stringtranslate.com

HR8799

HR 8799 — это звезда главной последовательности возрастом примерно 30 миллионов лет, расположенная в 133,3 световых годах (40,9 парсеков ) от Земли в созвездии Пегаса . Она имеет массу примерно в 1,5 раза больше массы Солнца и в 4,9 раза больше его светимости. Она является частью системы, которая также содержит диск обломков и по крайней мере четыре массивные планеты . Эти планеты были первыми экзопланетами , орбитальное движение которых было подтверждено прямыми изображениями . Звезда является переменной типа Гамма Золотой Рыбы : ее светимость меняется из-за нерадиальных пульсаций ее поверхности. Звезда также классифицируется как звезда типа Лямбда Волопаса , что означает, что ее поверхностные слои обеднены элементами пика железа . Это единственная известная звезда, которая одновременно является переменной типа Гамма Золотой Рыбы, звездой типа Лямбда Волопаса и звездой типа Веги (звездой с избыточным инфракрасным излучением, вызванным околозвездным диском ).

Расположение

HR 8799 — это звезда, видимая невооруженным глазом. Она имеет звездную величину 5,96 и расположена внутри западного края большого квадрата Пегаса почти точно посередине между Бетой и Альфой Пегаса . Название звезды HR 8799 — это ее номер строки в Каталоге ярких звезд .

Расположение HR 8799

Звездные свойства

Широкополосная оптическая кривая блеска для V342 Pegasi (HR 8799), адаптированная из работы Sódor et al. (2014) [9]

Звезда HR 8799 является членом класса Лямбда Волопаса ( λ  Boo), группы пекулярных звезд с необычным недостатком «металлов» (элементов тяжелее водорода и гелия) в их верхней атмосфере. Из-за этого особого статуса звезды, подобные HR 8799, имеют очень сложный спектральный тип. Профиль светимости линий Бальмера в спектре звезды, а также эффективная температура звезды лучше всего соответствуют типичным свойствам звезды F0 V. Однако сила линии поглощения кальция  II K и других металлических линий больше похожа на свойства звезды A5 V. Поэтому спектральный тип звезды записывается как kA5 hF0 mA5 V; λ Boo . [3] [4]

Определение возраста этой звезды показывает некоторые вариации в зависимости от используемого метода. Статистически, для звезд, содержащих диск обломков, светимость этой звезды предполагает возраст около 20–150 миллионов лет. Сравнение со звездами, имеющими аналогичное движение в пространстве, дает возраст в диапазоне 30–160 миллионов лет. Учитывая положение звезды на диаграмме Герцшпрунга–Рассела светимости в зависимости от температуры, ее предполагаемый возраст находится в диапазоне 30–1128 миллионов лет. Такие звезды λ  Boötis, как правило, молоды, со средним возрастом в миллиард лет. Точнее, астросейсмология также предполагает возраст около миллиарда лет. [10] Однако это оспаривается, поскольку это заставило бы планеты стать коричневыми карликами, чтобы вписаться в модели охлаждения. Коричневые карлики не были бы стабильными в такой конфигурации. Наилучшее принятое значение для возраста HR 8799 составляет 30 миллионов лет, что согласуется с тем, что он является членом ассоциации Колумба — сопутствующей группы звезд . [11]

Более ранний анализ спектра звезды показывает, что она имеет небольшой избыток углерода и кислорода по сравнению с Солнцем (примерно на 30% и 10% соответственно). В то время как некоторые звезды Лямбда Волопаса имеют содержание серы, подобное содержанию серы у Солнца, это не относится к HR 8799; содержание серы составляет всего около 35% от солнечного уровня. Звезда также бедна элементами тяжелее натрия : например, содержание железа составляет всего 28% от содержания железа на Солнце. [12] Астросейсмические наблюдения других пульсирующих звезд Лямбда Волопаса показывают, что необычные закономерности содержания этих звезд ограничиваются только поверхностью: основной состав, вероятно, более нормальный. Это может указывать на то, что наблюдаемое содержание элементов является результатом аккреции газа с низким содержанием металлов из окружающей среды вокруг звезды. [13]

