Stern HR 8799 / V342 Pegasi | |||||||||||||||
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HR 8799 (Mitte) mit HR 8799e (rechts), HR 8799d (unten rechts), HR 8799c (oben rechts), HR 8799b (oben links) aufgenommen vom Keck-Observatorium | |||||||||||||||
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||
Sternbild | Pegasus | ||||||||||||||
Rektaszension | 23h 07m 28,72s [1] | ||||||||||||||
Deklination | +21° 08′ 3,3″ [1] | ||||||||||||||
Scheinbare Helligkeit | 5,97 mag [1] | ||||||||||||||
Typisierung | |||||||||||||||
Spektralklasse | A5 V [1] | ||||||||||||||
B−V-Farbindex | +0,26 [2] | ||||||||||||||
U−B-Farbindex | −0,04 [2] | ||||||||||||||
Veränderlicher Sterntyp | γ-Doradus-Stern | ||||||||||||||
Astrometrie | |||||||||||||||
Radialgeschwindigkeit | (−12,6 ± 1,4) km/s [3] | ||||||||||||||
Parallaxe | (25,38 ± 0,70) mas [4] | ||||||||||||||
Entfernung [4] | (129 ± 4) Lj (39,4 ± 1,1) pc | ||||||||||||||
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis | +3,0 mag [Anm 1] | ||||||||||||||
Eigenbewegung [4] | |||||||||||||||
Rek.-Anteil: | (+107,93 ± 0,60) mas/a | ||||||||||||||
Dekl.-Anteil: | (−49,63 ± 0,46) mas/a | ||||||||||||||
Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||
Masse | 1,5 M☉ | ||||||||||||||
Radius | 1,3 R☉ | ||||||||||||||
Leuchtkraft |
4,9 L☉ | ||||||||||||||
Oberflächentemperatur | 7430 K | ||||||||||||||
Metallizität [Fe/H] | −0,47 | ||||||||||||||
Alter | 60 Mio. a | ||||||||||||||
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||
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Aladin previewer | |||||||||||||||
Anmerkung | |||||||||||||||
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HR 8799, auch bekannt unter der Veränderlichen-Bezeichnung V342 Pegasi, ist ein etwa 130 Lichtjahre entfernter sehr junger Hauptreihenstern. Es handelt sich um einen γ-Doradus-Veränderlichen und einen λ-Bootis-Stern. Er besitzt eine scheinbare Helligkeit von 5,96 mag.
Im Jahre 2008 entdeckte Christian Marois vom National Research Council von Canada's Herzberg Institute of Astrophysics mit Hilfe des Keck und Gemini Teleskops gleich drei Planeten, die diesen Stern umkreisen. Diese tragen den Namen HR 8799 b, c und d. Sie konnten mit Hilfe von adaptiver Optik – als erste Kandidaten in einem Multiplanetensystem, im direkten Infrarotbereich – fotografisch abgebildet werden.[5][6] Die drei Planeten haben wahrscheinlich die 5- bis 13-fache Masse von Jupiter und einen 20 bis 30 Prozent größeren Durchmesser.[7] Ein vierter weiter innen umlaufender Planet mit einer Umlaufdauer von rund 50 Jahren konnte vom selben Forscherteam im Jahr 2009 direkt abgebildet werden.[8][9] Die älteste Aufnahme, auf der die drei der Planeten nachträglich direkt nachgewiesen werden konnten, stammt aus dem Jahr 1998 vom Hubble-Weltraumteleskop.[10] Seit 2016 wird dank dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) in Chile vermutet, dass HR 8799 über einen fünften Planeten verfügt, der aber noch nicht verifiziert werden konnte.[11][12]
Name | Große Halbachse in AE |
Masse in M♃ |
Radius in km |
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HR 8799 b | 68 | 5 | 78.000 |
HR 8799 c | 38 | 7 | 85.000 |
HR 8799 d | 24 | 7 | 85.000 |
HR 8799 e | 14,5 | 7 | ? |