Mostrar código-fonte de HR 8799

{{Info/Estrela
|nome          = HR 8799
|imagem        = 
|legenda       = 
|epoca         = J2000
|constelacao   = [[Pegasus]]
|asc           = {{RA|23|07|28,7}}<ref name=sb>{{citar web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HR+8799|titulo=V* V342 Peg  -- Variable Star of gamma Dor type|publicado=[[SIMBAD]]|acessodata=14 de novembro de 2008}}</ref>
|decl          = {{DEC|+21|08|03,3}}<ref name=sb />
|magnitudeapar = 5,964<ref name=sb />
|espectral     =  kA5 hF0 mA5 V; λ Boo<ref name="Gray1999" /><ref name="Kaye1999" />
|u-b           = −0,04<ref name=bsc1>{{citar web|url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V/50/catalog&recno=8799|título=HR 8799}} database entry, The Bright Star Catalogue,  5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg|CDS]] ID [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/50 V/50]. Acessado em 14 de novembro de 2008.</ref>
|b-v           = 0,234<ref name=sb />
|tipovariavel  = [[variável Gamma Doradus|Gamma Doradus]]<ref name=sb />
|velradial     = −11,5&nbsp;±&nbsp;2 km/s<ref name=sb />
|ramovprop     = 107,93 ± 0,60 mas/a<ref name="vanLeeuwen2007">{{citar web|url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&recno=113804|título=HIP 114189|obra=Hipparcos, the New Reduction|autor =van Leeuwen, F.|ano=2007|acessodata=13/10/2008}}</ref>
|ascmovprop    = −49,63 ± 0,46 mas/a<ref name="vanLeeuwen2007" />
|angpos        = 
|paralaxe      = 25,38
|erroparalaxe  = 0,70 mas<ref name="vanLeeuwen2007" />
|distanoluz    = 129 ± 4
|distparsec    = 39 ± 1
|magnitudeabs  = 2,98 ± 0,08<ref name="Gray1999" />
|massa         = 1,47 ± 0,30<ref name="Gray1999" />
|raio          = 1,34 ± 0,05<ref name="Gray1999" />
|gravidade     = 4,35 ± 0,05<ref name="Gray1999" /> (log g)
|luminosidade  = 4,92 ± 0,41<ref name="Gray1999" />
|temperatura   = 7430 ± 75<ref name="Gray1999" />
|metal         = [M/H] = −0,47 ± 0,10<ref name="Gray1999" />
|rotacao       = 37,5 ± 2 km/s<ref name="Gray1999" />
|idade         = 30{{±|20|10}} milhões de<ref name="Marois2011">{{citar periódico|autor =Marois, C.; Zuckerman, B.; Konopacky, Q. M.; MacIntosh, B.; Barman, T. |título= Images of a fourth planet orbiting HR 8799 | doi = 10.1038/nature09684 |periódico= Nature | volume = 468 |número= 7327 |páginas= 1080–1083 |ano= 2010 | pmid =  21150902| arxiv=1011.4918|bibcode = 2010Natur.468.1080M }}</ref>
|outrosnomes   = [[GCVS|V342&nbsp;Pegasi]], [[Bonner Durchmusterung|BD]]+20&nbsp;5278,  [[Fifth Fundamental Catalogue|FK5]]&nbsp;3850, [[Boss General Catalogue|GC]]&nbsp;32209, [[Catálogo Henry Draper|HD]]&nbsp;218396, [[Catálogo Hipparcos|HIP]]&nbsp;114189, [[PPM Star Catalogue|PPM]]&nbsp;115157, [[Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog|SAO]]&nbsp;91022, [[Tycho Catalogue|TYC]]&nbsp;1718-2350-1.<ref name=sb />
|basemap       = Pegasus constellation map.png
|locator_x     = 92
|locator_y     = 98
|tamanho       = 11
}}

