HR 8799 是一顆位於飛馬座 ，距離地球129光年 （39秒差距 ）的年輕（～6,000萬年）主序星 ，質量大約是太陽 的1.5倍，光度約為4.9倍。這個系統包含了部份的岩屑盤 和至少3顆大質量行星 （與北落師門 b 相同，是第一批軌道以直接影像 被證實的系外行星 ）。HR 8799 是耶魯亮星星表 所使用的標識與編號。這顆星是劍魚γ型變星 ：它的光度改變是表面非徑向上的脈動造成的；這顆星也是牧夫座λ型星 ，這意味著它的表層是被耗盡鐵峰頂 元素[ 2] 金屬 的吸積 缺乏拱星氣體（星周氣體）[ 7] 織女 星（因為拱星盤 而造成紅外線過量）的恆星[ 8]
恆星HR 8799是分類為牧夫座λ型星 的成員之一，這是在大氣上層金屬異常豐盈的一類特殊恆星 族群。因為這種特別的狀態，HR 8799有著非常複雜的光譜，與明銳的氫線 和恆星的有效溫度 最吻合的光譜類型是F0 V，但是強烈的鈣 II K線和金屬線卻更像A5 V，因此它的光譜被標示為牧夫座kA5 hF0 mA5 V; [ 2] [ 3]
對這顆恆星光譜的詳細分析顯示它的碳 和氧 與太陽比較有輕微的過量（大約各是30%和10%）。有一些牧夫座λ型星的硫 有著與太陽相似的豐度，但是HR 8799沒有這種情形，它的硫豐度只有太陽的35%。它同樣缺乏比鈉 更重的元素，例如鐵豐度只有太陽的28%[ 9] 星震的 觀察建議這些怪異的豐度樣式只被限制在表面：大部分的組成可能都是正常的。這也許暗示觀測到的元素豐度只是因吸積而環繞在恆星周圍的氣體是缺乏金屬的[ 10]
在2008年11月13日，加拿大赫茲伯格天體物理學院 的克莉斯汀馬洛斯宣布他們的團隊使用在夏威夷 的凱克天文台 和雙子星天文台 的望遠鏡直接觀測到3顆環繞著HR 8799的系外行星 [ 8] [ 11] [ 12] [ 13] 自適應光學 以紅外線 觀測。稍後，在使用新的影像處理技術後，從新回顧哈伯太空望遠鏡 在1998年使用NICMOS 拍攝的影像中也找到了最外圍的那顆系外行星[ 14] 太陽 古柏帶 一樣的灰塵盤。它是在距離地球300光年的範圍內環繞恆星的盤面中最重的一個，並且有類地行星 在內的系統[ 12]
行星d 、c 和b 的軌道半徑分別是相對於土星 、天王星 和海王星 的2至2.5倍，因為平方反比定律 聯繫起輻射 密度 與來源的距離，可以比較輻射強度與距離的關係為
4.9
{\displaystyle \scriptstyle {\sqrt {4.9}}}
這些天體的質量已經接近行星質量的上限，如果他們超過木星質量的13倍，他們就足以引發在核心的氘 進行核融合 ，依據國際天文聯合會 的系外行星工作小組的定義，就將成為合格的棕矮星 [ 15] [ 11] [ 8] 軌道共振 （類似於木星內側3顆伽利略衛星 ：艾歐 、歐羅巴 和甘尼米德 的拉普拉斯 共振），在演化模型上行星系統將會有最穩定的質量。 如果證實了，HR 8799的行星系統將是第一個被觀測的多重共振系外行星系。這樣的系統即使將質量增加至目前的1.9倍，依然能夠保持穩定的狀態[ 16]
由威尔逊山天文台 1.5米望遠鏡上的旋風星冕儀 （Vortex coronograph）拍攝的飛馬座V342三顆行星影像。
^ 這顆恆星屬於牧夫座λ型 的特殊恆星 ，因此觀測到的豐度可能不能反映整個恆星的豐度。
^ 這樣的離心率是以HR 8799 c 有著2:1的軌道共振，而仍能穩定的限制所建議的。
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