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| 観測データ エポックJ2000.0 春分J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | ペガサス |
| 赤経 | 23時間07分28.7157秒[1] |
| 偏角 | +21° 08′ 03.311″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 5.964 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | kA5 hF0 mA5 V; λ ブー[3] [4] |
| U−B色指数 | −0.04 [5] |
| B−V色指数 | 0.234 [2] |
| 変数型 | ガンマドラダス変光星[2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −11.5 ± 2 [2] km/s |
| 固有運動（μ） | ラ: 108.284 ± 0.056 [1] マス/年 12 月: −50.040 ± 0.059 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 24.4620 ± 0.0455 マス[1] |
| 距離 | 133.3 ± 0.2 光年 (40.88 ± 0.08 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 2.98 ± 0.08 [3] |
| 詳細 | |
| 質量 | 1.43+0.06 −0.07[6] マ☉ |
| 半径 | 1.34 ± 0.05 [3 ] R☉ |
| 光度（ボロメトリック） | 4.92 ± 0.41 [ 3] L☉ |
| 表面重力（log g） | 4.35 ± 0.05 [3] cgs |
| 温度 | 7430 ± 75 [3] K |
| 金属度[Fe/H] | −0.52 ± 0.08 [7] [a] デックス |
| 回転速度( v sin i ) | 37.5 ± 2 [3] km/s |
| 年 | 30+20 −10[8] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
| 太陽系外惑星アーカイブ | データ |
HR 8799は、地球から133.3光年(40.9パーセク) 離れたペガスス座にある、およそ 3000 万歳の主系列 星です。質量は太陽のおよそ 1.5 倍、光度は太陽の 4.9 倍です。この星は、デブリ ディスクと少なくとも 4 つの巨大な惑星を含む系の一部です。これらの惑星は、直接撮影によって軌道運動が確認された最初の太陽系外惑星でした。この星は、ガンマ ドラダス変光星です。光度は、表面の非放射状脈動によって変化します。この星は、うしかい座ラムダ星としても分類されており、これは、表面層が鉄ピーク元素で枯渇していることを意味します。これは、ガンマ・ドラダス変光星、ラムダ・ブーティス型、ベガ型星（恒星周縁の円盤によって過剰な赤外線放射が発生する星）の3つを同時に兼ね備えた唯一の既知の星である。
位置
HR 8799 は肉眼で見える恒星です。等級は 5.96 で、ペガスス座大四辺形の西端の内側、ペガスス座ベータ星とペガスス座アルファ星のほぼ中間に位置しています。HR 8799という恒星の名前は、ブライト スター カタログの行番号です。
優れた特性
HR 8799 は、上層大気に「金属」（水素やヘリウムより重い元素）が異常に少ない特異な星のグループであるLambda Boötis ( λ Boo) クラスのメンバーです。この特別なステータスのため、HR 8799 のような星は非常に複雑なスペクトル型を持っています。星のスペクトルにおけるバルマー線の輝度プロファイルと星の有効温度は、 F0 V 星の典型的な特性に最もよく一致しています。ただし、カルシウム II K吸収線と他の金属線の強度は、 A5 V 星のものと似ています。そのため、星のスペクトル型はkA5 hF0 mA5 V; λ Booと表記されます。[3] [4]