В 2020 году спектральный анализ с использованием нескольких источников данных выявил несоответствие в предыдущих данных и пришел к выводу, что содержание углерода и кислорода в звездах такое же или немного выше, чем в солнечных. Содержание железа было обновлено до 30+6
−5% от солнечной ценности. [7]

Астросейсмический анализ с использованием спектроскопических данных показывает, что наклон вращения звезды ограничен и должен быть больше или приблизительно равен 40°. Это контрастирует с наклонами орбит планет, которые находятся примерно в той же плоскости под углом около 20° ± 10° . Следовательно, может быть необъяснимое несовпадение между вращением звезды и орбитами ее планет. [14] Наблюдение за этой звездой с помощью рентгеновской обсерватории Чандра показывает, что у нее слабый уровень магнитной активности , но рентгеновская активность намного выше, чем у звезды типа А, такой как Альтаир . Это говорит о том, что внутренняя структура звезды больше похожа на структуру звезды F0 . Температура звездной короны составляет около 3,0 миллионов  К. [15]

Планетная система

Схема орбиты планетной системы HR 8799

13 ноября 2008 года Кристиан Маруа из Национального исследовательского совета Канадского института астрофизики Герцберга и его команда объявили, что они напрямую наблюдали три планеты, вращающиеся вокруг звезды, с помощью телескопов Кека и Джемини на Гавайях , [21] [22] [23] [24] в обоих случаях используя адаптивную оптику для проведения наблюдений в инфракрасном диапазоне . [b] Предварительное наблюдение внешних трех планет было позже обнаружено на инфракрасных изображениях, полученных в 1998 году с помощью инструмента NICMOS космического телескопа Хаббл , после применения недавно разработанной технологии обработки изображений. [25] Дальнейшие наблюдения в 2009–2010 годах выявили четвертую гигантскую планету, вращающуюся внутри первых трех планет на проецируемом расстоянии чуть менее 15  а. е. , [8] [26] что было подтверждено многочисленными исследованиями. [27]

Внешние планетные орбиты находятся внутри пылевого диска, похожего на пояс Койпера . Это один из самых массивных дисков, известных вокруг любой звезды в пределах 300 световых лет от Земли, и во внутренней системе есть место для планет земной группы . [23] Есть дополнительный диск мусора прямо внутри орбиты самой внутренней планеты. [8]

Радиусы орбит планет  e , d , c и b в 2–3 раза больше, чем у орбит Юпитера , Сатурна , Урана и Нептуна соответственно. Из-за закона обратных квадратов, связывающего интенсивность излучения с расстоянием от источника, сопоставимые интенсивности излучения присутствуют на расстояниях в √ 4,9 ≈ 2,2 раза дальше от HR 8799, чем от Солнца, в результате чего соответствующие планеты в солнечной и HR 8799 системах получают схожее количество звездного излучения. [8]

Эти объекты близки к верхнему пределу массы для классификации в качестве планет; если бы они превышали 13  масс Юпитера , они были бы способны к синтезу дейтерия в своих недрах и, таким образом, квалифицировались бы как коричневые карлики в соответствии с определением этих терминов, используемых Рабочей группой МАС по внесолнечным планетам. [28] Если оценки массы верны, система HR 8799 является первой многопланетной внесолнечной системой, которая была напрямую отображена. [22] Орбитальное движение планет происходит против часовой стрелки и было подтверждено многочисленными наблюдениями, начиная с 1998 года. [21] Система, скорее всего, будет стабильной, если планеты e, d и c находятся в резонансе 4:2:1, что означало бы, что орбита планеты d имеет эксцентриситет, превышающий 0,04, чтобы соответствовать ограничениям наблюдений. Планетные системы с наиболее подходящими массами из эволюционных моделей были бы стабильными, если бы внешние три планеты находились в  орбитальном резонансе 1:2:4 (аналогично резонансу Лапласа между тремя внутренними галилеевыми спутниками Юпитера : Ио , Европой и Ганимедом , а также тремя планетами в системе Gliese 876 ). [8] Однако оспаривается, находится ли планета b в резонансе с другими 3 планетами. Согласно динамическим моделированиям, планетная система HR 8799 может быть даже внесолнечной системой с множественным резонансом 1:2:4:8. [18] 4 молодые планеты все еще раскалены докрасна из-за тепла своего образования и больше Юпитера, и со временем они остынут и сожмутся до размеров 0,8–1,0 радиуса Юпитера.

