Visualizza wikitesto di HR 8799

{{Corpo celeste
|tipo = Stella
|nome_stella = HR 8799
|sigla_costellazione = Peg
|immagine = HR 8799 observed.jpg
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|didascalia = Campo stellare in cui spicca HR 8799.
|epoca = [[J2000.0]]
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|magn_ass = 2,98 ± 0,08<ref name="Gray1999">{{cita pubblicazione|titolo= HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars |autore= R. O. Gray, A. B. Kaye |anno=1999 |rivista=[[Astronomical Journal]] |volume=118 |numero=6 |pp=2993-2996 |doi=10.1086/301134 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.2993G}}</ref>
|classe_spettrale = kA5&nbsp;hF0&nbsp;mA5&nbsp;V;&nbsp;λ&nbsp;Boo<ref name="Gray1999"/><ref name="Kaye1999">{{Cita pubblicazione|titolo=Gamma Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables|autore=Kaye, A.B. ''et al.''|anno=1999|rivista=[[PASP]]|volume=111|numero=761|pp=840-844|bibcode=1999PASP..111..840K|doi=10.1086/316399}}</ref>
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|indice_di_colore = 0,234<ref name=bsc1>{{cita web| url= http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V/50/catalog&recno=8799 |titolo=HR 8799: database entry, The Bright Star Catalogue,  5th Revised Ed. (Preliminary Version) |autore= D. Hoffleit, W. H. Warren Jr| editore= [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg|CDS]] |cid= ID [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/50 V/50]| accesso=14 novembre 2008}}</ref>
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}}

'''HR 8799''' è una [[stella]] [[stella bianca di sequenza principale|bianca]] visibile nella [[Pegaso (costellazione)|costellazione di Pegaso]], situata ad una distanza di 129 [[anno luce|anni luce]] (39 [[parsec]]) dal [[sistema solare]].

Si tratta di una stella di [[sequenza principale]] molto giovane, di dimensioni appena superiori a quelle del [[Sole]] e [[stella variabile|variabile]] del tipo [[variabile Gamma Doradus|{{ST|Gamma|Dor}}]]; appartiene anche alla tipologia stellare [[stella Lambda Bootis|{{ST|Lambda|Boo}}]], che comprende stelle caratterizzate da una [[metallicità]] molto bassa.<ref name="Gray1999" /><ref name="lambda boo">{{cita pubblicazione| titolo= A Spectroscopic Search for λ Bootis and Other Peculiar A-Type Stars in Intermediate-Age Open Clusters| autore= R. O. Gray, C. J. Corbally |anno= 2002|rivista= Astronomical Journal |volume= 124|numero= 2|pp= 989-1000| doi=10.1086/341609| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124..989G}}</ref> È inoltre classificata come ''stella di tipo [[Vega]]'', in quanto caratterizzata da un eccesso di [[radiazione infrarossa]] dovuto alla presenza in [[orbita]] di un [[cintura asteroidale|disco di detriti circumstellare]].<ref name="Marois2008">{{cita pubblicazione |autore=Christian Marois |etal=s |anno=2008 |mese=novembre |titolo=Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 |rivista=[[Science]] |volume=322 |numero=5906 |pp=1348-1352 |doi=10.1126/science.1166585 |url=http://fr.arxiv.org/abs/0811.2606 |accesso=6 dicembre 2008 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160602025229/http://fr.arxiv.org/abs/0811.2606 |dataarchivio=2 giugno 2016 |urlmorto=sì }}</ref> HR 8799 è l'unica stella conosciuta ad essere contemporaneamente una variabile γ Doradus, una stella λ Bootis e una stella di tipo Vega.<ref name="Marois2008"/>

