Přímo zobrazené exoplanety a exoplanetární kandidáti (8.) - HR 8799 b, c, d, e

• Souhvězdí: Pegas
• Vzdálenost: přibližně 129 sv. let
• Hmotnost: 1,47 hmotnosti Slunce 
• Stáří: mezi 20 a 50 miliony let
• Povrchová teplota: asi 7150 stupňů Celsia
• Průměr: 1,34 průměru Slunce
• Svítivost: 4,92 násobek svítivosti Slunce

Tato mladá hvězda je proměnnou hvězdou typu Gamma Doradus. Změnu jasu tohoto typu hvězd zapříčiňuje pulzace jejího povrchu, v tomto případě tzv. neradiální pulzace, kdy se některé části hvězdného povrchu vnořují a zase ve stejnou dobu jiné části vynořují.

V roce 2008 bylo oznámeno přímé pozorování tří planet, obíhajících tuto hvězdu. Jedná se tak o první přímo zobrazený víceplanetární systém. Pozorování bylo provedeno za pomocí dalekohledů Keck a Gemini na Havaji. Tyto planety byly také zpětně objeveny na snímcích Hubbleova teleskopu z roku 1998, a to díky aplikaci nově vyvinuté techniky zpracování obrazu.              

Původní snímek, získaný za pomoci Hubbleova teleskopu v roce 1998 (Credit: NASA, ESA, and R. Soummer (STScI))

Zde je vidět výše uvedený snímek po provedeném zpracování obrazu (NASA, ESA, and R. Soummer (STScI)

Díky dalším pozorováním, provedených v letech 2009 a 2010, byla objevena čtvrtá, ke hvězdě nejblíže nacházející se planeta. Všechny planety obíhají hvězdu z našeho pohledu proti směru hodinových ručiček.

Průměry planet jsou větší než průměr planety Jupiter, a časem, jak budou postupně chladnout, jejich velikost by se měla zmenšit na asi 0.8 - 1 průměru Jupitera.
V březnu roku 2013 byl na Large Binocular Telescope (LBT) v Arizoně zahájen průzkum LEECH (LBT Exozodi Exoplanet Common Hunt). Cílem bylo vyhledávání a charakterizace mladých exoplanet v oblasti blízké infračervenému spektru (okolo vlnové délky 3,8 mikrometrů, neboli pásmo L). Pozorován byl také tento planetární systém - jedním z cílů bylo popsat fyzikální vlastnosti domnělé páté planety, která měla podle předpokladů obíhat uvnitř oběžné dráhy planety e. Existence další velké planety byla ale tímto průzkumem vyloučena.

Kromě čtyř známých planet, které budou dále podrobněji popsány, tuto hvězdu také obklopuje ve vzdálenosti mezi šesti a jedním tisícem AU prachový disk. Jedná se o jeden z nejmasivnějších disků, který byl objeven u hvězdy do vzdálenosti 300 světelných let od Země. Uvnitř dráhy planety, která je nejblíže hvězdě, se nachází další prašný disk.

 Snímek planetárního systému z observatoře Keck (Credit: NRC/HIA, C. Marois, and Keck Observatory)

Planety, zachycené na snímku z observatoře Gemini (Credit: Gemini Observatory/NRC/AURA/Christian Marois, et al.)

Snímek systému, pořízený během průzkumu LEECH. Většina světla hvězdy byla odstraněna při zpracování pořízených snímků (Credit: A.-L. Maire/LBTO)

Planeta b

Vzdálenost planety od hvězdy: asi 68 AU

Hmotnost: 4 - 6 hmotností Jupitera

Průměr: 1,1 - 1,3 průměru Jupitera

Povrchová teplota: asi 530 - 630 stupňů Celsia

Doba oběhu: asi 460 let

Hustota: asi 2,91 kg/m³

Tato planeta obíhá přibližně 7 AU od vnitřního okraje vnějšího disku, a jedná se o nejvzdálenější známou planetu tohoto systému. 

Širokopásmová fotometrie této planety ukázala, že má ve své atmosféře silnější vrstvu mraků, než starší, nehvězdné objekty s vyšší gravitací a stejnou efektivní teplotou.