Широкополосная фотометрия планет b, c и d показала, что в их атмосферах могут быть значительные облака, [26] в то время как инфракрасная спектроскопия планет b и c указывает на неравновесную химию CO / CH 4. [8] Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью интегрального полевого спектрографа Project 1640 на Паломарской обсерватории показали, что составы четырех планет значительно различаются. Это сюрприз, поскольку планеты предположительно образовались одинаковым образом из одного и того же диска и имеют схожую светимость. [29]

Дополнительный кандидат на планету был обнаружен в цикле 1 с помощью NIRCam , в 5 угловых секундах к югу от HR 8799. Планируются последующие наблюдения с помощью NIRCam, чтобы подтвердить или отвергнуть этого кандидата. [30]

Спектры планет

Спектр планеты вокруг HR 8799. Автор: ESO/M. Janson.
Спектр принадлежит гигантской экзопланете, вращающейся вокруг яркой и очень молодой звезды HR 8799, находящейся на расстоянии около 130 световых лет. Этот спектр звезды и планеты был получен с помощью инструмента адаптивной оптики NACO на Очень Большом Телескопе ESO .

В ряде исследований спектры планет HR 8799 использовались для определения их химического состава и ограничения сценариев их формирования. Первое спектроскопическое исследование планеты b (выполненное в ближнем инфракрасном диапазоне) обнаружило сильное поглощение воды и намеки на поглощение метана. [31] Впоследствии было также обнаружено слабое поглощение метана и оксида углерода в атмосфере этой планеты, что указывает на эффективное вертикальное перемешивание атмосферы и неравновесное соотношение CO / CH 4 в фотосфере. По сравнению с моделями планетарных атмосфер, этот первый спектр планеты b лучше всего соответствует модели повышенной металличности (примерно в 10 раз больше металличности Солнца), что может подтверждать идею о том, что эта планета образовалась посредством аккреции ядра. [32]

Первые одновременные спектры всех четырех известных планет в системе HR 8799 были получены в 2012 году с помощью инструмента Project 1640 в Паломарской обсерватории. Ближние инфракрасные спектры с этого инструмента подтвердили красные цвета всех четырех планет и лучше всего соответствуют моделям планетных атмосфер, которые включают облака. Хотя эти спектры напрямую не соответствуют ни одному известному астрофизическому объекту, некоторые спектры планет демонстрируют сходство с коричневыми карликами L- и T-типа и ночным спектром Сатурна. Выводы из одновременных спектров всех четырех планет, полученных с помощью Project 1640, можно суммировать следующим образом: Планета b содержит аммиак и/или ацетилен, а также углекислый газ, но содержит мало метана; планета c содержит аммиак, возможно, немного ацетилена, но не содержит ни углекислого газа, ни существенного количества метана; планета d содержит ацетилен, метан и углекислый газ, но аммиак окончательно не обнаружен; планета e содержит метан и ацетилен, но не содержит аммиака или углекислого газа. Спектр планеты e похож на покрасневший спектр Сатурна. [29]