Sebbene la metallicità della stella sia piuttosto bassa,<ref>I dati empirici mostrano che in genere solo le stelle con valori piuttosto alti di metallicità possiedono un sistema planetario, mentre le stelle con metallicità bassa ne sono prive; HR 8799 costituisce un'eccezione.</ref><ref>{{cita web|lingua=en |autore=Aguilar, D. |coautori=Pulliam, C. |data=6 gennaio 2004 |url=https://www.cfa.harvard.edu/news/archive/pr0404.html |titolo=Lifeless Suns Dominated The Early Universe |editore=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Comunicato stampa) |accesso=28 settembre 2009}}</ref> attorno ad essa [[orbita]] un [[sistema planetario]] che contiene una [[cintura asteroidale]] ed almeno quattro [[pianeti extrasolari|pianeti]] [[gigante gassoso|massicci]], i quali, assieme a [[Fomalhaut b]], sono stati i primi il cui [[moto di rivoluzione|moto orbitale]] è stato confermato dall'[[metodi di individuazione di pianeti extrasolari|osservazione diretta]]. Secondo uno studio effettuato col telescopio [[Telescopi Keck|Keck]], i 4 pianeti potrebbero essere in risonanza tra loro<ref>{{Cita web|url=http://www.manyworlds.space/index.php/2017/01/24/a-four-planet-system-in-orbit-directly-imaged-and-remarkable/|titolo=HR 8799 : 4 pianeti in risonanza}}</ref>

== Osservazione ==
[[File:HR 8799 posizione.png|thumb|left|La posizione della stella nella costellazione; il punto a destra della linea verde è [[51 Pegasi]].]]

HR 8799 si individua con una discreta facilità all'interno della [[Pegaso (costellazione)|costellazione di Pegaso]], nonostante la sua [[magnitudine apparente]] di 5,964<ref name=sb /> la ponga quasi al limite della visibilità ad [[occhio nudo]]: si trova infatti sulla linea che congiunge le due stelle brillanti [[Markab]] ({{ST|Alfa|Peg}}) e [[Scheat]] ({{ST|Beta|Peg}}), vertici dell'[[asterismo]] del [[Quadrato di Pegaso]], quasi a metà strada tra le due.<ref>Come si evince da {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-14-X}}</ref> Appare ad occhio nudo o con un [[binocolo]] come una stellina anonima di colore biancastro o bianco-azzurro. Per una strana coincidenza, HR 8799 si trova a breve distanza apparente, nella costellazione, da [[51 Pegasi]], la prima stella simile al Sole attorno alla quale è stato confermato un [[pianeta extrasolare]] ([[51 Pegasi b|51 Peg b]]).<ref name="hrpeg">{{cita web|url= http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/hr8799.html|titolo= HR 8799 Pegasi|accesso= 18 agosto 2008|urlmorto= sì|urlarchivio= https://web.archive.org/web/20090109190904/http://www.astro.uiuc.edu//%7Ekaler/sow/hr8799.html|dataarchivio= 9 gennaio 2009}}</ref>

La stella si trova nell'[[emisfero boreale]] celeste, ed è pertanto osservabile con più facilità dall'emisfero nord; tuttavia, si trova sufficientemente vicina all'equatore celeste da poter essere scorta da tutte le aree popolate della [[Terra]].<ref>Una declinazione di 21°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 69°; il che equivale a dire che a nord del 69°N l'oggetto si presenta [[circumpolare]], mentre a sud del 69°S l'oggetto non sorge mai.</ref> I mesi ideali per la sua osservazione nel cielo serale vanno da luglio a gennaio, dall'[[emisfero boreale]], e da agosto a dicembre dalle [[latitudine|latitudini]] medie [[emisfero australe|australi]].

== Caratteristiche fisiche ==
HR 8799 è una [[stella bianca di sequenza principale|stella bianca]] appartenente alla [[sequenza principale]]. Sebbene sia al limite della visibilità ad occhio nudo, la sua distanza dal [[sistema solare]], quantificata grazie al metodo della [[parallasse]] in 129 [[anno luce|anni luce]] (39 [[parsec]]), fa sì che la [[magnitudine assoluta]] della stella sia pari a circa 3, il che la rende dunque circa 4,9 volte più [[luminosità (fisica)|luminosa]] [[luminosità solare|del Sole]].<ref name="Gray1999" /> Conoscendo la luminosità della stella e il suo [[raggio (astronomia)|raggio]], misurato tramite rilievi [[interferometria|interferometrici]] in 1,4 [[raggio solare|R<sub>☉</sub>]],<ref name="Gray1999" /> è stato possibile determinarne la [[massa (fisica)|massa]], pari a 1,5 volte [[massa solare|quella del Sole]].<ref name="Gray1999" /> Data la massa, gli [[astrofisico|astrofisici]], sulla base dei modelli dell'[[evoluzione stellare]], ritengono che la stella permarrà sulla sequenza principale ancora per 2,8 miliardi di anni, prima di espandersi in [[gigante rossa]].<ref name="hrpeg"/>

