Lihat sumber HR 8799

{{periksaterjemahan|en|HR 8799}}
{{Use dmy dates|date=February 2019}}{{Starbox begin|name=[[Bright Star Catalogue|HR]]&nbsp;8799}}
{{Starbox image|image=[[Berkas:HR 8799 Orbiting Exoplanets.gif|250px]]|caption=HR 8799 (center) with HR 8799e (right), HR 8799d (lower right), HR 8799c (upper right), HR 8799b (upper left) from [[W. M. Keck Observatory]]}}
{{Starbox observe|epoch=[[J2000.0]]|equinox=[[J2000.0]] ([[International Celestial Reference System|ICRS]])|constell=[[Pegasus (constellation)|Pegasus]]|ra={{RA|23|07|28.7150}}<ref name=sb>{{cite simbad |title=HR 8799 |access-date=14 November 2008}}</ref>|dec={{DEC|+21|08|03.302}}<ref name=sb />|appmag_v=5.964<ref name=sb />}}
{{Starbox character|class=kA5 hF0 mA5 V; λ Boo<ref name="Gray19992"/><ref name="Kaye1999" />|u-b=−0.04<ref name=bsc1>{{cite web |url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V/50/catalog&recno=8799 |title=HR 8799 |journal=The Bright Star Catalogue |edition=5th Revised |publisher=[[VizieR]] |first1=Dorrit |last1=Hoffleit |first2=Wayne H. |last2=Warren Jr. |date=June 1991 |accessdate=14 November 2008 |id=[http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/50 V/50] |archive-date=2020-08-07 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200807204339/http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V%2F50%2Fcatalog&recno=8799 |dead-url=no }}</ref>|b-v=0.234<ref name=sb />|variable=[[Gamma Doradus variable]]<ref name=sb />}}
{{Starbox astrometry|radial_v={{val|-11.5|2}}<ref name=sb />|prop_mo_ra={{val|107.93|0.60}}<ref name="vanLeeuwen2007">{{cite web |url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&recno=113804 |title=HIP 114189 |journal=Hipparcos, the New Reduction |publisher=[[VizieR]] |first1=F. |last1=van Leeuwen |date=November 2007 |accessdate=13 October 2008 |id=[http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?I/311 I/311] |archive-date=2018-09-26 |archive-url=https://web.archive.org/web/20180926182456/http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&recno=113804 |dead-url=no }}</ref>|prop_mo_dec={{val|−49.63|0.46}}<ref name="vanLeeuwen2007" />|parallax=25.38|p_error=0.70|parallax_footnote=<ref name="vanLeeuwen2007" />|absmag_v={{val|2.98|0.08}}<ref name="Gray19992"/>}}
{{Starbox detail|mass={{val|1.47|0.30}}<ref name="Gray19992"/>|metal_fe={{val|−0.47|0.10}}<ref name="Gray19992"/><ref group="note">The star is a member of the [[Lambda Boötis stars|Lambda Boötis]] class of [[peculiar star]]s, thus the observed abundance may not reflect the abundances of the star as a whole.</ref>|gravity={{val|4.35|0.05}}<ref name="Gray19992"/>|age={{val|30|20|10}} juta<ref name="Marois20117"/>|luminosity_bolometric={{val|4.92|0.41}}<ref name="Gray19992"/>|rotational_velocity={{val|37.5|2}}<ref name="Gray19992"/>|temperature={{val|7430|75}}<ref name="Gray19992"/>|radius={{val|1.34|0.05}}<ref name="Gray19992"/>}}
{{Starbox catalog|names=[[GCVS|V342&nbsp;Pegasi]], [[Bonner Durchmusterung|BD]]+20&nbsp;5278,  [[Fifth Fundamental Catalogue|FK5]]&nbsp;3850, [[Boss General Catalogue|GC]]&nbsp;32209, [[Henry Draper catalogue|HD]]&nbsp;218396, [[Hipparcos catalogue|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 />}}
{{Starbox reference|Simbad=HR+8799|EPE=HR+8799|NSTED=HR+8799}}
{{Starbox end}}<span data-segmentid="250" class="cx-segment">'''HR 8799''' adalah [[bintang]] [[Deret utama|urutan utama]] berusia 30 juta tahun terletak {{Convert|129|ly|pc|1|abbr=off|lk=on}} dari [[Bumi]] di [[Rasi bintang|konstelasi]] [[Pegasus (rasi bintang)|Pegasus]]. Bintang</span> i<span data-segmentid="258" class="cx-segment">ni memiliki sekitar 1,5 kali massa [[Matahari]] dan 4,9 kali luminositas matahari.</span> Bintang i<span data-segmentid="260" class="cx-segment">ni adalah bagian dari sistem yang juga berisi [[disk puing]] dan setidaknya empat [[Raksasa gas|planet besar]].<ref name="Marois20117"/></span> <span data-segmentid="263" class="cx-segment">Planet-planet itu, bersama dengan [[Fomalhaut b]], adalah [[Planet luar tata surya|exoplanet]] pertama yang gerakan orbitnya dikonfirmasi melalui [[Metode deteksi planet-planet luar surya|pencitraan langsung]] .</span> <span data-segmentid="267" class="cx-segment">Bintang adalah [[variabel Gamma Doradus]] : [[luminositas]]nya berubah karena denyut nadi radial dari permukaannya.</span> <span data-segmentid="270" class="cx-segment">Bintang ini juga diklasifikasikan sebagai bintang [[Bintang Lambda Boötis|Lambda Boötis]], yang berarti lapisan permukaannya terkuras dalam [[Unsur kimia|elemen]] [[puncak besi]] .<ref name="Gray19992">{{cite journal|last1=Gray|first1=Richard O.|last2=Kaye|first2=Anthony B.|display-authors=1|date=December 1999|title=HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_1999-12_118_6/page/2993|journal=[[The Astronomical Journal]]|volume=118|issue=6|pages=2993-2996|bibcode=1999AJ....118.2993G|doi=10.1086/301134}}</ref></span> <span data-segmentid="274" class="cx-segment">Hal ini mungkin disebabkan oleh [[Akresi (astrofisika)|pertambahan]] gas circumstellar [[Metalisitas|logam-]] miskin.<ref>{{Cite journal|last=Gray|first=R. O.|last2=Corbally|first2=C. J.|displayauthors=1|date=August 2002|title=A Spectroscopic Search for λ Bootis and Other Peculiar A-Type Stars in Intermediate-Age Open Clusters|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-08_124_2/page/989|journal=The Astronomical Journal|volume=124|issue=2|pages=989-1000|bibcode=2002AJ....124..989G|doi=10.1086/341609}}</ref></span> <span data-segmentid="277" class="cx-segment">Ini adalah satu-satunya bintang yang diketahui yang secara simultan merupakan variabel Gamma Doradus, tipe [[Bintang Lambda Boötis|Lambda Boötis]], dan bintang seperti [[Vega]] (bintang dengan [[Inframerah berlebih|emisi inframerah berlebih yang]] disebabkan oleh [[Disk circumstellar|cakram circumstellar]]).<ref name="Marois20083">{{Cite journal|last=Marois|first=Christian|displayauthors=etal|date=November 2008|title=Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=322|issue=5906|pages=1348–1352|arxiv=0811.2606|bibcode=2008Sci...322.1348M|doi=10.1126/science.1166585|pmid=19008415|quote=}}</ref></span>