Спектроскопия ближнего инфракрасного диапазона со средним разрешением, полученная с помощью телескопа Кека, определенно обнаружила линии поглощения оксида углерода и воды в атмосфере планеты c. Соотношение углерода к кислороду, которое считается хорошим индикатором истории формирования гигантских планет, для планеты c было измерено и оказалось немного больше, чем у звезды-хозяина HR 8799. Повышенное соотношение углерода к кислороду и обедненные уровни углерода и кислорода на планете c говорят в пользу истории, в которой планета образовалась посредством аккреции ядра. [33] 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 ядра. [ необходимо уточнение ] Позже, в ноябре 2018 года, исследователи подтвердили наличие воды и отсутствие метана в атмосфере HR 8799 c с помощью спектроскопии высокого разрешения и адаптивной оптики в ближнем инфракрасном диапазоне ( NIRSPAO ) в обсерватории Кека. [34] [35]

Красные цвета планет могут быть объяснены наличием атмосферных облаков из железа и силиката, в то время как их низкая поверхностная гравитация может объяснить сильные неравновесные концентрации оксида углерода и отсутствие сильного поглощения метана. [33]

Диск обломков

Изображение ALMA кольца обломков HR 8799. Планеты показаны в увеличенном масштабе с изображений, полученных с помощью Очень Большого Телескопа .

В январе 2009 года космический телескоп Spitzer получил изображения осколочного диска вокруг HR 8799. Были выделены три компонента осколочного диска:

  1. Теплая пыль ( T ≈ 150 K), вращающаяся внутри самой внутренней планеты (e). Внутренние и внешние края этого пояса близки к резонансам 4:1 и 2:1 с планетой. [8]
  2. Широкая зона холодной пыли ( T ≈ 45 K) с острым внутренним краем, вращающимся прямо за пределами самой внешней планеты (b). Внутренний край этого пояса находится примерно в резонансе 3:2 с указанной планетой, подобно Нептуну и поясу Койпера . [8]
  3. Эффектное гало из мелких зерен, возникающих в холодном пылевом компоненте.

Гало необычно и подразумевает высокий уровень динамической активности, которая, вероятно, вызвана гравитационным перемешиванием массивных планет. [36] Команда Spitzer говорит, что столкновения, вероятно, происходят между телами, похожими на те, что находятся в поясе Койпера, и что три большие планеты, возможно, еще не установились на своих окончательных, стабильных орбитах. [37]

На фотографии яркие, желто-белые части пылевого облака исходят из внешнего холодного диска. Огромное протяженное пылевое гало, видимое в оранжево-красном цвете, имеет диаметр ≈ 2000  а.е. Диаметр орбиты Плутона (≈ 80  а.е. ) показан для справки в виде точки в центре. [38]

Этот диск настолько толстый, что он угрожает стабильности молодой системы. [39]

Диск был впервые разрешен с помощью ALMA в 2016 году [40] и позже был повторно получен в 2018 году. Эти более поздние наблюдения были более подробными и были изучены группой астрономов. По словам этой группы, диск имеет гладкий внутренний край и гладкий внешний край. Они также наблюдали возможный внутренний пылевой пояс. [20] Этот внутренний пояс был подтвержден наблюдениями MIRI , которые измерили радиус внутреннего диска в 15 а.е. [19]

Вихревой коронограф: испытательный стенд для технологии высококонтрастной визуализации

Прямое изображение экзопланет вокруг звезды HR 8799 с помощью вихревого коронографа на 1,5-метровой части телескопа Хейла

До 2010 года телескопы могли напрямую получать изображения экзопланет только при исключительных обстоятельствах. В частности, проще получать изображения, когда планета особенно большая (значительно больше Юпитера ), удалена от своей родительской звезды и горячая, так что она испускает интенсивное инфракрасное излучение. Однако в 2010 году группа из Лаборатории реактивного движения НАСА продемонстрировала, что вихревой коронограф может позволить небольшим телескопам напрямую получать изображения планет. [41] Они сделали это, сфотографировав ранее полученные изображения планет HR 8799, используя всего лишь 1,5-метровую часть телескопа Хейла .