V květnu roku 2011 byly zveřejněny výsledky spektroskopie v pásmech H a K - atmosféra by podle nich měla být  prašná a bohatá na vodík, s nerovnovážnou chemií oxidu uhelnatého a metanu.

Spektroskopie ve vlnových délkách od 995 do 1769 nanometrů, provedená na observatoři Palomar, zase ukazuje přítomnost amoniaku a nebo acetylenu, a také oxidu uhličitého a metanu.

Tento snímek je složeninou tří snímků, pořízených v pásmech J, H, a K, pořízených na observatořích Keck a Gemini, za pomocí adaptivní optiky (Credit: Marois, National Research Council/Canada, Keck)

Planeta c

Vzdálenost planety od hvězdy: asi 38 AU

Hmotnost: 5 - 10 hmotností Jupitera

Průměr: 1,2 - 1,3 průměru Jupitera

Povrchová teplota: asi 730 - 830 stupňů Celsia

Doba oběhu: asi 190 let

Hustota: asi 3,2 kg/m³

V lednu roku 2010 se tato planeta stala v pořadí třetí extrasolární planetou (po 2M1207b a 1RXS J1609b), u které se podařilo pozorovat alespoň část jejího spektra. Spektroskopie ve vlnových délkách od 995 do 1769 nanometrů, provedená na observatoři Palomar, ukázala přítomnost čpavku, acetylénu, ale žádný oxid uhličitý nebo metan.

Spektroskopie s vysokým rozlišením, provedená za pomoci nástroje OSIRIS, umístěném na observatoři Keck, ukázala výrazné absorpční čáry v pásmu K, reprezentující různé molekuly v atmosféře. Metan zde detekován nebyl, ale spektrum ukázalo přítomnost vody a oxidu uhelnatého.

Spektrum planety c, pořízené za pomocí nástroje adaptivní optiky NACO na teleskopu VLT (Credit: ESO/M. Janson)

Snímek hvězdy a planety c, pořízený za pomoci teleskopu VLT (Credit : ESO/M. Janson)

Planeta d

Vzdálenost planety od hvězdy: asi 24 AU

Hmotnost: 5 - 10 hmotností Jupitera

Průměr: 1,2 - 1,3 průměru Jupitera

Povrchová teplota: asi 730 - 830 stupňů Celsia

Doba oběhu: asi 100 let

Hustota: asi 4 kg/m³

Excentricita oběžné dráhy: 0,1

Spektroskopie ve vlnových délkách od 995 do 1769 nanometrů, provedená na observatoři Palomar, ukázala přítomnost acetylénu, metanu a oxidu uhličitého v atmosféře planety. Čpavek detekován nebyl.

Planeta e

Vzdálenost planety od hvězdy: asi 14 - 15 AU

Hmotnost: 7 - 9 hmotností Jupitera

Průměr: 1,2 průměru Jupitera

Povrchová teplota: asi 730 stupňů Celsia

Doba oběhu: asi 50 let

Tato planeta byla poprvé identifikována v datech (pořízených v letech 2009 a 2010) observatoře Keck, na snímcích, pořízených v pásmech K a L. Objev byl následně oznámen v listopadu 2010.

Jedná se o planetu, která ze všech čtyř známých obíhá nejblíže hvězdě. Pokud by obíhala Slunce, její oběžná dráha by ležela mezi drahami Saturnu a Uranu.

Pozorování spektra planety za pomocí Large Binocular Telescope ukázalo velmi složení a teplotu velmi podobnou planetám c a d. Spektrum mezi vlnovými délkami 995 až 1769 nanometrů, pořízené na observatoři Palomar, ukázalo přítomnost metanu, acetylenu, ale postrádalo čpavek a oxid uhličitý.

Momentálně neexistuje vysvětlení, proč planeta vykazuje ve srovnání se zbývajícími třemi planetami tak silné absorpční čáry metanu, i když mají všechny planety velmi podobnou teplotu.

Přímý snímek planet, pořízený za pomocí 1,5 metrového Haleova teleskopu (observatoř Palomar) a vortexového koronografu (NASA/JPL-Caltech/Palomar Observatory)