== Lokasi ==
<span data-segmentid="283" class="cx-segment">''HR 8799'' adalah bintang yang dapat dilihat dengan mata telanjang, berkekuatan 5.96, yang terletak di dalam tepi barat [[Pegasus (rasi bintang)|alun-alun besar Pegasus]], antara [[Beta Pegasi|Scheat]] dan [[Alpha Pegasi|Markab]] .</span> <span data-segmentid="287" class="cx-segment">Penunjukan ''HR 8799'' adalah pengidentifikasi bintang dalam Katalog Bintang terang.</span>
[[Berkas:HR 8799-starmap.png|kiri|jmpl|250x250px]]

== Sifat Bintang ==
<span data-segmentid="291" class="cx-segment">Bintang HR 8799 adalah anggota kelas [[Bintang Lambda Boötis|Lambda Boötis]] (λ Boo), sekelompok [[bintang aneh]] dengan kekurangan logam yang tidak biasa — unsur-unsur yang lebih berat daripada hidrogen dan helium — di atmosfer atas mereka.</span> <span data-segmentid="294" class="cx-segment">Karena status khusus ini, bintang-bintang seperti HR 8799 memiliki tipe spektral yang sangat kompleks.</span> <span data-segmentid="295" class="cx-segment">Profil luminositas [[Deret Balmer|garis Balmer]] dalam spektrum bintang, serta [[Suhu efektif|suhu efektif bintang]], paling cocok dengan sifat khas [[Bintang tipe-urutan utama|F0 &nbsp; Bintang V.]]</span> <span data-segmentid="299" class="cx-segment">Namun, kekuatan [[Garis spektrum|garis serapan]] [[kalsium]] II K dan garis logam lainnya lebih mirip dengan [[Bintang tipe-urutan utama|A5 Bintang V.]]</span> <span data-segmentid="303" class="cx-segment">Karena itu, tipe spektral bintang ditulis sebagai {{Nowrap|kA5 hF0 mA5 V; λ Boo}}.<ref name="Gray19992"/><ref name="Kaye1999">{{cite journal|last1=Kaye|first1=Anthony B.|last2=Handler|first2=Gerald|last3=Krisciunas|first3=Kevin|last4=Poretti|first4=Ennio|last5=Zerbi|first5=Filippo M.|display-authors=1|date=July 1999|title=Gamma Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables|journal=The Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=111|issue=761|pages=840-844|arxiv=astro-ph/9905042|bibcode=1999PASP..111..840K|doi=10.1086/316399}}</ref></span>

