrosismología también sugiere una edad de aproximadamente mil millones de años. [10] Sin embargo, esto es discutible 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 una edad de HR 8799 es 30 millones de años, lo que corresponde a ser miembro del grupo de estrellas en movimiento conjunto de la asociación Columba . [11]
Un análisis anterior del espectro de la estrella revela que tiene un ligero exceso 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 sólo 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 sólo el 28% de la abundancia de hierro solar. [12] Las observaciones astrosísmicas de otras estrellas pulsantes Lambda Boötis sugieren que los peculiares patrones de abundancia de estas estrellas se limitan únicamente a la superficie: la composición global probablemente sea más normal. Esto puede indicar que la abundancia de elementos observada es el resultado de la acumulación de gas pobre en metales del entorno alrededor de la estrella. [13]
En 2020, el análisis espectral que utilizó múltiples fuentes de datos detectó una inconsistencia en datos anteriores y concluyó que la abundancia de carbono y oxígeno de las estrellas es igual o ligeramente mayor que la solar. 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 obligada a ser mayor o aproximadamente igual a 40°. Esto contrasta con las inclinaciones orbitales de los planetas, que se encuentran aproximadamente en el mismo plano en un ángulo de aproximadamente 20° ± 10° . Por 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 parece más a la de una estrella F0. La temperatura de la corona estelar es de unos 3,0 millones de K. [15]
El 13 de noviembre de 2008, Christian Marois del Consejo Nacional de Investigación del Instituto Herzberg de Astrofísica de Canadá y su equipo anunciaron que habían observado directamente tres planetas orbitando la estrella con los telescopios Keck y Gemini en Hawaii , [20] [21] [22] [ 23] en ambos casos empleando óptica adaptativa para realizar observaciones en el infrarrojo . [b] Posteriormente se encontró una observación previa a la recuperación de los 3 planetas exteriores 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. [24] Observaciones adicionales en 2009-2010 revelaron el cuarto planeta gigante orbitando dentro de los tres primeros planetas con una separación proyectada de poco menos de 15 AU , [8] [25] lo cual ha sido confirmado por múltiples estudios. [26]
Las órbitas exteriores de los planetas se encuentran dentro de un disco de polvo como el cinturón solar de Kuiper . Es uno de los discos más masivos conocidos alrededor de cualquier estrella dentro de un radio de 300 años luz de la Tierra, y hay espacio en el sistema interior para planetas terrestres . [22] 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 de 2 a 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, hay intensidades de radiación comparables a distancias √ 4,9 ≈ 2,2 veces más alejadas de HR 8799 que del Sol, con el resultado de que los planetas correspondientes en los sistemas solar y HR 8799 reciben cantidades similares de radiación estelar. [8]
Estos objetos están cerca del límite de masa superior para clasificarlos como planetas; si superaran las 13 masas de Júpiter , serían capaces de fusionarse con deuterio en su interior y, por tanto, calificarían como enanas marrones según la definición de estos términos utilizada por el Grupo de Trabajo sobre Planetas Extrasolares de la IAU . [27] Si las estimaciones de masa son correctas, el sistema HR 8799 es el primer sistema extrasolar de múltiples planetas del que se obtienen imágenes directas. [21] El movimiento orbital de los planetas es en sentido antihorario y fue confirmado mediante múltiples observaciones que se remontan a 1998. [20] Es más probable que el sistema sea estable si los planetas e, d y c están en un 4: Resonancia 2:1, lo que implicaría que la órbita del planeta d tiene una excentricidad superior a 0,04 para cumplir con las limitaciones de observación. Los sistemas planetarios con las masas mejor ajustadas según los modelos evolutivos serían estables si los tres planetas exteriores estuvieran en una resonancia orbital de 1:2:4 (similar a la resonancia de Laplace entre los tres satélites galileanos interiores de Júpiter : Io , Europa y Ganímedes también ). 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 simulaciones dinámicas, el sistema planetario HR 8799 podría 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, son más grandes que Júpiter y con el tiempo se enfriarán y se reducirán a tamaños de 0,8 a 1,0 radios de Júpiter.