'''HR 8799''' é uma [[estrela]] da [[sequência principal]] localizada a 129 [[ano-luz|anos-luz]] (39 [[parsec]]s) 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 [[planeta extrassolar|planetas]] [[planeta gasoso|gasosos]].<ref name=Marois2011/> Juntamente com [[Fomalhaut b]], os planetas [[HR 8799 b|b]], [[HR 8799 c|c]] e [[HR 8799 d|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.<ref name="Gray1999">{{citar periódico|título=HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars|autor =Gray, R.O. and Kaye, A.B.|ano=1999|periódico=[[The Astronomical Journal]]|volume=118|número=6|páginas=2993–2996|doi=10.1086/301134|bibcode=1999AJ....118.2993G}}</ref> Isso pode ser causado por [[acreção (astrofísica)|acreção]] de gás circunstelar pobre em metais.<ref>{{citar periódico|título=A Spectroscopic Search for λ Bootis and Other Peculiar A-Type Stars in Intermediate-Age Open Clusters|autor =Gray, R.O. and Corbally, C.J.|ano=2002|periódico=[[The Astronomical Journal]]|volume=124|número=2|páginas=989–1000|doi=10.1086/341609|bibcode=2002AJ....124..989G}}</ref> É a única estrela conhecida que é uma variável Gamma Doradus, uma estrela Lambda Boötis e uma estrela como [[Vega (estrela)|Vega]] (uma estrela com emissão infravermelha excessiva causada por um [[disco circunstelar]]).<ref name="Marois2008">{{citar periódico|último =Marois |primeiro =Christian |coautor=''et al.''  |data=novembro de 2008 |título=Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 |periódico=[[Science (journal)&#124;Science]] |volume=322 |número=5906 |páginas=1348–1352 |doi=10.1126/science.1166585 |arxiv=0811.2606 |pmid=19008415 |bibcode = 2008Sci...322.1348M }}</ref>

==Tipo espectral e metalicidade==
HR 8799 é membro da classe [[estrela Lambda Boötis|Lambda Boötis]] (λ Boo), um grupo de [[estrela peculiar|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 [[linha de hidrogênio|linhas de hidrogênio]] e a [[temperatura efetiva]] correspondem ao espectro típico de uma [[estrela de classe F da sequência principal|estrela F0&nbsp;V]]. No entanto, força da linha K de [[cálcio]] II e as linhas metálicas são mais parecidas com uma [[estrela branca da sequência principal|estrela A5&nbsp;V]]. Seu tipo espectral é então escrito como {{nowrap|kA5 hF0 mA5 V; λ Boo}}.<ref name="Gray1999" /><ref name="Kaye1999">{{citar periódico|título=Gamma Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables|autor =Kaye, A.B. ''et al.''|ano=1999|periódico=[[PASP]]|volume=111|número=761|páginas=840–844|bibcode=1999PASP..111..840K|doi=10.1086/316399|arxiv = astro-ph/9905042 }}</ref>

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.<ref>{{citar periódico|título=λ Bootis-Like Abundances in the Vega-Like, γ Doradus Type-Pulsator HD 218396|autor =Kozo, Sadakane|ano=2006|periódico=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=58|número=6|páginas=1023–1032|url=http://pasj.asj.or.jp/v58/n6/580611/580611-frame.html|bibcode=2006PASJ...58.1023S}}</ref> Observações [[Asterosismologia|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.<ref>{{citar periódico|título=Pulsation in λ Bootis stars|autor =Paunzen, E. ''et al.''|ano=1998|periódico=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=335|páginas=533–538|url=http://aa.springer.de/bibs/8335002/2300533/small.htm|bibcode=1998A&A...335..533P}}</ref>