<span data-segmentid="304" class="cx-segment">Penentuan usia bintang ini menunjukkan beberapa variasi berdasarkan metode yang digunakan.</span> <span data-segmentid="305" class="cx-segment">Secara statistik, untuk bintang-bintang yang menyimpan disk puing-puing, luminositas bintang ini menunjukkan usia sekitar 20–150 juta tahun.</span> <span data-segmentid="306" class="cx-segment">Perbandingan dengan bintang-bintang yang memiliki gerakan serupa melalui ruang angkasa memberi usia pada kisaran 30–160 juta tahun.</span> <span data-segmentid="307" class="cx-segment">Mengingat posisi bintang pada [[Diagram Hertzsprung-Russell|diagram]] lumzitas versus suhu [[Diagram Hertzsprung-Russell|Hertzsprung-Russell]], ia memiliki perkiraan usia dalam kisaran 30–1,128 juta tahun.</span> <span data-segmentid="309" class="cx-segment">λ Bintang-bintang Boötis seperti ini umumnya muda, dengan usia rata-rata satu miliar tahun.</span> <span data-segmentid="310" class="cx-segment">Lebih tepatnya, [[asteroseismologi]] juga menunjukkan usia sekitar satu miliar tahun.<ref>{{Citation|display-authors=1|last=Moya|first=A.|last2=Amado|first2=P. J.|last3=Barrado|first3=D.|last4=García Hernández|first4=A.|last5=Aberasturi|first5=M.|last6=Montesinos|first6=B.|last7=Aceituno|first7=F.|title=Age determination of the HR8799 planetary system using asteroseismology|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters]]|volume=405|number=1|pages=L81–L85|date=June 2010|doi=10.1111/j.1745-3933.2010.00863.x|bibcode=2010MNRAS.405L..81M|arxiv=1003.5796}}</ref></span> <span data-segmentid="312" class="cx-segment">Namun, ini diperdebatkan karena akan membuat planet-planet menjadi katai coklat untuk masuk ke dalam model pendingin.</span> <span data-segmentid="313" class="cx-segment">Katai coklat tidak akan stabil dalam konfigurasi seperti itu.</span> <span data-segmentid="314" class="cx-segment">Nilai yang diterima terbaik untuk usia HR 8799 adalah 30 juta tahun, konsisten dengan menjadi anggota kelompok bintang yang bergerak bersama Asosiasi Columba.<ref>{{Cite journal|last=Zuckerman|first=B.|last2=Rhee|first2=Joseph H.|last3=Song|first3=Inseok|last4=Bessell|first4=M. S.|displayauthors=1|date=May 2011|title=The Tucana/Horologium, Columba, AB Doradus, and Argus Associations: New Members and Dusty Debris Disks|journal=The Astrophysical Journal|volume=732|issue=2|page=61|arxiv=1104.0284v1|bibcode=2011ApJ...732...61Z|doi=10.1088/0004-637X/732/2/61}}</ref></span>

<span data-segmentid="315" class="cx-segment">Analisis terperinci dari spektrum bintang mengungkapkan bahwa ia memiliki sedikit [[Karbon|karbon yang]] berlebihan dan [[oksigen]] dibandingkan dengan Matahari (masing-masing sekitar 30% dan 10%).</span> <span data-segmentid="318" class="cx-segment">Sementara beberapa bintang Lambda Boötis memiliki banyak [[Belerang|sulfur yang]] mirip dengan Matahari, ini bukan kasus HR 8799; kelimpahan belerang hanya sekitar 35% dari tingkat matahari.</span> <span data-segmentid="320" class="cx-segment">Bintang ini juga miskin unsur yang lebih berat dari [[natrium]] : misalnya, kelimpahan besi hanya 28% dari kelimpahan besi surya.<ref>{{Cite journal|last=Kozo|first=Sadakane|date=2006|title=λ Bootis-Like Abundances in the Vega-Like, γ Doradus Type-Pulsator HD 218396|url=http://pasj.asj.or.jp/v58/n6/580611/580611-frame.html|journal=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=58|issue=6|pages=1023–1032|bibcode=2006PASJ...58.1023S|doi=10.1093/pasj/58.6.1023|access-date=2019-07-02|archive-date=2017-03-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20170301073524/http://pasj.asj.or.jp/v58/n6/580611/580611-frame.html|dead-url=no}}</ref></span> <span data-segmentid="322" class="cx-segment">Pengamatan [[Asteroseismologi|asteroseismik]] dari bintang Lambda Boötis lain yang berdenyut menunjukkan bahwa pola kelimpahan yang khas dari bintang-bintang ini terbatas pada permukaan saja: komposisi curah kemungkinan besar lebih normal.</span> <span data-segmentid="324" class="cx-segment">Ini mungkin menunjukkan bahwa kelimpahan elemen yang diamati adalah hasil dari pertambahan gas miskin logam dari lingkungan di sekitar bintang.<ref>{{Cite journal|last=Paunzen|first=E.|displayauthors=etal|date=1998|title=Pulsation in λ Bootis stars|url=http://aa.springer.de/bibs/8335002/2300533/small.htm|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=335|pages=533–538|bibcode=1998A&A...335..533P|access-date=2019-07-02|archive-date=2011-07-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20110725022731/http://aa.springer.de/bibs/8335002/2300533/small.htm|dead-url=yes}}</ref></span>