L'analisi [[astrosismologia|astrosismologica]] della velocità di [[rotazione stellare|rotazione]] della stella restituiscono un'inclinazione dell'asse uguale o superiore a 40°, mentre il [[eclittica|piano delle orbite]] dei pianeti presenta un'inclinazione differente, 20° ± 10°. La ragione di tale differenza di inclinazione è ancora sconosciuta.<ref>{{cita pubblicazione| autore= D. J. Wright, A.-N. Chené, P. De Cat | titolo=Determination of the Inclination of the Multi-planet Hosting Star HR 8799 Using Asteroseismology | rivista=The Astrophysical Journal Letters | volume=728 | numero=1 | data=febbraio 2011 | doi=10.1088/2041-8205/728/1/L20 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...728L..20W }}</ref> Le osservazioni condotte tramite il [[Chandra X-ray Observatory|telescopio spaziale Chandra]] indicano bassi livelli di [[campo magnetico stellare|attività magnetica]], anche se l'attività nella banda dei [[raggi X]] è superiore a quella delle normali stelle di classe A; per tale ragione si è ipotizzato che la stella presenti una struttura più simile a quella di una stella di classe F0, con una temperatura della [[corona solare|corona]] di circa 3,0 milioni di K.<ref>{{cita pubblicazione| autore=J. Robrade, J. H. M. M. Schmitt | titolo=X-ray emission from the remarkable A-type star HR 8799 | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=516 | data=giugno 2010 | doi=10.1051/0004-6361/201014027 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010A&A...516A..38R }}</ref>

HR 8799 è anche una [[stella variabile]], appartenente al [[variabile Gamma Doradus|tipo {{ST|Gamma|Dor}}]], la cui luminosità varia a causa di [[variabile pulsante|pulsazioni]] non radiali della sua superficie che intercorrono ad intervalli [[variabile irregolare|irregolari]], compresi tra 0,505 e 0,579 giorni.<ref name="hrpeg"/>

=== Peculiarità spettrali e metallicità ===
[[File:Spectrum of planet around HR 8799 (annotated).jpg|thumb|left|Lo spettro della stella filtrato dal pianeta HR 8799 c; l'immagine è stata ottenuta mediante le ottiche adattive NACO montate sul [[Very Large Telescope]].]]

HR 8799 fa parte della classe di [[stella peculiare|stelle peculiari]] denominate [[stella Lambda Boötis|λ Boötis]], caratterizzate da una [[metallicità]] molto bassa;<ref name="Gray1999" /><ref name="lambda boo"/> pertanto, il tipo spettrale risulta molto complesso. L'aspetto delle [[Riga a 21 cm dell'idrogeno neutro|linee di emissione HI]] e la sua [[temperatura superficiale]], misurata in 7250 [[kelvin]], rispecchiano meglio lo spettro di una [[stella di classe F V|stella di classe F0 V]]; tuttavia, la particolare intensità delle linee K del [[calcio (elemento chimico)|calcio]] ionizzato (Ca II) e le linee di altri metalli rendono lo spettro più simile a quello di una stella di classe A5V. Per questi motivi, lo spettro della stella è trascritto come kA5&nbsp;hF0&nbsp;mA5&nbsp;V;&nbsp;λ&nbsp;Boo.<ref name="Gray1999" /><ref name="Kaye1999" />

