HR 8799 (HD 218396 / HIP 114189 / GC 32209) és un estel de la constel·lació del Pegàs. De magnitud aparent mitjana +5,96, s'hi troba a 129 anys llum de distància del sistema solar. El 2008 es va anunciar el descobriment de tres planetes extrasolars en òrbita al voltant d'aquest estel, i va ser el primer sistema planetari múltiple del que es va obtenir una imatge directa. Un quart planeta va ser descobert en 2010.
Característiques físiques HR 8799 és una estrella blanca de la seqüència principal de tipus espectral A5V amb una temperatura efectiva entre 7.170 i 7.347 K. El seu radi és un 60 % més gran que el del SolHD 218396 Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS), 3rd edition, L. I. Pasinetti-Fracassini, L. Pastori, S. Covino, and A. Pozzi, CDS ID II/224. Consultat el 14 de novembre de 2008. i té una lluminositat 4,9 vegades més alta que la lluminositat solar. Giravolta sobre si mateixa a una velocitat de rotació de 49 km/s, aquest és un límit inferior, ja que el valor real depèn de la inclinació del seu eix respecte a l'observador terrestre. Amb una massa un 50% major que la massa solar, la seva edat està en el rang comprès entre 30 i 160 milions d'anys, i la millor estimació de la mateixa és 60 milions d'anys.
Peculiaritat i composició química HR 8799 és un estel variable que rep la denominació V342 Pegasi. Està catalogada com a variable Gamma Doradus —variables on la fluctuació de lluminositat és deguda a pulsacions no radials de la seva superfície— i com estrella Lambda Boötis —estels de Població I de baixa metal·licitat. És lúnic estel classificat simultàniament com a variable Gamma Doradus i estrella Lambda Bootis que a més presenta un excés en l'infraroig procedent d'un disc circumestel·lar.
HR 8799 presenta una abundància relativa de ferro notablement inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,55). L'anàlisi espectroscòpica revela que els continguts de carboni i oxigen són comparables als solars però mostra un empobriment relatiu de sodi i sofre. Aquesta pauta és característica de les estrelles Lambda Boötis, que mostren una abundància relativament alta d'elements lleugers —carboni, nitrogen, oxigen i sofre— en comparació a elements més pesats, encara que el contingut de sofre en aquests estels és de vegades inferior al solar.
Sistema planetari El 2008, un equip de l'Institut Herzberg d'Astrofísica del Canadà va anunciar l'observació directa de tres planetes al voltant d'HR 8799 utilitzant els telescopis Keck i Gemini situats a Hawaii. La baixa lluminositat dels objectes, al costat de l'edat estimada del sistema, implica que la massa dels planetes està compresa entre 5 i 13 vegades la massa de Júpiter. Els planetes orbiten l'estel en la mateixa direcció i probablement en el mateix pla, cosa que és consistent amb la seva formació dins d'un disc circumestel·lar. Un quart planeta més intern, descobert el 2010, completa el sistema d'HR 8799. Aquest sistema planetari representa un desafiament per als actuals models de formació planetària, ja que cap d'ells pot explicar la formació in situ dels quatre planetes. NomMassaSeparació projectadaPeríode orbitalRàdioHR 8799 e9 ± 4 MJ14,5 ± 0,5 ua~ 18.000 diesHR 8799 d10 ± 3 MJ24 ua36.500 dies1,2 ± 0,1 RJHR 8799 c10 ± 3 MJ38 ua69.000 dies1,2 ± 0,1 RJHR 8799 b7 (-2/+4) MJ68 ua170.000 dies1,1 ± 0,1 RJ El planeta exterior s'hi mou en la vora interna d'un disc circumestel·ar de pols semblant al cinturó de Kuiper del sistema solar. El disc de pols, un dels més massius entre els estels situats a menys de 300 anys llum del Sol, té una massa equivalent al 10% de la massa terrestre i una temperatura aproximada de 50 K.
Referències
Enllaços externs Animació de les òrbites del sistema HR 8799
8799
8799 Categoria:Estrelles de la seqüència principal tipus A Categoria:Estrelles Lambda Boötis