<span data-segmentid="325" class="cx-segment">Analisis astroseismik menggunakan data spektroskopi menunjukkan bahwa kecenderungan rotasi bintang dibatasi lebih besar atau kurang lebih sama dengan 40 °.</span> <span data-segmentid="326" class="cx-segment">Ini kontras dengan kecenderungan orbital planet, yang berada pada bidang yang kira-kira sama pada sudut sekitar {{Nowrap|20° ± 10°}} .</span> <span data-segmentid="327" class="cx-segment">Oleh karena itu, mungkin ada misalignment yang tidak dapat dijelaskan antara rotasi bintang dan orbit planet-planetnya.<ref>{{Citation|display-authors=1|last=Wright|first=D. J.|last2=Chené|first2=A.-N.|last3=De Cat|first3=P.|last4=Marois|first4=C.|last5=Mathias|first5=P.|last6=Macintosh|first6=B.|last7=Isaacs|first7=J.|last8=Lehmann|first8=H.|last9=Hartmann|first9=M.|title=Determination of the Inclination of the Multi-planet Hosting Star HR 8799 Using Asteroseismology|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=728|number=1|date=February 2011|doi=10.1088/2041-8205/728/1/L20|bibcode=2011ApJ...728L..20W|arxiv=1101.1590|page=L20}}</ref></span> <span data-segmentid="328" class="cx-segment">Pengamatan bintang ini dengan [[Observatorium sinar-X Chandra|Chandra X-ray Observatory]] menunjukkan bahwa ia memiliki tingkat [[Medan magnet bintang|aktivitas magnetik yang]] lemah, tetapi aktivitas sinar-X jauh lebih tinggi daripada bintang tipe A seperti [[Altair]] .</span> <span data-segmentid="332" class="cx-segment">Ini menunjukkan bahwa struktur internal bintang lebih mirip dengan bintang F0.</span> <span data-segmentid="333" class="cx-segment">Suhu [[korona]] adalah sekitar 3,0 juta K.<ref>{{Citation|last=Robrade|first=J.|last2=Schmitt|first2=J. H. M. M.|title=X-ray emission from the remarkable A-type star HR 8799|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=516|date=June 2010|doi=10.1051/0004-6361/201014027|bibcode=2010A&A...516A..38R|arxiv=1004.1318|page=A38}}</ref></span>

== Sistem Planet ==
{{OrbitboxPlanet begin|table_ref=<ref name="Marois20117"/><ref name="epe">{{cite web |url=http://exoplanet.eu/star.php?st=HR+8799 |title=Notes for star HR 8799 |work=The Extrasolar Planets Encyclopaedia |first=J. |last=Schneider |accessdate=13 October 2008 |archive-date=2012-06-06 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120606235834/http://exoplanet.eu/star.php?st=HR+8799 |dead-url=no }}</ref>|period_unit=hari}}
{{OrbitboxPlanet|exoplanet=[[HR 8799 e|e]]|mass={{val|7|3|2}}|period=~18000|semimajor={{val|17|0.5}}|eccentricity={{val|0.15|0.08}}|radius={{val|1.17|0.13}}|inclination=25.0 ± 8.0}}
{{OrbitboxPlanet|exoplanet=[[HR 8799 d|d]]|mass={{val|7|3|2}}|period=41054|semimajor={{val|27|0.7}}|eccentricity=0.1|inclination=28|radius={{val|1.2|0.1|0}}}}
{{OrbitboxPlanet|exoplanet=[[HR 8799 c|c]]|mass={{val|7|3|2}}|period=82145|semimajor={{val|42.8|1.2}}|eccentricity=0|inclination=28|radius={{val|1.2|0.1|0}}}}
{{OrbitboxPlanet|exoplanet=[[HR 8799 b|b]]|mass={{val|5|2|1}}|period=164250|semimajor={{val|68|1.9}}|eccentricity=0|inclination=28|radius={{val|1.2|0.1|0.1}}}}
{{Orbitbox end}}<span data-segmentid="449" class="cx-segment">Pada 13 November 2008, Christian Marois dari Dewan Riset Nasional [[Institut Herzberg, Astrofisika|Herzberg Institute of Astrophysics Kanada]] dan timnya mengumumkan bahwa mereka telah secara langsung mengamati tiga [[Planet luar tata surya|planet yang]] mengorbit bintang dengan [[Observatorium W. M. Keck|teleskop Keck]] dan [[Observatorium Gemini|Gemini]] di [[Hawaii]],<ref name="Marois20083"/><ref name="Gemini20082">{{Cite press release}}</ref><ref name="Gemini20082">{{Cite press release}}</ref><ref name="WashPost Achenbach">{{Cite news|title=Scientists Publish First Direct Images of Extrasolar Planets|first=Joel|last=Achenbach|work=[[The Washington Post]]|publisher=[[The Washington Post Company]]|date=13 November 2008|access-date=13 November 2008|url=https://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2008/11/13/AR2008111302267.html|archive-date=2018-06-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20180612184607/http://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2008/11/13/AR2008111302267.html|dead-url=no}}</ref> dalam kedua kasus menggunakan [[optik adaptif]] untuk melakukan pengamatan pada [[inframerah]] .<ref group="note">The planets are young and therefore they are still hot and bright in the [[near-infrared]] part of the spectrum .</ref></span> <span data-segmentid="457" class="cx-segment">Pengamatan [[Pemulihan|pendahuluan]] dari 3 planet terluar kemudian ditemukan dalam gambar inframerah yang diperoleh pada tahun 1998 oleh instrumen [[Near Infrared Camera dan Multi-Object Spectrometer|NICMOS]] dari [[Teleskop luar angkasa Hubble|Hubble Space Telescope]], setelah teknik pemrosesan gambar yang baru dikembangkan diterapkan.<ref>{{Cite web|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/15/full/|title=Hubble Finds Hidden Exoplanet in Archival Data|last=Villard|first=Ray|last2=Lafreniere|first2=David|date=1 April 2009|website=HubbleSite|publisher=[[NASA]]|access-date=3 April 2009|archive-date=2009-04-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20090405172053/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/15/full/|dead-url=yes}}</ref></span> <span data-segmentid="461" class="cx-segment">Pengamatan lebih lanjut pada tahun 2009–2010 mengungkapkan planet raksasa keempat yang mengorbit di dalam tiga planet pertama pada [[Pemisahan yang diproyeksikan|proyeksi pemisahan]] hanya kurang dari 15 AU <ref name="Marois20117"/><ref name="Currie20112">{{Cite journal|last=Currie|first=Thayne|displayauthors=etal|date=March 2011|title=A Combined Subaru/VLT/MMT 1--5 Micron Study of Planets Orbiting HR 8799: Implications for Atmospheric Properties, Masses, and Formation|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=729|issue=2|pages=128|arxiv=1101.1973|bibcode=2011ApJ...729..128C|doi=10.1088/0004-637X/729/2/128}}</ref> yang sekarang juga telah dikonfirmasi dalam berbagai penelitian.<ref name="Skemer2012">{{Cite journal|last=Skemer|first=Andrew|displayauthors=etal|date=July 2012|title=First Light LBT AO Images of HR 8799 bcde at 1.6 and 3.3 μm: New Discrepancies between Young Planets and Old Brown Dwarfs|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=753|issue=1|pages=14|arxiv=1203.2615|bibcode=2012ApJ...753...14S|doi=10.1088/0004-637X/753/1/14}}</ref></span>