Un'analisi dettagliata dello spettro della stella rivela quantità di [[carbonio]] ed [[ossigeno]] lievemente superiori in confronto a quelle del Sole rispettivamente del 30% e del 10%. Mentre alcune stelle di tipo λ Boötis possiedono un'abbondanza di [[zolfo]] simile a quella del Sole, HR 8799 ne ha solamente il 35% circa; la stella ha inoltre bassissime quantità di elementi più pesanti del [[sodio]]: ad esempio, la quantità di [[ferro]] è appena il 28% di quella del Sole.<ref>{{cita pubblicazione|titolo=λ Bootis-Like Abundances in the Vega-Like, γ Doradus Type-Pulsator HD 218396|autore=Sadakane Kozo |anno= 2006 |rivista= Publications of the Astronomical Society of Japan |volume=58 |numero=6 |pp=1023-1032 |url=http://pasj.asj.or.jp/v58/n6/580611/580611-frame.html |id= [[Bibcode]]: [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006PASJ...58.1023S 2006PASJ...58.1023S]}}</ref> Lo studio astrosismologico di diverse stelle λ Boötis pulsanti suggerisce che le peculiari caratteristiche di tali stelle siano circoscritte solamente alle zone più [[struttura stellare|superficiali]]: è probabile che il resto della stella abbia una composizione chimica più "normale". Tali caratteristiche hanno indotto gli astronomi a ritenere che le abbondanze degli elementi osservate sarebbero il risultato dell'[[formazione stellare|iniziale]] [[accrescimento (astronomia)|accrescimento]] della [[protostella]] a partire da una [[nube molecolare]] povera in metalli.<ref>{{cita pubblicazione| titolo= Pulsation in λ Bootis stars| autore= E. Paunzen, ''et al.''| anno= 1998| rivista= [[Astronomy and Astrophysics]]| volume= 335| pp= 533-538| url= http://aa.springer.de/bibs/8335002/2300533/small.htm| id= [[Bibcode]]: [http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A&A...335..533P 1998A&A...335..533P]| accesso= 6 dicembre 2008| dataarchivio= 25 luglio 2011| urlarchivio= https://web.archive.org/web/20110725022731/http://aa.springer.de/bibs/8335002/2300533/small.htm| urlmorto= sì}}</ref>

=== Età ===
La determinazione dell'età della stella varia in relazione ai metodi di datazione utilizzati. Considerando dati statistici, la luminosità di una stella circondata da un [[cintura asteroidale|disco di detriti]] restituirebbe una stima di 20–150 milioni di anni; il confronto invece con stelle dotate di simili [[cinematica stellare|moti spaziali]] restituisce un range di età di 30–160 milioni di anni. Utilizzando invece un [[diagramma Hertzsprung-Russell]] che metta a confronto la temperatura con la luminosità, il range risulta ben più ampio, tra 30 e 1.128 milioni di anni. Le stelle di tipo λ Boötis come HR 8799 sono generalmente stelle giovani, con un'età media prossima al miliardo di anni, come suggerito dall'indagine astrosismologica.<ref>{{cita pubblicazione | autore=A. Moya,, P. J. Amado, D. Barrado, ''et al'' | titolo=Age determination of the HR8799 planetary system using asteroseismology | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters | volume=405 | numero=1 | pp=L81–L85 | data=giugno 2010 | doi=10.1111/j.1745-3933.2010.00863.x | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010MNRAS.405L..81M}}</ref> Tuttavia un simile valore sarebbe inattendibile per via del fatto che i presunti pianeti verrebbero considerati delle [[nana bruna|nane brune]] in ossequio ai modelli termici; inoltre, le nane brune non avrebbero orbite stabili in una simile configurazione.

Altre stime, condotte sulla base dell'alta luminosità delle polveri residue, convergono su valori di 50<ref name=reidemeister2009>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...503..247R| titolo=A possible architecture of the planetary system HR 8799| autore= M. Reidemeister, A. V. Krivov, T. O. B. Schmidt, S. Fiedler, S. Müller, T. Löhne, R. Neuhäuser| rivista=Astronomy and Astrophysics| volume= 503| numero= 1| anno= 2009|mese=agosto| pp=247-258| doi=10.1051/0004-6361/200912055}}</ref>–60 milioni di anni.<ref name="Gray1999"/><ref name="Kaye1999"/><ref name="epee"/> Il valore maggiormente accettato è tuttavia prossimo a 30 milioni di anni, che è coerente con la probabile appartenenza della stella all'[[associazione stellare|associazione]] della [[Colomba (costellazione)|Colomba]].<ref>{{cita web| titolo= The Tucana/Horologium, Columba, AB Doradus, and Argus Associations: New Members and Dusty Debris Disks| autore= B. Zuckerman, J. H. Rhee, I. Song, M.S. Bessell| editore=[[arXiv]]| data=aprile 2011 | url=https://arxiv.org/abs/1104.0284}}</ref>

== Sistema planetario ==
[[File:HR 8799 Orbiting Exoplanets.gif|thumb|upright=1.2|left|Movimento dei pianeti durante 7 anni, con immagini sovrapposte riprese dal [[Telescopi Keck|telescopio Keck]]: in alto a sinistra il pianeta b, in alto a destra c, a destra al centro e, a destra in basso d.]]