この恒星の年齢の決定は、使用される方法に基づいて多少のばらつきが見られます。統計的には、デブリ円盤を持つ恒星の場合、この恒星の明るさは約 2000 万～ 1 億 5000 万年の年齢を示しています。宇宙空間で同様の運動をしている恒星と比較すると、年齢は 3000 万～ 1 億 6000 万年の範囲になります。明るさと温度の関係を示すヘルツシュプルング・ラッセル図上のこの恒星の位置を考えると、推定年齢は 3000 万～ 11 億 2800 万年の範囲です。このようなうしかい座λ 星は一般に若く、平均年齢は 10 億年です。より正確には、星震学でも約 10 億年の年齢が示されています。[10]ただし、冷却モデルに当てはめると惑星が褐色矮星になる可能性があるため、これには異論があります。褐色矮星はこのような構成では安定しません。 HR 8799の年齢として最もよく受け入れられている値は3000万年であり、これはコロンバ連星系に属する恒星群のメンバーであることと一致している。[11]
以前の星のスペクトル分析では、太陽に比べて炭素と酸素がわずかに過剰であることが明らかになっています(それぞれ約 30% と 10%)。一部のうしかい座ラムダ星は硫黄の含有量が太陽と同程度ですが、HR 8799 の場合はそうではありません。硫黄の含有量は太陽レベルの約 35% にすぎません。また、この星はナトリウムより重い元素も乏しく、たとえば鉄の含有量は太陽の鉄の含有量の 28% にすぎません。[12]他の脈動するうしかい座ラムダ星の 恒星震観測では、これらの星の特異な含有量パターンは表面のみに限定されており、全体の組成はより正常である可能性が高いことが示唆されています。これは、観測された元素の含有量が、星の周囲の環境からの金属の少ないガスの集積の結果であることを示している可能性があります。[13]
2020年、複数のデータソースを利用したスペクトル分析により、以前のデータに矛盾が検出され、恒星の炭素と酸素の量は太陽と同じかわずかに多いと結論付けられました。鉄の量は30に更新されました。+6
−5太陽光発電の価値の％。[7]
分光データを用いた天体地震解析によると、恒星の自転傾斜角は40°以上とほぼ等しいことが示されています。これは、約20°±10°の角度でほぼ同じ平面にある惑星の軌道傾斜角とは対照的です。したがって、恒星の自転と惑星の軌道の間には説明のつかないずれがある可能性があります。[14]チャンドラX線観測衛星によるこの恒星の観測では、磁気活動は弱いレベルですが、X線活動はアルタイルのようなA型恒星よりもはるかに高いことが示されています。これは、恒星の内部構造がF0恒星のそれによく似ていることを示唆しています。恒星コロナの温度は約300万 Kです。[15]
惑星系
2008年11月13日、カナダ国立研究会議ヘルツバーグ天体物理学研究所のクリスチャン・マロワと彼のチームは、ハワイのケック望遠鏡とジェミニ望遠鏡で恒星を周回する3つの惑星を直接観測したと発表した。[21] [22] [23] [24]どちらの場合も、赤外線での観測に補償光学を採用した。[b]外側の3つの惑星の観測は、後に、新開発の画像処理技術を適用した後、ハッブル宇宙望遠鏡のNICMOS装置によって1998年に取得された赤外線画像で発見された。 [25] 2009年から2010年のさらなる観測では、最初の3つの惑星の内側を15 AU未満の 投影距離で周回する4番目の巨大惑星が明らかになり、[8] [26]これは複数の研究で確認されている。[27]
外側の惑星の軌道は、太陽カイパーベルトのような塵の円盤の内側にあります。これは、地球から300光年以内の恒星の周囲にある最も巨大な円盤の1つであり、内側のシステムには地球型惑星が存在できる余地があります。[23]最も内側の惑星の軌道のすぐ内側には、追加の破片円盤があります。[8]
惑星e、d、c、bの軌道半径は、 それぞれ木星、土星、天王星、海王星の軌道半径の2～3倍である。放射強度と源からの距離には反二乗の法則があるため、HR 8799から太陽からの距離の2.2倍離れた√4.9の距離でも同程度の放射強度があり、その結果、太陽系とHR 8799系の対応する惑星は同程度の量の恒星放射を受けることになる。[8]