<span data-segmentid="463" class="cx-segment">Planet luar mengorbit di dalam disk berdebu seperti [[Sabuk Kuiper|sabuk]] Solar [[Sabuk Kuiper|Kuiper]] .</span> <span data-segmentid="465" class="cx-segment">Ini adalah salah satu cakram paling masif yang diketahui di sekitar bintang mana pun dalam 300 tahun cahaya Bumi, dan ada ruang di sistem bagian dalam untuk [[Planet kebumian|planet terestrial]] .<ref name="Gemini20082">{{Cite press release}}</ref></span> <span data-segmentid="467" class="cx-segment">Ada disk puing tambahan tepat di dalam orbit planet terdalam.<ref name="Marois20117"><cite class="citation journal">Marois, Christian; et al. (December 2010). "Images of a fourth planet orbiting HR 8799". ''[[Nature (journal)|Nature]]''. '''468''' (7327): 1080–1083. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1011.4918 1011.4918]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2010Natur.468.1080M|2010Natur.468.1080M]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1038/nature09684|10.1038/nature09684]]. [[PubMed Identifier|PMID]]&nbsp;[//www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/21150902 21150902].</cite></ref></span>

<span data-segmentid="468" class="cx-segment">Jari-jari orbit planet [[HR 8799 e|e]], [[HR 8799 d|d]], [[HR 8799 c|c]] dan [[HR 8799 b|b]] adalah 2 hingga 3 kali dari [[Yupiter|Jupiter]], [[Saturnus]], [[Uranus]], dan [[Neptunus]], masing-masing.</span> <span data-segmentid="477" class="cx-segment">Karena [[Hukum kuadrat terbalik|hukum kuadrat terbalik yang]] menghubungkan [[Intensitas (fisika)|intensitas]] [[Radiasi elektromagnetik|radiasi]] dengan jarak dari sumber, intensitas radiasi yang sebanding ada pada jarak</span> <math>\sqrt{4,9}</math> <span data-segmentid="477" class="cx-segment">= 2,2 kali lebih jauh dari HR 8799 daripada dari Matahari, yang berarti bahwa planet-planet yang sesuai dalam sistem surya dan HR 8799 menerima jumlah yang sama dari radiasi bintang.<ref name="Marois20117"/></span>

<span data-segmentid="481" class="cx-segment">Objek-objek ini berada di dekat batas massa atas untuk klasifikasi sebagai planet; jika mereka melebihi 13 [[Massa Yupiter|massa Jupiter]], mereka akan mampu melakukan [[Fusi nuklir|fusi]] [[deuterium]] di interior mereka dan dengan demikian memenuhi syarat sebagai [[Katai coklat|katai coklat di]] bawah definisi istilah-istilah ini yang digunakan oleh Kelompok Kerja [[Persatuan Astronomi Internasional|IAU]] tentang Planet Ekstrasolar.<ref>{{Cite web|url=http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html|title=Definition of a "Planet"|publisher=Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union|archive-url=https://web.archive.org/web/20060916161707/http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html|archive-date=16 September 2006|dead-url=yes|access-date=16 November 2008}}</ref></span> <span data-segmentid="487" class="cx-segment">Jika perkiraan massa benar, sistem HR 8799 adalah sistem multi-planet multi-planet pertama yang dicitrakan langsung.<ref name="Gemini20082">{{Cite press release}}</ref></span> <span data-segmentid="488" class="cx-segment">Gerakan orbital dari planet-planet ini berada dalam arah berlawanan arah jarum jam dan dikonfirmasi melalui berbagai pengamatan yang berasal dari tahun 1998.<ref name="Marois20083"/></span> <span data-segmentid="489" class="cx-segment">Sistem ini lebih cenderung stabil jika planet "e", "d" dan "c" berada dalam resonansi 4: 2: 1, yang akan menyiratkan bahwa orbit planet ''d'' memiliki eksentrisitas melebihi 0,04 untuk mencocokkan kendala pengamatan.</span> <span data-segmentid="490" class="cx-segment">Sistem planet dengan massa paling cocok dari model evolusi akan stabil jika tiga planet terluar berada dalam [[resonansi orbit]]al 1: 2: 4 (mirip dengan [[Resonansi orbit|resonansi Laplace]] antara tiga [[Satelit-satelit Galileo|satelit Galilea]] bagian dalam Jupiter: [[Io]], [[Europa (satelit)|Europa]] dan [[Ganimede (satelit)|Ganimede]] serta tiga planet di sistem [[Gliese 876]] ).<ref name="Marois20117"/></span> <span data-segmentid="498" class="cx-segment">Namun, sekarang diyakini bahwa planet b tidak beresonansi dengan 3 planet lainnya.</span> <span data-segmentid="499" class="cx-segment">Jika dikonfirmasi, sistem planetary HR 8799 akan menjadi sistem ekstrasolar kedua yang diamati dengan resonansi berganda.</span> <span data-segmentid="500" class="cx-segment">Keempat planet masih menyala merah panas karena usia mereka yang muda dan lebih besar dari Jupiter dan seiring waktu mereka akan mendingin dan menyusut ke ukuran 0,8 hingga 1,0 jari-jari Jupiter.</span>