Attorno ad HR 8799 orbita un [[sistema planetario]], costituito da almeno quattro [[pianeta extrasolare|pianeti]] (denominati, in ordine di distanza dalla stella, [[HR 8799 e|e]], [[HR 8799 d|d]], [[HR 8799 c|c]] e [[HR 8799 b|b]]) ed una [[cintura asteroidale]].

=== Scoperta ===
Il 13 novembre [[2008]] è stato dato l'annuncio ufficiale della scoperta di tre [[pianeta extrasolare|pianeti]] in orbita attorno alla stella; tutti e tre sono stati ripresi dai telescopi [[telescopio Keck|Keck]] e [[Telescopi Gemini|Gemini]]<ref name="Marois2008" /><ref name="Gemini2008">{{cita web|url= http://www.gemini.edu/node/11151 |titolo= Gemini Releases Historic Discovery Image of Planetary First Family |editore= Gemini Observatory |data= 13 novembre 2008 |accesso=13 novembre 2008}}</ref><ref name="Keck2008">{{cita web |url= http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231 |titolo= Astronomers capture first images of newly-discovered solar system |editore= W. M. Keck Observatory |data= 13 novembre 2008 |accesso= 13 novembre 2008 |urlmorto= sì |urlarchivio= https://web.archive.org/web/20131126160805/http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231 |dataarchivio= 26 novembre 2013 }}</ref><ref name="WashPost Achenbach">{{cita news|titolo= Scientists Publish First Direct Images of Extrasolar Planets |autore=Joel Achenbach |editore= [[The Washington Post]]|giorno = 13| mese = 11| anno= 2008|accesso=13 novembre 2008 |url=https://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2008/11/13/AR2008111302267.html}}</ref> mediante l'utilizzo di [[ottica adattiva|ottiche adattive]] per condurre [[osservazione astronomica|osservazioni]] nell'[[infrarosso]]. Se le masse ipotizzate si rivelassero corrette, il sistema di HR 8799 sarebbe il primo sistema planetario multiplo ad essere stato scoperto mediante l'[[metodi di individuazione di pianeti extrasolari|osservazione diretta]]:<ref name="Gemini2008" /> il loro [[moto di rivoluzione|moto orbitale]] è stato infatti confermato tramite osservazioni multiple condotte sin dal [[2004]].<ref name="Marois2008"/>

Nel 2009 si è tuttavia scoperto che il [[telescopio spaziale Hubble]] aveva già ripreso il pianeta b undici anni prima, nel 1998 (immagine al lato), suggerendo dunque che numerosi altri esopianeti potrebbero essere individuati semplicemente analizzando gli archivi fotografici del telescopio;<ref>{{cita web |url=https://arxiv.org/abs/0902.3247|titolo=HST/NICMOS detection of HR 8799 b in 1998 |autore= Lafrenière ''et al.'' |data=18 febbraio 2009 |accesso=1º aprile 2009}}</ref> i risultati di una successiva analisi, pubblicati nel 2011, hanno mostrato che in realtà anche i pianeti c e d erano stati ripresi nelle immagini del 1998.<ref>{{cita web |url=https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/elusive-planets.html|titolo=Astronomers Find Elusive Planets in Decade-Old Hubble Data|data=6 ottobre 2011}}</ref>

Nel novembre 2010 è stata annunciata la scoperta, tramite l'osservazione diretta, di un quarto pianeta, denominato HR 8799 e, più interno rispetto agli altri pianeti scoperti.<ref name="Marois2010">{{cita pubblicazione |autore=C. Marois ''et al.'' |data=22 novembre 2010 |titolo=Images of a fourth planet orbiting HR 8799 |rivista=[[Nature]] |volume= 468  |numero= 7327|pp=1080-1083|doi=10.1038/nature09684 |url=https://arxiv.org/abs/1011.4918 |accesso=11 dicembre 2010}}</ref> Il pianeta è stato scoperto dai telescopi Keck mediante osservazioni nelle bande K e L dell'infrarosso.<ref name="Marois2010"/>