これらの天体は、惑星として分類される質量の上限に近い。もし 木星の13倍を超えると、内部で重水素核 融合を起こす可能性があり、国際天文学連合の太陽系外惑星ワーキンググループが用いる用語の定義によれば褐色矮星に分類される。[28]質量推定が正しければ、HR 8799系は直接撮影された初の複数惑星系となる。[22]惑星の軌道運動は反時計回りで、1998年まで遡る複数の観測によって確認されている。[21]惑星e、d、cが4:2:1共鳴状態にあると系が安定する可能性が高く、観測上の制約と一致するためには惑星dの軌道離心率が0.04を超える必要がある。進化モデルから最も適合する質量を持つ惑星系は、外側の3つの惑星が1:2:4の 軌道共鳴（木星の内側の3つのガリレオ衛星であるイオ、エウロパ、ガニメデとグリーゼ876系の3つの惑星の間のラプラス共鳴に類似）にある場合に安定するだろう。[8]しかし、惑星bが他の3つの惑星と共鳴しているかどうかは議論の余地がある。力学シミュレーションによると、HR 8799惑星系は1:2:4:8の多重共鳴を持つ太陽系外系である可能性もある。 [18] 4つの若い惑星は形成時の熱でまだ赤熱しており、木星よりも大きく、時間が経つにつれて冷えて木星半径の0.8～1.0の大きさに縮小する。
惑星b、c、dの広帯域測光法では、大気中にかなりの雲が存在する可能性があることが示されており[26]、惑星bとcの赤外線分光法では、 CO / CH 4の化学反応が非平衡であることが示されています。[8]パロマー天文台のプロジェクト1640積分フィールド分光器による近赤外線観測では、4つの惑星の組成が大きく異なることが示されています。これらの惑星はおそらく同じディスクから同じように形成され、同様の明るさを持っているため、これは驚くべきことです。[29]
サイクル1では、 NIRCamによってHR 8799の5秒角南に新たな惑星候補が発見された。この候補を確認または却下するために、NIRCamによる追跡観測が計画されている。[30]
惑星スペクトル
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HR 8799 の惑星のスペクトルを使用して、その化学組成を決定し、その形成シナリオを限定する研究が数多く行われてきました。惑星 b の最初の分光研究 (近赤外線波長で実施) では、強い水の吸収とメタンの吸収の兆候が検出されました。[31]その後、この惑星の大気中の弱いメタンと一酸化炭素の吸収も検出され、大気の効率的な垂直混合と光球でのCO / CH 4比の不均衡を示しています。惑星大気のモデルと比較すると、この惑星 b の最初のスペクトルは、金属量の増加 (太陽の約 10 倍) のモデルと最もよく一致しており、この惑星がコア集積によって形成されたという考えを裏付ける可能性があります。[32]
HR 8799 系の既知の 4 つの惑星すべての同時スペクトルは、2012 年にパロマー天文台のプロジェクト 1640 装置を使用して初めて取得されました。この装置の近赤外線スペクトルにより、4 つの惑星すべての赤色が確認され、雲を含む惑星の大気のモデルと最もよく一致しています。これらのスペクトルは既知の天体に直接対応するものではありませんが、惑星のスペクトルの一部は、L 型および T 型の褐色矮星や土星の夜側のスペクトルとの類似性を示しています。プロジェクト 1640 で取得された 4 つの惑星すべての同時スペクトルの意味は、次のようにまとめられます。惑星 b には、二酸化炭素のほかにアンモニアやアセチレンが含まれていますが、メタンはほとんどありません。惑星 c には、アンモニアと、おそらくいくらかのアセチレンが含まれていますが、二酸化炭素も、かなりの量のメタンは含まれていません。惑星 d には、アセチレン、メタン、二酸化炭素が含まれていますが、アンモニアは明確に検出されていません。惑星eにはメタンとアセチレンが含まれていますが、アンモニアや二酸化炭素は含まれていません。惑星eのスペクトルは土星の赤くなったスペクトルに似ています。[29]