<span data-segmentid="501" class="cx-segment">Fotometri broadband planet b, c dan d telah menunjukkan bahwa mungkin ada awan yang signifikan di atmosfernya,<ref name="Currie20112"/> sedangkan spektroskopi inframerah planet b dan c menunjuk ke {{Chem2|CO}} / {{Chem2|CH4}} non-ekuilibrium kimia.<ref name="Marois20117"/></span> <span data-segmentid="502" class="cx-segment">Pengamatan dekat-inframerah dengan [[Proyek 1640]] spektograf lapangan integral pada Observatorium Palomar telah menunjukkan bahwa komposisi antara keempat planet sangat bervariasi.</span> <span data-segmentid="504" class="cx-segment">Ini adalah kejutan karena planet-planet mungkin terbentuk dengan cara yang sama dari cakram yang sama dan memiliki luminositas serupa.<ref name="Gilliland">{{Cite journal|last=Oppenheimer|first=B. R.|title=Reconnaissance of the HR 8799 Exosolar System I: Near IR Spectroscopy|journal=The Astrophysical Journal|volume=768|page=24|arxiv=1303.2627|bibcode=2013ApJ...768...24O|doi=10.1088/0004-637X/768/1/24}}</ref></span>

=== Spektrum Planet ===
[[Berkas:Spectrum of planet around HR 8799 (annotated).jpg|kiri|jmpl|<span data-segmentid="506" class="cx-segment">Spektrum dari planet ekstrasurya raksasa yang mengorbit di sekitar bintang HR 8799 yang cerah dan sangat muda, sekitar 130 tahun cahaya.</span> <span data-segmentid="507" class="cx-segment">Spektrum bintang dan planet ini diperoleh dengan instrumen optik adaptif NACO pada [[Very Large Telescope]] milik [[Observatorium Selatan Eropa|ESO]].</span>]]
<span data-segmentid="510" class="cx-segment">Sejumlah penelitian telah menggunakan spektrum planet-planet HR 8799 untuk menentukan komposisi kimianya dan membatasi skenario pembentukannya.</span> <span data-segmentid="511" class="cx-segment">Studi spektroskopi pertama planet b (dilakukan pada panjang gelombang inframerah-dekat) mendeteksi penyerapan air yang kuat, yang mengindikasikan atmosfer kaya hidrogen.</span> <span data-segmentid="512" class="cx-segment">Penyerapan metana dan karbon monoksida yang lemah di atmosfer planet ini juga terdeteksi, menunjukkan pencampuran vertikal atmosfer yang efisien dan disekuilibrium {{Chem2|CO}} / {{Chem2|CH4}} </span> <nowiki><br></nowiki> <span data-segmentid="512" class="cx-segment">rasio di photosphere.</span> <span data-segmentid="513" class="cx-segment">Dibandingkan dengan model atmosfer planet, spektrum pertama planet b ini paling cocok dengan model peningkatan [[Metalisitas|keasaman]] (sekitar 10 kali keaslian Matahari), yang dapat mendukung gagasan bahwa planet ini terbentuk melalui akresi inti.<ref>{{Cite journal|last=Barman|first=Travis S.|last2=Macintosh|first2=Bruce|date=2011|title=Clouds and Chemistry in the Atmosphere of Extrasolar Planet HR8799b|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/733/1/65/pdf/apj_733_1_65.pdf|journal=Astrophysical Journal|publisher=AAS|volume=733|issue=65|pages=|arxiv=1103.3895|bibcode=2011ApJ...733...65B|doi=10.1088/0004-637X/733/1/65|access-date=9 April 2013}}</ref></span>