NICMOS-изображения

В 2009 году старое изображение NICMOS было обработано, чтобы показать предсказанную экзопланету вокруг HR 8799. [42] В 2011 году еще три экзопланеты были отображены на изображении NICMOS, полученном в 1998 году с использованием передовой обработки данных. [42] Изображение позволяет лучше охарактеризовать орбиты планет, поскольку им требуется много десятилетий, чтобы совершить оборот вокруг своей звезды. [42]

Поиск радиоизлучения

Начиная с 2010 года, астрономы искали радиоизлучение от экзопланет, вращающихся вокруг HR 8799, с помощью радиотелескопа в обсерватории Аресибо . Несмотря на большую массу, высокую температуру и светимость, подобную коричневым карликам , им не удалось обнаружить никаких излучений на частоте 5 ГГц вплоть до порога обнаружения плотности потока 1,0  мЯн . [43]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Звезда относится к классу пекулярных звезд Лямбда Волопаса , поэтому наблюдаемое содержание элементов может не отражать содержание элементов в звезде в целом.
  2. ^ Планеты молодые, поэтому они все еще горячие и яркие в ближней инфракрасной части спектра.

Ссылки

  1. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (сотрудничество Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Исправление:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  2. ^ abcde "HR 8799". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 14 ноября 2008 г.
  3. ^ abcdefgh Грей, Ричард О.; Кей, Энтони Б. (декабрь 1999 г.). «HR 8799: связь между переменными γ Doradus и звездами λ Bootis». The Astronomical Journal . 118 (6): 2993–2996. Bibcode : 1999AJ....118.2993G. doi : 10.1086/301134 .
  4. ^ Аб Кэй, Энтони Б.; Хэндлер, Джеральд; Кришюнас, Кевин; Поретти, Эннио; Зерби, Филиппо М. (июль 1999 г.). «Звезды Гамма Дораду: определение нового класса пульсирующих переменных». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (761): 840–844. arXiv : astro-ph/9905042 . Бибкод : 1999PASP..111..840K. дои : 10.1086/316399. S2CID  15583148.
  5. ^ Хоффлейт, Доррит; Уоррен, Уэйн Х. младший, ред. (июнь 1991 г.). «HR 8799». Каталог ярких звезд . VizieR (5-е, исправленное изд.). Страсбург, Франция: Страсбургский университет / CNRS. В/50 . Проверено 14 ноября 2008 г.
  6. ^ Сепульведа, Альдо Г.; Боулер, Брендан П. (2022). «Динамическая масса экзопланетной звезды-хозяина HR 8799». The Astronomical Journal . 163 (2): 52. arXiv : 2111.12090 . Bibcode : 2022AJ....163...52S. doi : 10.3847/1538-3881/ac3bb5 . S2CID  232572566.
  7. ^ ab Wang, Ji; Wang, Jason J.; Ma, Bo; Chilcote, Jeffrey; Ertel, Steve; Guyon, Olivier; et al. (2020). «О химическом составе HR 8799 и планеты c». The Astronomical Journal . 160 (3): 150. arXiv : 2007.02810 . Bibcode : 2020AJ....160..150W. doi : 10.3847/1538-3881/ababa7 . S2CID  220363719.
  8. ^ abcdefghi Маруа, Кристиан; Цукерман, Б.; Конопаки, Куинн М.; Макинтош, Брюс; Бармен, Трэвис (декабрь 2010 г.). «Изображения четвертой планеты, вращающейся вокруг HR 8799». Природа . 468 (7327): 1080–1083. arXiv : 1011.4918 . Бибкод : 2010Natur.468.1080M. дои : 10.1038/nature09684. PMID  21150902. S2CID  4425891.