ケック望遠鏡による中解像度の近赤外線分光法によって、惑星cの大気中に一酸化炭素と水の吸収線が明確に検出された。巨大惑星の形成史の良い指標と考えられている炭素と酸素の比率は、惑星cでは主星HR 8799のそれよりもわずかに高いことが測定された。惑星cにおける炭素と酸素の比率の増加と炭素と酸素の枯渇レベルは、惑星が核集積によって形成された歴史を支持する。[33]しかし、惑星が著しい移動、化学的進化、または核の浚渫を経験している場合、その組成のみに基づいた惑星の形成史に関する結論は不正確になる可能性があることに注意する必要がある。[要説明]その後、2018年11月に研究者らはケック天文台の高解像度分光法と近赤外線適応光学（NIRSPAO ）を用いてHR 8799 cの大気中に水が存在し、メタンは存在しないことを確認した。[34] [35]
惑星の赤い色は鉄とケイ酸塩の大気雲の存在によって説明できるかもしれないが、表面重力が低いことは一酸化炭素の強い不均衡濃度と強いメタンの吸収の欠如を説明できるかもしれない。[33]
デブリディスク
2009 年 1 月、スピッツァー宇宙望遠鏡はHR 8799 の周囲のデブリ ディスクの画像を取得しました。デブリ ディスクの 3 つの構成要素が識別されました。
- 最も内側の惑星（e）内を周回する温かい塵（T ≈ 150 K）。このベルトの内縁と外縁は、惑星と4:1および2:1の共鳴に近い。[8]
- 最も外側の惑星のすぐ外側を周回する鋭い内縁を持つ広い冷たい塵の帯（T ≈ 45 K）。この帯の内縁は、海王星やカイパーベルトと同様に、前述の惑星とおよそ3:2の共鳴関係にある。[8]
- 冷たい塵の成分から生じた小さな粒子の劇的なハロー。
このハローは異常であり、巨大な惑星による重力の作用によって活発な活動が行われていることを示唆している。[36]スピッツァーチームは、カイパーベルトの天体と同様の天体同士の衝突が起こっている可能性があり、3つの大きな惑星はまだ最終的な安定した軌道に落ち着いていない可能性があると述べている。[37]
写真では、明るい黄白色の塵雲の部分は、外側の冷たい円盤から来ています。オレンジがかった赤色に見える巨大な広がった塵のハローの直径は約 2,000 AUです。冥王星の軌道の直径 (約 80 AU ) は、参考のために中央の点で示されています。[38]
このディスクは非常に厚いため、若いシステムの安定性を脅かす。[39]
この円盤は2016年にALMAで初めて解像され[40]、その後2018年に再び撮影されました。これらの後の観測はより詳細で、天文学者のチームによって研究されました。このチームによると、円盤には滑らかな内縁と滑らかな外縁があります。また、内側のダストベルトの可能性も観測されました。[20]この内側のベルトはMIRIの観測で確認され、内側の円盤の半径は15auでした。[19]
ボルテックスコロナグラフ: 高コントラスト画像技術のテストベッド
2010年までは、望遠鏡で太陽系外惑星を直接撮影できるのは例外的な状況に限られていた。具体的には、惑星が非常に大きく（木星よりもかなり大きい）、親星から大きく離れており、高温で強い赤外線を放射している場合に画像を取得しやすくなる。しかし、2010年にNASA ジェット推進研究所のチームは、渦コロナグラフによって小型望遠鏡で惑星を直接撮影できることを実証した。 [41]彼らは、ヘール望遠鏡のわずか1.5メートルの部分を使用して、以前に撮影されたHR 8799惑星を撮影することでこれを達成した。
NICMOS画像
2009年、古いNICMOS画像が処理され、HR 8799の周囲に予測される太陽系外惑星が示された。 [42] 2011年には、高度なデータ処理を使用して、1998年に撮影されたNICMOS画像でさらに3つの太陽系外惑星が見えるようになった。 [42]この画像により、惑星が主星の周りを回るには何十年もかかるため、惑星の軌道をよりよく特徴付けることができる。[42]
電波放射の探索
2010年から、天文学者たちはアレシボ天文台の電波望遠鏡を使ってHR 8799を周回する太陽系外惑星からの電波放射の探索を始めた。質量が大きく、温度が高く、褐色矮星のような明るさであるにもかかわらず、5GHzから1.0mJyの磁束密度検出閾値まで 、電波放射は検出されなかった。[43]
参照
注記
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外部リンク
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