Nel 2016, dopo osservazioni compiute con il [[radiointerferometro]] [[Atacama Large Millimeter Array|ALMA]], alcuni astronomi hanno suggerito la presenza di un quinto pianeta nel sistema.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Mark Booth ''et al.''|titolo=Resolving the Planetesimal Belt of HR 8799 with ALMA|url=https://mnrasl.oxfordjournals.org/content/460/1/L10.full.pdf+html|editore=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=460|numero=1|pp=L10-L14|data=15 marzo 2016}}{{arxiv|1603.04853v1}}</ref>

[[File:HR 8799b Hubble.jpg|thumb|Il pianeta HR 8799 b ripreso dal telescopio Hubble nel 1998.]]

=== Caratteristiche ===

I raggi delle orbite dei pianeti "d", "c" e "b" sono da 2 a 2,5 volte quelli [[Saturno (astronomia)|Saturno]], [[Urano (astronomia)|Urano]] e [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]] rispettivamente. Per via della [[legge dell'inverso del quadrato]], che determina l'intensità della [[radiazione elettromagnetica]] ad una determinata distanza dalla sorgente che l'ha emessa, la [[temperatura]] nella regione dei pianeti scoperti sarebbe simile a quella presente nelle vicinanze di Urano e Nettuno, sebbene le distanze dei pianeti scoperti da HR 8799 siano <math>\scriptstyle\sqrt{4,9}</math> = 2,2 volte le distanze di Urano e Nettuno dal Sole.<ref name="epee"/><ref name="arxiv">{{cita web |url= https://arxiv.org/abs/0812.0011  |titolo= Stability of the directly imaged multiplanet system HR 8799: resonance and masses |autore= D. C. Fabrycky, R. A. Murray-Clay |data = 1º dicembre 2008 |accesso=2 dicembre 2008 }}</ref>

L'articolo pubblicato dagli scopritori suggerisce che le orbite siano circolari ed osservate quasi frontalmente al loro piano, dal momento che la direzione del moto orbitale dei pianeti è antioraria,<ref name="Marois2008"/> e che le masse dei pianeti abbiano valori compresi tra 5 e 13 [[massa gioviana|masse gioviane]] (M<sub>J</sub>).<ref name="Marois2008" /> Tuttavia le simulazioni dinamiche condotte al [[computer|calcolatore]] mostrano che solo per determinati valori della massa (stimati per i pianeti b, c e d rispettivamente in 5, 7 e 7 M<sub>J</sub>) il sistema risulta essere stabile, dal momento che valori superiori renderebbero il sistema instabile lungo scale temporali inferiori all'età della stella.<ref name=reidemeister2009/> Simili valori di [[massa (fisica)|massa]] collocano comunque questi pianeti quasi al limite tra pianeta di grande massa e [[nana bruna]].<ref>{{cita web |url=http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html |titolo=Definition of a "Planet" |editore=Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union |accesso=16 novembre 2008 |urlmorto=sì |urlarchivio=https://www.webcitation.org/68uUrFa98?url=http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html |dataarchivio=4 luglio 2012 }}</ref>

La simulazione mostra inoltre che la stabilità conferita al sistema da masse non superiori a 7 M<sub>J</sub> si riflette anche in una probabile [[risonanza orbitale|risonanza]] 1:2:4 (come i tre più interni [[satelliti medicei]]: [[Io (astronomia)|Io]], [[Europa (astronomia)|Europa]] e [[Ganimede (astronomia)|Ganimede]]), il che implica che l'orbita del pianeta più interno abbia un'[[eccentricità orbitale|eccentricità]] di 0,04 ed un'[[inclinazione orbitale|inclinazione]] di almeno 20–30°.<ref name=reidemeister2009/> Se queste ipotesi trovassero un riscontro osservativo, il sistema di HR 8799 sarebbe il primo caratterizzato da una risonanza multipla.<ref name="arxiv"/>