==Sistema planetário==
Em [[13 de novembro]] de [[2008]], Christian Marois do [[Herzberg Institute of Astrophysics]] no Canadá e sua equipe anunciaram a descoberta de três [[planeta extrassolar|planetas]] observados diretamente orbitando HR 8799 com os telescópios [[Observatório W. M. Keck|Keck]] e [[Observatório Gemini|Gemini]] no [[Havaí]],<ref name="Marois2008" /><ref name="Gemini2008">{{citar comunicado de imprensa|url=http://www.gemini.edu/node/11151|título=Gemini Releases Historic Discovery Image of Planetary First Family|publicado=Gemini Observatory|data=13/11/2008|acessodata=13/11/2008}}</ref><ref name="Keck2008">{{citar comunicado de imprensa|url=http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231|título=Astronomers capture first images of newly-discovered solar system|publicado=W. M. Keck Observatory|data=13/11/2008|acessodata=13/11/2008}}</ref><ref name="WashPost Achenbach">{{citar notícia|título=Scientists Publish First Direct Images of Extrasolar Planets|autorlink =Joel Achenbach|primeiro =Joel|último =Achenbach|obra=[[The Washington Post]]|publicado=[[The Washington Post Company]]|data=13/11/2008|acessodata=13/11/2008|url=http://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2008/11/13/AR2008111302267.html}}</ref> usando [[óptica adaptativa]] para fazer observações no [[infravermelho]]. Observações ''[[precovery]]'' do planeta mais externo foram achadas em imagens obtidas em [[1998]] pelo instrumento [[Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer|NICMOS]] do [[Telescópio Espacial Hubble]], quando uma nova técnica de processamento de imagens foi aplicada.<ref>{{citar web
  |último = Villard
  |primeiro = Ray
  |coautor= Lafreniere, David
  |título= Hubble Finds Hidden Exoplanet in Archival Data
  |obra= HubbleSite NewsCenter|publicado= [[NASA]]
  |data= 01/04/2009  | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/15/full/
  |acessodata= 03/04/2009}}</ref> Outras observações em 2009–2010 revelaram a presença de um [[gigante gasoso]] orbitando dentro dos outros planetas.<ref name=Marois2011/>

{{Sistema planetário
|nome=HR 8799
|referencia=<ref name="Marois2008" /><ref name="epe">{{citar web|url=http://exoplanet.eu/star.php?st=HR+8799|título=Notes for star HR 8799|obra=The Extrasolar Planets Encyclopaedia|autor =Schneider, J.|acessodata=13/10/2008}}</ref>
|unidade_periodo=anos
|massa1=5{{±|2|1}}
|unidade_massa1=mj
|semieixo_maior1=~68
|periodo_orbital1=~460
|excentricidade1=>0,04
|massa2=7{{±|3|2}}
|unidade_massa2=mj
|semieixo_maior2=~38
|periodo_orbital2=~190
|excentricidade2=>0,04
|massa3=7{{±|3|2}}
|unidade_massa3=mj
|semieixo_maior3=~24
|periodo_orbital3=~100
|excentricidade3=>0,04
|massa4=7{{±|3|2}}
|unidade_massa4=mj
|semieixo_maior4=~14,5 ± 0,5
|periodo_orbital4=~45
|excentricidade4=?
}}

=== Disco de detritos ===

[[Ficheiro:HR 8799 Debris Disk.jpg|thumb|right|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 [[Unidade Astronômica|UA]]. É um dos discos de poeira mais massivos já descobertos.<ref name="Keck2008" /> Há um outro disco de poeira dentro da órbita do planeta mais interno.<ref name=Marois2011/>

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.<ref name=Marois2011/>
# 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.<ref name=Marois2011/>
# 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.<ref>{{citar periódico|autor =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.|título= The Debris Disk Around Hr 8799|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 705|páginas= 314|ano= 2009 | doi = 10.1088/0004-637X/705/1/314| bibcode=2009ApJ...705..314S}}
</ref> 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.<ref name=spitzer1>{{citar web
  |título= Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System
  |publicado= NASA Spitzer Space Telescope
  |data= 04/11/2009  | url = http://spitzer.caltech.edu/news/1000-feature09-16-Unsettled-Youth-Spitzer-Observes-a-Chaotic-Planetary-System
  |acessodata= 08/11/2009}}</ref>

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&nbsp;000 AU. O tamanho da órbita de Plutão (≈ 80 AU) é mostrado no centro da imagem para comparação.<ref>
{{citar web
|título= A Picture of Unsettled Planetary Youth
|publicado= NASA Spitzer Space Telescope
|data=  04/11/2009| url = http://spitzer.caltech.edu/images/2781-sig09-008-A-Picture-of-Unsettled-Planetary-Youth
|acessodata= 08/11/2009}}</ref>

{{referências}}
{{Estrelas de Pegasus}}

[[Categoria:Constelação de Pegasus]]
[[Categoria:Estrelas de classe A da sequência principal]]
[[Categoria:Variáveis Gamma Doradus]]
[[Categoria:Estrelas Lambda Boötis]]
[[Categoria:Sistemas planetários]]
[[Categoria:Discos circunstelares]]