  9. ^ Содор, А.; Шене, АН; Де Кэт, П.; Богнар, Зс.; Райт, диджей; Маруа, К.; Уокер, GAH; Мэтьюз, Дж. М.; Каллингер, Т.; Роу, Дж. Ф.; Кушниг Р.; Гюнтер, Д.Б.; Моффат, AFJ; Ручинский, С.М.; Саселов Д.; Вайс, WW (август 2014 г.). «Анализ кривой блеска MOST пульсатора γ Doradus HR 8799, показывающий резонансы и изменения амплитуды». Астрономия и астрофизика . 568 : А106. arXiv : 1407.0267 . Бибкод : 2014A&A...568A.106S. doi : 10.1051/0004-6361/201423976 .
  10. ^ Мойя, А.; Амадо, ПиДжей; Баррадо, Д.; Гарсиа Эрнандес, А.; Аберастури, М.; Монтесинос, Б.; и др. (июнь 2010 г.). «Определение возраста планетной системы HR 8799 с использованием астеросейсмологии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 405 (1): Л81–Л85. arXiv : 1003.5796 . Бибкод : 2010MNRAS.405L..81M. дои : 10.1111/j.1745-3933.2010.00863.x . S2CID  118950506.
  11. ^ Цукерман, Б.; Ри, Джозеф Х.; Сонг, Инсок; Бесселл, М.С. (май 2011 г.). «Ассоциации Тукана / Хорологиум, Колумба, AB Дорадус и Аргус: новые члены и пылевые диски». The Astrophysical Journal . 732 (2): 61. arXiv : 1104.0284 . Bibcode :2011ApJ...732...61Z. doi :10.1088/0004-637X/732/2/61. S2CID  62797470.
  12. ^ Кодзо, Садаканэ (2006). «Обилие λ Bootis-подобных частиц в Вегаподобном пульсаторе типа γ Doradus HD 218396». Публикации Астрономического общества Японии . 58 (6): 1023–1032. Бибкод : 2006PASJ...58.1023S. дои : 10.1093/pasj/58.6.1023 .
  13. ^ Paunzen, E.; Weiss, WW; Kuschnig, R.; Handler, G.; Strassmeier, KG; North, P.; Solano, E.; Gelbmann, M.; Künzli, M.; Garrido, R. (1998). "Пульсация в звездах λ Волопаса". Astronomy and Astrophysics . 335 : 533–538. Bibcode : 1998A&A...335..533P. Архивировано из оригинала 25 июля 2011 г. Получено 17 ноября 2008 г.
  14. ^ Райт, DJ; Шене, А.-Н.; де Кат, П.; Маруа, К.; Матиас, П.; Макинтош, Б.; и др. (февраль 2011 г.). «Определение наклона звезды-хозяина HR 8799, содержащей несколько планет, с помощью астросейсмологии». The Astrophysical Journal Letters . 728 (1): L20. arXiv : 1101.1590 . Bibcode : 2011ApJ...728L..20W. doi : 10.1088/2041-8205/728/1/L20. S2CID  119297114.
  15. ^ Робред, Дж.; Шмитт, Дж. Х. М. М. (июнь 2010 г.). «Рентгеновское излучение замечательной звезды класса А HR 8799». Астрономия и астрофизика . 516 : A38. arXiv : 1004.1318 . Bibcode : 2010A&A...516A..38R. doi : 10.1051/0004-6361/201014027. S2CID  119250294.
  16. ^ Шнайдер, Дж. "Заметки о звезде HR 8799". Энциклопедия внесолнечных планет . Архивировано из оригинала 17 декабря 2008 г. Получено 13 октября 2008 г.
  17. ^ Lacour, S.; Nowak, M.; Wang, J.; Pfuhl, O.; Eisenhauer, F.; Abuter, R.; et al. (Сотрудничество Gravity) (март 2019 г.). «Первое прямое обнаружение экзопланеты с помощью оптической интерферометрии. Астрометрия и спектроскопия в диапазоне K HR 8799 e». Астрономия и астрофизика . 623 : L11. arXiv : 1903.11903 . Bibcode : 2019A&A...623L..11G. doi : 10.1051/0004-6361/201935253 . ISSN  0004-6361.
  18. ^ ab Gozdziewski, Krzysztof; Migaszewski, Cezary (2020). «Точный, обобщенный резонанс Лапласа в планетной системе HR 8799». The Astrophysical Journal . 902 (2): L40. arXiv : 2009.07006 . Bibcode :2020ApJ...902L..40G. doi : 10.3847/2041-8213/abb881 . S2CID  221702978.
