HR 8799 é uma estrela da sequência principal localizada a 129 anos-luz (39 parsecs) da Terra na constelação de Pegasus. Possui cerca de 1,5 vezes a massa solar e 4,9 vezes sua luminosidade. É parte de um sistema que contém também um disco de detritos e pelo menos quatro planetasgasosos.[6] Juntamente com Fomalhaut b, os planetas b, c e d do sistema foram os primeiros planetas extrassolares com movimento orbital confirmado através de imagens. Essa estrela é uma variável Gamma Doradus: sua luminosidade muda devido a pulsações não radiais na sua superfície. É classificada também como uma estrela Lambda Boötis, o que significa que tem uma carência de metais nas camadas superiores da atmosfera.[2] Isso pode ser causado por acreção de gás circunstelar pobre em metais.[7] É a única estrela conhecida que é uma variável Gamma Doradus, uma estrela Lambda Boötis e uma estrela como Vega (uma estrela com emissão infravermelha excessiva causada por um disco circunstelar).[8]
Tipo espectral e metalicidade
HR 8799 é membro da classe Lambda Boötis (λ Boo), um grupo de estrelas peculiares com uma falta incomum de metais na atmosfera superior. Por causa disso, estrelas como HR 8799 têm um tipo espectral bem complexo. A forma das linhas de hidrogênio e a temperatura efetiva correspondem ao espectro típico de uma estrela F0 V. No entanto, força da linha K de cálcio II e as linhas metálicas são mais parecidas com uma estrela A5 V. Seu tipo espectral é então escrito como kA5 hF0 mA5 V; λ Boo.[2][3]
Análises detalhadas do espectro de HR 8799 mostraram que a estrela é mais abundante em carbono e oxigênio que o Sol. Algumas estrelas Lambda Boötis têm a mesma abundância em enxofre que o Sol, mas esse não é o caso de HR 8799; a abundância em enxofre é apenas 35% do nível solar. A estrela também é também pobre em elementos mais pesados que sódio: por exemplo, a abundância em ferro de HR 8799 é apenas 28% da solar.[9] Observações asterosísmicas de outras estrelas Lambda Boötis pulsantes sugerem que o padrão de abundância peculiar dessas estrelas são apenas na superfície: a composição do interior é mais normal. Isso pode indicar que a abundância de certos elementos são o resultado da acreção de gás pobre em metal da região ao redor da estrela.[10]
Imagem infravermelha do disco de detritos de HR 8799, obtido pelo telescópio Spitzer em janeiro de 2009. O pequeno ponto no centro é do tamanho da órbita de Plutão.
No sistema há também um disco de poeira como o cinturão de Kuiper que orbita HR 8799 a uma distância de cerca de 75 UA. É um dos discos de poeira mais massivos já descobertos.[12] Há um outro disco de poeira dentro da órbita do planeta mais interno.[6]
Em janeiro de 2009 o Telescópio Espacial Spitzer obteve imagens do disco. Três componentes dele foram distinguidos:
Poeira quente (T ~ 150 K) orbitando junto com o planeta mais interno (e). As bordas internas e externas desse cinturão estão próximas a uma ressonância 4:1 e 2:1 com o planeta.[6]
Uma grande zona de poeira fria (T ~ 45 K) com a borda interna orbitando perto do planeta mais externo (a). A borda interno desse cinturão está próximo de uma ressonância 3:2 com o planeta.[6]
Um halo dramático de pequenos grãos originando na parte fria do disco.
O halo é anormal e implica um alto nível de atividade dinâmica que provavelmente se deve à agitação gravitacional dos planetas massivos.[16] Colisões provavelmente estão ocorrendo entre corpos simiares aos do cinturão de Kuiper e os três grandes planetas talvez ainda não estabeleceram suas órbitas finais e estáveis.[17]
Na foto, a parte brilhante branco-amarelada do disco de poeira vem do disco frio externo. O grande halo, visto em vermelho e laranja, tem um diâmetro de cerca de 2 000 AU. O tamanho da órbita de Plutão (≈ 80 AU) é mostrado no centro da imagem para comparação.[18]
↑«HR 8799» database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., CDS ID V/50. Acessado em 14 de novembro de 2008.
↑ abcvan Leeuwen, F. (2007). «HIP 114189». Hipparcos, the New Reduction. Consultado em 13 de outubro de 2008
↑Gray, R.O. and Corbally, C.J. (2002). «A Spectroscopic Search for λ Bootis and Other Peculiar A-Type Stars in Intermediate-Age Open Clusters». The Astronomical Journal. 124 (2): 989–1000. Bibcode:2002AJ....124..989G. doi:10.1086/341609 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
↑Schneider, J. «Notes for star HR 8799». The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Consultado em 13 de outubro de 2008
↑Su, K. Y. L.; Rieke, G. H.; Stapelfeldt, K. R.; Malhotra, R.; Bryden, G.; Smith, P. S.; Misselt, K. A.; Moro-martin, A.; et al. (2009). «The Debris Disk Around Hr 8799». The Astrophysical Journal. 705. 314 páginas. Bibcode:2009ApJ...705..314S. doi:10.1088/0004-637X/705/1/314 !CS1 manut: Uso explícito de et al. (link) !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