[[File:HR 8799 Debris Disk.jpg|thumb|left|Immagine infrarossa ripresa dal telescopio Spitzer del disco di HR 8799. Il puntino al centro indica le dimensioni dell'orbita di [[Plutone (astronomia)|Plutone]]. Le porzioni brillanti, di colore giallo-biancastro, rappresentano le porzioni più esterne del disco di polveri fredde.<ref name="spitzer">{{Cita web | titolo = A Picture of Unsettled Planetary Youth| editore = NASA Spitzer Space Telescope| data = 4 novembre 2009| url = http://spitzer.caltech.edu/images/2781-sig09-008-A-Picture-of-Unsettled-Planetary-Youth| accesso=8 novembre 2009}}</ref>]]

Le interazioni che i pianeti instaurano con la cintura asteroidale esterna sembrano indicare che i pianeti non si trovino ancora nelle loro orbite definitive, ma che anzi stiano ancora attraversando una fase di [[migrazione orbitale]].<ref name=spitzer1>{{cita web | titolo = Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System| editore= NASA Spitzer Space Telescope | data = 4 novembre 2009 | url = http://spitzer.caltech.edu/news/1000-feature09-16-Unsettled-Youth-Spitzer-Observes-a-Chaotic-Planetary-System | accesso=8 novembre 2009}}</ref> È inoltre probabile che nelle parti più interne del sistema possano essere già presenti o siano ancora in via di formazione dei [[pianeta terrestre|pianeti rocciosi]].<ref name="Keck2008" />

Gli oggetti sono più deboli di 2-3 magnitudini rispetto alle nane brune di [[indice di colore|colore]] paragonabile; una simile scarsa luminosità è caratteristica di oggetti substellari giovani in fase di transizione dalla [[classificazione stellare|classe]] L alla classe T, probabilmente dovuta a un contenuto alto di polveri e ad uno squilibrio della chimica del [[monossido di carbonio|CO]]/[[metano|CH<sub>4</sub>]] nelle loro atmosfere.<ref>{{cita pubblicazione| titolo=Pre-Discovery 2007 Image of the HR 8799 Planetary System| autore= S. Metchev, C. Marois, B. Zuckerman| rivista=The Astrophysical Journal Letters| volume= 705| numero= 2| pp=L204-L207|data= novembre 2009| doi=10.1088/0004-637X/705/2/L204| accesso=18 luglio 2010}}</ref>

=== Cinture asteroidali ===
Intorno ad HR 8799 orbita una delle più massicce cinture asteroidali conosciute, simile per caratteristiche alla [[cintura di Kuiper]] del [[sistema solare]], il che le è valso l'appellativo di ''cintura di Kuiper di HR 9799''. Nel gennaio del 2009 il [[telescopio spaziale Spitzer]] è riuscito ad ottenere delle immagini di questo disco, che hanno permesso di individuarne tre componenti distinte:
* un disco interno di polveri "calde" (T ~ 150 K), che orbita circa 10 UA più internamente rispetto al pianeta d;<ref name=reidemeister2009/>
* un ampio disco esterno di polveri fredde (T ~ 45 K), con un bordo interno molto netto che ricade a circa 100 UA dalla stella, appena più in là del pianeta più esterno, da cui è probabilmente confinato;<ref name=reidemeister2009/>
* un alone di polveri finissime che si origina dalle polveri fredde e si estende per circa 2000 UA.

La massa complessiva delle polveri nel disco interno ed esterno è stimata, rispettivamente, sulle ≈1 × 10<sup>−5</sup> e 4 × 10<sup>−2</sup> [[massa terrestre|masse terrestri]].<ref name=reidemeister2009/> L'alone presenta caratteristiche insolite, che implicano la presenza di intense dinamiche interne dovute molto probabilmente all'influenza gravitazionale dei pianeti.<ref>{{Cita pubblicazione|doi=10.1088/0004-637X/705/1/314| autore= K. Y. L. Su, G. H. Rieke, K. R. Stapelfeldt, ''et al'' |anno= 2009| titolo=The Debris Disk Around Hr 8799| rivista= The Astrophysical Journal |volume= 705| numero= 1|pp=314-327|accesso=15 luglio 2010|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...705..314S}}</ref> Tali dinamiche sarebbero responsabili di plurime collisioni tra i corpi che costituiscono questa cintura, molto simili a quelle che coinvolgono gli oggetti della fascia di Kuiper del sistema solare.