  19. ^ ab Boccaletti, Anthony; Mâlin, Mathilde; Baudoz, Pierre; Tremblin, Pascal; Perrot, Clément; Rouan, Daniel; Lagage, Pierre-Olivier; Whiteford, Niall; Mollière, Paul; Waters, Rens; Henning, Thomas; Decin, Leen; Güdel, Manuel; Vandenbussche, Bart; Absil, Olivier (1 июня 2024 г.). "Обнаружение изображений внутреннего пылевого пояса и четырех экзопланет в системе HR 8799 с помощью коронографа MIRI телескопа JWST". Астрономия и астрофизика . 686 : A33. arXiv : 2310.13414 . Bibcode : 2024A&A...686A..33B. doi : 10.1051/0004-6361/202347912. ISSN  0004-6361.
  20. ^ ab Faramaz, Virginie; Marino, Sebastian; Booth, Mark; Matrà, Luca; Mamajek, Eric E.; Bryden, Geoffrey; et al. (2021). "Подробная характеристика диска обломков HR 8799 с ALMA в диапазоне 7". The Astronomical Journal . 161 (6): 271. arXiv : 2104.02088 . Bibcode : 2021AJ....161..271F. doi : 10.3847/1538-3881/abf4e0 . S2CID  233033512.
  21. ^ ab Marois, Christian; Macintosh, Bruce; Barman, Travis; Zuckerman, B.; Song, Inseok; Patience, Jennifer; Lafrenière, David; Doyon, René (ноябрь 2008 г.). «Прямое получение изображений нескольких планет, вращающихся вокруг звезды HR 8799». Science . 322 (5906): 1348–1352. arXiv : 0811.2606 . Bibcode :2008Sci...322.1348M. doi :10.1126/science.1166585. PMID  19008415. S2CID  206516630.
  22. ^ ab "Gemini выпускает историческое изображение открытия первой семьи планет" (пресс-релиз). Обсерватория Gemini . 13 ноября 2008 г. Получено 13 ноября 2008 г.
  23. ^ ab "Астрономы получили первые изображения недавно открытой солнечной системы" (пресс-релиз). Обсерватория WM Keck . 13 ноября 2008 г. Архивировано из оригинала 26 ноября 2013 г. Получено 13 ноября 2008 г.
  24. ^ Ахенбах, Джоэл (13 ноября 2008 г.). «Ученые публикуют первые прямые изображения экзопланет». The Washington Post . Получено 13 ноября 2008 г.
  25. ^ Виллар, Рэй; Лафреньер, Дэвид (1 апреля 2009 г.). «Хаббл находит скрытую экзопланету в архивных данных». Научный институт космического телескопа Хаббла . HubbleSite (пресс-релиз). NASA . Получено 3 апреля 2009 г.
  26. ^ ab Currie, Thayne; et al. (март 2011 г.). «Комбинированное исследование планет, вращающихся вокруг HR 8799, с помощью Subaru/VLT/MMT на расстоянии 1–5 микрон: последствия для свойств атмосферы, масс и формирования». The Astrophysical Journal . 729 (2): 128. arXiv : 1101.1973 . Bibcode :2011ApJ...729..128C. doi :10.1088/0004-637X/729/2/128. S2CID  119221800.
  27. ^ Скемер, Эндрю и др. (июль 2012 г.). «Первые легкие изображения LBT AO HR 8799 bcde на длинах волн 1,6 и 3,3 мкм: новые расхождения между молодыми планетами и старыми коричневыми карликами». The Astrophysical Journal . 753 (1): 14. arXiv : 1203.2615 . Bibcode :2012ApJ...753...14S. doi :10.1088/0004-637X/753/1/14. S2CID  119102944.
  28. ^ "Определение "Планеты"". Рабочая группа по внесолнечным планетам (WGESP). Международный астрономический союз (МАС). 28 февраля 2003 г. [28 февраля 2001 г.]. Архивировано из оригинала 16 сентября 2006 г. Получено 16 ноября 2008 г.