La fotometría de banda ancha de los planetas b, cyd ha demostrado que puede haber importantes nubes en sus atmósferas, [25] mientras que la espectroscopia infrarroja de los planetas b y c indica un desequilibrio en la química del CO / CH 4 . [8] Las observaciones en el infrarrojo cercano con el espectrógrafo de campo integral Proyecto 1640 en el Observatorio Palomar han demostrado que las composiciones entre los cuatro planetas varían significativamente. Esto es una sorpresa ya que presumiblemente los planetas se formaron de la misma manera a partir del mismo disco y tienen luminosidades similares. [28]
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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 del infrarrojo cercano) detectó una fuerte absorción de agua y indicios de absorción de metano. [29] Posteriormente, también se detectó una débil absorción de metano y monóxido de carbono en la atmósfera de este planeta, lo que indica una mezcla vertical eficiente de la atmósfera y un desequilibrio de la relación CO / CH 4 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 (unas 10 veces la metalicidad del Sol), que puede respaldar la idea de que este planeta se formó mediante acreción de núcleos. [30]
Los primeros espectros simultáneos de los cuatro planetas conocidos del sistema HR 8799 se obtuvieron en 2012 utilizando el instrumento del Proyecto 1640 en el Observatorio Palomar. Los espectros del infrarrojo cercano de este instrumento confirmaron los colores rojos de los cuatro planetas y se corresponden mejor con 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 demuestran 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 a continuación: el planeta b contiene amoníaco y/o acetileno, así como dióxido de carbono, pero tiene poco metano; el planeta c contiene amoníaco, quizás algo de acetileno, pero ni dióxido de carbono ni una cantidad sustancial de metano; 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. [28]
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. Se midió que la relación carbono-oxígeno, que se cree que es un buen indicador de la historia de formación de planetas gigantes, para el planeta c era ligeramente mayor que la de la estrella anfitriona HR 8799. y los niveles agotados de carbono y oxígeno en el planeta c favorecen una historia en la que el planeta se formó mediante acreción del núcleo. [31] 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 sufrido una migración significativa, evolución química o dragado de núcleo. [ aclaración necesaria ] Posteriormente, en noviembre de 2018, los investigadores confirmaron la existencia de agua y la ausencia de metano en la atmósfera de HR 8799 c utilizando espectroscopía de alta resolución y óptica adaptativa del infrarrojo cercano ( NIRSPAO ) en el Observatorio Keck. [32] [33]
Los colores rojos de los planetas pueden explicarse por la presencia de nubes atmosféricas de hierro y silicato, mientras que sus bajas gravedades superficiales podrían explicar las fuertes concentraciones desequilibradas de monóxido de carbono y la falta de una fuerte absorción de metano. [31]
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. [34] El equipo de Spitzer dice que es probable que se produzcan colisiones entre cuerpos similares a los del Cinturón de Kuiper y que es posible que los tres grandes planetas aún no se hayan asentado en sus órbitas estables finales. [35]
En la foto, las porciones brillantes de color blanco amarillento de la nube de polvo provienen del disco frío exterior. El enorme halo de polvo extendido, visto en color rojo anaranjado, tiene un diámetro de ≈ 2000 AU . El diámetro de la órbita de Plutón (≈ 80 AU ) se muestra como referencia como un punto en el centro. [36]
Este disco es tan grueso que amenaza la estabilidad del joven sistema. [37]
Hasta el año 2010, los telescopios sólo 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 ), muy separado de su estrella madre y 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 vórtice podría permitir que pequeños telescopios obtengan imágenes directas de los planetas. [38] Lo hicieron tomando imágenes de los planetas HR 8799 previamente fotografiados usando 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. [39] En 2011, tres exoplanetas más se hicieron visibles en una imagen NICMOS tomada en 1998, utilizando procesamiento de datos avanzado. [39] La imagen permite caracterizar mejor las órbitas de los planetas, ya que tardan muchas décadas en orbitar su estrella anfitriona. [39]
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 una enana marrón , no lograron detectar ninguna emisión a 5 GHz hasta un umbral de detección de densidad de flujo de 1,0 mJy . [40]
Medios relacionados con HR 8799 en Wikimedia Commons