[[File:HR8799orbits it.svg|thumb|Schema delle orbite del sistema.]]

=== Prospetto del sistema ===
Segue un prospetto sulle caratteristiche delle componenti del sistema planetario<ref name=Goździewski2020>{{Cita pubblicazione|titolo=An Exact, Generalized Laplace Resonance in the HR 8799 Planetary System|autore=Krzysztof Goździewski|etal=si|rivista=Astronomical Journal|volume=902|numero=2|data=ottobre 2020|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/abb881/pdf|doi=10.3847/2041-8213/abb881|arxiv=2009.07006|accesso=26 novembre 2021}}</ref><ref name="epee">{{cita web|url=https://exoplanet.eu/catalog/hr_8799_e--768/|titolo=Planet HR 8799 e|opera=Enciclopedia dei pianeti extrasolari}}</ref>.
{{Prospetto sistemi planetari
|pianeta1= Cintura asteroidale
|massa1= —
|periodo_orb1= —
|sem1= {{M|15|5|u=[[Unità astronomica|UA]]}}<ref name="Boccaletti">{{Cita pubblicazione|titolo=Imaging detection of the inner dust belt and the four exoplanets in the HR 8799 system with JWST’s MIRI coronagraph|autore=Anthony Boccaletti|etal=si|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=686|numero=A33|anno=2024|url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/06/aa47912-23/aa47912-23.html|accesso=1 dicembre 2024}}</ref>
|pianeta2 = [[HR 8799 e|e]]
|massa2 = {{M|7.4|0.6|ul=massa gioviana}}
|raggio2 = {{M|1,17|ul=raggio gioviano}}
|periodo_orb2 = 49,3 anni
|sem2 = 16,25 UA
|ecc2 = 0,1445
|anno2 = 2009
|pianeta3 = [[HR 8799 d|d]]
|massa3 = {{M|9.1|0.2|u=massa gioviana}}
|raggio3 = {{M|1,2|u=raggio gioviano}}
|periodo_orb3 = 112,5 anni
|sem3 = 26,67 UA
|ecc3 = 0,1134
|anno3 = 2008
|pianeta4 = [[HR 8799 c|c]]
|massa4 = {{M|7.8|0.5|u=massa gioviana}}
|raggio4 = {{M|1,3|u=raggio gioviano}}
|periodo_orb4 = 225 anni
|sem4 = 41,39 UA
|ecc4 = 0,0519
|anno4 = 2008
|pianeta5 = [[HR 8799 b|b]]
|massa5 = {{M|5.7|0.4|u=massa gioviana}}
|raggio5 = {{M|1,2|u=raggio gioviano}}
|periodo_orb5 = ~ 450 anni
|sem5 = 71,6 UA
|ecc5 = 0,016
|anno5 = 2008
|pianeta6 = Cintura asteroidale
|massa6 = —
|periodo_orb6= —
|sem6= 104 - 360 UA<ref name="Wilner">{{cita pubblicazione|autore=David J. Wilner ''et al.''|url=https://arxiv.org/pdf/1803.00054.pdf|titolo=Resolved Millimeter Observations of the HR 8799 Debris Disk|data=marzo 2018|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume= 855|numero= 1}}</ref>
}}

== Note ==
<references/>

== Voci correlate ==
* [[Fomalhaut b]]
* [[Stelle con pianeti extrasolari confermati]]
* [[Vega]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{cita web|https://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2008/11/13/AR2008111302267.html|In a First, Astronomers Report Viewing Planets of Other Suns|lingua=en}}
* {{cita web|https://apod.nasa.gov/apod/ap081117.html|NASA - APOD: HR 8799: Discovery of a Multi-planet Star System|lingua=en}}
{{Portale|stelle}}

{{Voce di qualità|valutazione=Wikipedia:Voci di qualità/Segnalazioni/HR 8799|arg=astronomia e astrofisica|arg2=|giorno=18|mese=maggio|anno=2011}}

[[Categoria:Stelle bianche di sequenza principale]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale A]]
[[Categoria:Sistemi planetari con quattro pianeti confermati]]
[[Categoria:Variabili Gamma Doradus]]
[[Categoria:Stelle Lambda Bootis]]
[[Categoria:Dischi circumstellari]]