<span data-segmentid="515" class="cx-segment">Spektrum simultan pertama dari keempat planet yang diketahui dalam sistem HR 8799 diperoleh pada 2012 menggunakan instrumen Project 1640 di Palomar Observatory.</span> <span data-segmentid="516" class="cx-segment">Spektra inframerah-dekat dari instrumen ini mengkonfirmasi warna merah dari keempat planet dan paling cocok dengan model atmosfer planet yang termasuk awan.</span> <span data-segmentid="517" class="cx-segment">Meskipun spektrum ini tidak secara langsung berhubungan dengan objek astrofisika yang diketahui, beberapa spektrum planet menunjukkan kesamaan dengan katai coklat tipe L dan T dan spektrum sisi malam Saturnus.</span> <span data-segmentid="518" class="cx-segment">Implikasi dari spektrum simultan dari keempat planet yang diperoleh dengan Proyek 1640 dirangkum sebagai berikut: Planet b mengandung amonia dan / atau asetilena serta karbon dioksida, tetapi memiliki sedikit metana; Planet c mengandung amonia, mungkin beberapa asetilena tetapi bukan karbon dioksida atau metana besar; Planet d mengandung asetilena, metana, dan karbon dioksida tetapi amonia tidak terdeteksi secara pasti; Planet e mengandung metana dan asetilena tetapi tidak ada amonia atau karbon dioksida.</span> <span data-segmentid="519" class="cx-segment">Spektrum planet e mirip dengan spektrum Saturnus yang memerah.</span>

<span data-segmentid="520" class="cx-segment">Spektroskopi inframerah-dekat resolusi sedang, yang diperoleh dengan teleskop Keck, secara pasti mendeteksi karbon monoksida dan garis-garis penyerapan air di atmosfer planet c.</span> <span data-segmentid="521" class="cx-segment">Rasio karbon terhadap oksigen, yang dianggap sebagai indikator yang baik dari sejarah pembentukan planet-planet raksasa, untuk planet c diukur sedikit lebih besar daripada bintang host HR 8799.</span> <span data-segmentid="522" class="cx-segment">Rasio karbon terhadap oksigen yang ditingkatkan dan kadar C dan O yang berkurang di planet c mendukung sejarah di mana planet ini terbentuk melalui akresi inti.<ref name="AAAS">{{Cite journal|last=Konopacky|first=Quinn M.|last2=Barman|first2=Travis S.|date=2013|title=Detection of Carbon Monoxide and Water Absorption Lines in an Exoplanet Atmosphere|url=http://www.sciencemag.org/content/339/6126/1398.full.pdf|journal=Science|publisher=AAAS|volume=339|issue=6126|pages=1398–1401|arxiv=1303.3280|bibcode=2013Sci...339.1398K|doi=10.1126/science.1232003|pmid=23493423|access-date=9 April 2013|archive-date=2015-09-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20150924163612/http://www.sciencemag.org/content/339/6126/1398.full.pdf|dead-url=no}}</ref></span> <span data-segmentid="523" class="cx-segment">Namun, penting untuk dicatat bahwa kesimpulan tentang sejarah pembentukan planet hanya berdasarkan komposisinya mungkin tidak akurat jika planet tersebut telah mengalami migrasi yang signifikan, evolusi kimia, atau pengerukan inti.</span> <span data-segmentid="524" class="cx-segment">Kemudian, pada November 2018, para peneliti mengkonfirmasi keberadaan air dan tidak adanya [[metana]] di atmosfer {{Nowrap|HR 8799 c}} menggunakan spektroskopi resolusi tinggi dan optik adaptif inframerah-dekat ( [[Observatorium W. M. Keck|NIRSPAO]] ) di Observatorium Keck.<ref name="EA-20181120">{{Cite web|url=http://www.keckobservatory.org/hr8799c/|title=Exoplanet Stepping Stones|date=20 November 2018|publisher=W. M. Keck Observatory|access-date=14 February 2018|archive-date=2023-03-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20230320223037/https://www.keckobservatory.org/hr8799c|dead-url=no}}</ref><ref name="AJ-20181120">{{Cite journal|last=Wang|first=Ji|last2=Mawet|first2=Dimitri|last3=Fortney|first3=Jonathan J.|last4=Hood|first4=Callie|last5=Morley|first5=Caroline V.|last6=Benneke|first6=Björn|displayauthors=1|date=December 2018|title=Detecting Water in the Atmosphere of HR 8799 c with ''L''-band High-dispersion Spectroscopy Aided by Adaptive Optics|journal=[[The Astronomical Journal]]|volume=156|issue=6|at=272|arxiv=1809.09080|bibcode=2018AJ....156..272W|doi=10.3847/1538-3881/aae47b}}</ref></span>

<span data-segmentid="527" class="cx-segment">Warna merah dari planet-planet dapat dijelaskan oleh keberadaan besi dan awan atmosfer silikat, sementara gravitasi permukaannya yang rendah mungkin menjelaskan konsentrasi disequilibrium karbon monoksida yang kuat dan kurangnya penyerapan metana yang kuat.<ref name="AAAS2">{{Cite journal|last=Konopacky|first=Quinn M.|last2=Barman|first2=Travis S.|date=2013|title=Detection of Carbon Monoxide and Water Absorption Lines in an Exoplanet Atmosphere|url=http://www.sciencemag.org/content/339/6126/1398.full.pdf|journal=Science|publisher=AAAS|volume=339|issue=6126|pages=1398–1401|arxiv=1303.3280|bibcode=2013Sci...339.1398K|doi=10.1126/science.1232003|pmid=23493423|access-date=9 April 2013|archive-date=2015-09-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20150924163612/http://www.sciencemag.org/content/339/6126/1398.full.pdf|dead-url=no}}</ref></span>