  29. ^ ab Oppenheimer, BR; Baranec, C.; Beichman, C.; Brenner, D.; Burruss, R.; Cady, E.; et al. (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.
  30. ^ Бейхман, Чарльз А.; Балмер, Уильям; Брайден, Джеффри; Ходапп, Клаус Вернер; Лейзенринг, Жаррон; Пуэйо, Лоран; Игуф, Мари (1 июня 2023 г.). "Последующие наблюдения источников NIRCAm в планетной системе HR8799". Предложение JWST. Цикл 3 : 4535. Bibcode : 2023jwst.prop.4535B.
  31. ^ Боулер, Брендан П. (2010). "Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне внесолнечной планеты 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.
  32. ^ Барман, Трэвис С.; Макинтош, Брюс (2011). «Облака и химия в атмосфере экзопланеты 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.
  33. ^ ab Konopacky, Quinn M.; Barman, Travis S. (2013). «Обнаружение линий поглощения оксида углерода и воды в атмосфере экзопланеты». Science . 339 (6126). AAAS: 1398–1401. arXiv : 1303.3280 . Bibcode :2013Sci...339.1398K. doi :10.1126/science.1232003. PMID  23493423. S2CID  31038576.
  34. ^ "Exoplanet stepping stones" (Пресс-релиз). Обсерватория WM Keck . 20 ноября 2018 г. Получено 14 февраля 2018 г.
  35. ^ Ван, Цзи; Мавет, Димитри; Фортни, Джонатан Дж.; Худ, Кэлли; Морли, Кэролайн В.; Беннеке, Бьёрн (декабрь 2018 г.). «Обнаружение воды в атмосфере HR 8799 c с помощью высокодисперсионной спектроскопии в L-диапазоне с использованием адаптивной оптики». The Astronomical Journal . 156 (6): 272. arXiv : 1809.09080 . Bibcode :2018AJ....156..272W. doi : 10.3847/1538-3881/aae47b . S2CID  119372301.
  36. ^ Su, KYL; Rieke, GH; Stapelfeldt, KR; Malhotra, R.; Bryden, G.; Smith, PS; Misselt, KA; Moro-Martin, A.; Williams, JP (2009). "Диск обломков вокруг 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.
  37. ^ "Неустроенная молодежь: Spitzer наблюдает хаотичную планетную систему". Космический телескоп Spitzer (пресс-релиз). NASA / Caltech. 4 ноября 2009 г. Получено 8 ноября 2009 г.
  38. ^ «Картина неустроенной планетарной юности». Космический телескоп Spitzer (пресс-релиз). NASA / Caltech. 4 ноября 2009 г. Получено 8 ноября 2009 г.
  39. ^ Мур, Александр Дж.; Куиллен, Элис К. (2013). «Влияние диска планетезимальных обломков на сценарии стабильности внесолнечной планетной системы 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.
  40. ^ "Кометный пояс вокруг далекой многопланетной системы намекает на скрытые или блуждающие планеты | ALMA". almaobservatory.org . 17 мая 2016 г. Получено 13 сентября 2024 г.
  41. ^ "Новый метод может отображать планеты земного типа". NBC News . 14 апреля 2010 г. Архивировано из оригинала 3 января 2020 г.
  42. ^ abc "Астрономы находят неуловимые планеты в десятилетних данных Хаббла". NASA.gov (пресс-релиз). Миссия Хаббла. 10 июня 2011 г. Архивировано из оригинала 2 сентября 2014 г.
  43. ^ Route, Matthew & Wolszczan, Alexander (август 2013 г.). "5 GHz Arecibo search for radio flars 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.

Внешние ссылки

Медиа, связанные с HR 8799 на Wikimedia Commons