=== Disk Puing ===
[[Berkas:HR 8799 Debris Disk.jpg|jmpl|<span data-segmentid="529" class="cx-segment">Gambar inframerah Spitzer dari disk puing HR 8799, Januari 2009.</span> <span data-segmentid="530" class="cx-segment">Titik kecil di tengah adalah ukuran orbit Pluto.</span>]]
<span data-segmentid="531" class="cx-segment">Pada Januari 2009 [[Teleskop luar angkasa Spitzer|Spitzer Space Telescope]] memperoleh gambar disk puing di sekitar HR 8799.</span> <span data-segmentid="533" class="cx-segment">Tiga komponen disk puing dibedakan:</span>

# <span data-segmentid="534" class="cx-segment">Debu hangat (T ~ 150 K) mengorbit di dalam planet terdalam (e).</span> <span data-segmentid="535" class="cx-segment">Tepi dalam dan luar sabuk ini dekat dengan resonansi 4: 1 dan 2: 1 dengan planet ini.<ref name="Marois20117"/></span>
# <span data-segmentid="536" class="cx-segment">Zona luas debu dingin (T ~ 45 K) dengan tepi bagian dalam yang tajam mengorbit tepat di luar planet terluar (b).</span> <span data-segmentid="537" class="cx-segment">Tepi bagian dalam sabuk ini kira-kira beresonansi 3: 2 dengan planet tersebut, mirip dengan [[Sabuk Kuiper|sabuk]] [[Neptunus]] dan [[Sabuk Kuiper|Kuiper]] .<ref name="Marois20117" /></span>
# <span data-segmentid="540" class="cx-segment">Lingkaran dramatis butiran kecil yang berasal dari komponen debu dingin.</span>

<span data-segmentid="541" class="cx-segment">Lingkaran halo tidak biasa dan menyiratkan tingkat aktivitas dinamis yang tinggi yang kemungkinan disebabkan oleh pengadukan gravitasi oleh planet-planet masif.<ref>{{Cite journal|last=Su|first=K. Y. L.|last2=Rieke|first2=G. H.|last3=Stapelfeldt|first3=K. R.|last4=Malhotra|first4=R.|last5=Bryden|first5=G.|last6=Smith|first6=P. S.|last7=Misselt|first7=K. A.|last8=Moro-Martin|first8=A.|last9=Williams|first9=J. P.|year=2009|title=The Debris Disk Around HR 8799|journal=The Astrophysical Journal|volume=705|pages=314|arxiv=0909.2687|bibcode=2009ApJ...705..314S|doi=10.1088/0004-637X/705/1/314}}</ref></span> <span data-segmentid="542" class="cx-segment">Tim Spitzer mengatakan bahwa tabrakan kemungkinan terjadi di antara badan-badan yang serupa dengan yang ada di Sabuk Kuiper dan bahwa tiga planet besar mungkin belum menetap di orbit terakhir yang stabil.<ref name="spitzer1">{{Cite web|url=http://spitzer.caltech.edu/news/1000-feature09-16-Unsettled-Youth-Spitzer-Observes-a-Chaotic-Planetary-System|title=Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System|date=4 November 2009|publisher=NASA Spitzer Space Telescope|access-date=8 November 2009|archive-date=2019-11-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20191113185102/http://www.spitzer.caltech.edu/news/1000-feature09-16-Unsettled-Youth-Spitzer-Observes-a-Chaotic-Planetary-System|dead-url=no}}</ref></span>

<span data-segmentid="543" class="cx-segment">Dalam foto tersebut, bagian awan debu yang cerah dan berwarna kuning-putih berasal dari cakram dingin luar.</span> <span data-segmentid="544" class="cx-segment">Lingkaran debu besar yang membentang, terlihat oranye-merah, memiliki diameter ≈ 2.000 AU.</span> <span data-segmentid="545" class="cx-segment">Diameter orbit Pluto (≈ 80 AU) ditunjukkan untuk referensi sebagai titik di tengah.<ref>{{Cite web|url=http://spitzer.caltech.edu/images/2781-sig09-008-A-Picture-of-Unsettled-Planetary-Youth|title=A Picture of Unsettled Planetary Youth|date=4 November 2009|publisher=NASA Spitzer Space Telescope|access-date=8 November 2009|archive-date=2020-02-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20200214132816/http://www.spitzer.caltech.edu/images/2781-sig09-008-A-Picture-of-Unsettled-Planetary-Youth|dead-url=no}}</ref></span>

<span data-segmentid="546" class="cx-segment">Disk ini sangat tebal sehingga mengancam stabilitas sistem muda.<ref name="MooreQuillen">{{Cite journal|last=Moore|first=Alexander J.|last2=Quillen|first2=Alice C.|date=2013|title=Effects of a planetesimal debris disk on stability scenarios for the extrasolar planetary system HR 8799|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=430|pages=320–329|arxiv=1301.2004|bibcode=2013MNRAS.430..320M|doi=10.1093/mnras/sts625}}</ref></span>

=== <span data-segmentid="547" class="cx-segment">Konografi Vortex: Diuji untuk teknologi pencitraan kontras tinggi</span> ===
Up until the year 2010, telescopes could only directly image exoplanets under exceptional circumstances. Specifically, it is easier to obtain images when the planet is especially large (considerably larger than Jupiter), widely separated from its parent star, and hot so that it emits intense infrared radiation. However, in 2010 a team from NASAs Jet Propulsion Laboratory demonstrated that a vortex coronagraph could enable small scopes to directly image planets.<sup>[34]</sup> They did this by imaging the previously imaged HR 8799 planets using just a 1.5 m portion of the Hale Telescope.

== Catatan ==
<references group="note" />