Ero sivun ”HR 8799” versioiden välillä

Wikipediasta
Siirry navigaatioon Siirry hakuun
Selaa historiaa interaktiivisesti
[arvioimaton versio][katsottu versio]
← Vanhempi muutos
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
VisuaalinenWikiteksti
Muro Bot (keskustelu | muokkaukset)
4 360 muokkausta
p Botti lisäsi: it:HR 8799
Pelastettu 1 lähde(ttä) ja merkitty 0 kuolleeksi.) #IABot (v2.0.9.5
 
(27 välissä olevaa versiota 20 käyttäjän tekeminä ei näytetä)
Rivi 31: Rivi 31:
'''HR 8799''' eli '''HD 218396''' on [[Pegasus (tähdistö)|Pegasuksen]] tähdistössä oleva 129 [[valovuosi|valovuoden]] päässä oleva valkea tähti. Siltä on suoraan valokuvattu kolme massiivista [[eksoplaneetta]]a, jotka ovat enimmäkseen kaasumaisia [[jättiläisplaneetta|jättiläisplaneettoja]] kaukana keskustähdestään. HR 8799:llä on ympärillään myös [[pölykoekko|pölyrengas]]. Planeetat kiertävät pölyrenkaan sisäpuolella.
'''HR 8799''' eli '''HD 218396''' on [[Pegasus (tähdistö)|Pegasuksen]] tähdistössä oleva 129 [[valovuosi|valovuoden]] päässä oleva valkea tähti. Siltä on suoraan valokuvattu kolme massiivista [[eksoplaneetta]]a, jotka ovat enimmäkseen kaasumaisia [[jättiläisplaneetta|jättiläisplaneettoja]] kaukana keskustähdestään. HR 8799:llä on ympärillään myös [[pölykoekko|pölyrengas]]. Planeetat kiertävät pölyrenkaan sisäpuolella.


== Tähti ==
==Tähti==
⚫
HR 8799:n [[näennäinen kirkkaus]] on 5,964, eli käytännössä se ei näy paljain silmin. Tähden [[spektrityyppi]] on A5V, eli se on tyypillinen valkea [[pääsarjan tähti]].

⚫
HR 8799:n [[Näennäinen kirkkaus]] on 5.964, eli käytännössä se ei näy paljain silmin. Tähden [[spektrityyppi]] on A5V, eli se on tyypillinen valkea [[pääsarjan tähti]].
HR 8799 on [[Gamma Doradus]]-tyypin [[muuttuva tähti|muuttuja]] nimellä ''V342 Pegasi''. Etäisyys [[parsek]]eina 39 +-1.
HR 8799 on [[Gamma Doradus]]-tyypin [[muuttuva tähti|muuttuja]] nimellä ''V342 Pegasi''. Etäisyys [[parsek]]eina 39 +-1.
[[Absoluuttinen kirkkaus]] 2.99, [[väri-indeksi]] B-V 0.234. Pintalämpötila 7170 - 7347 kelviniä. [[Luminositeetti]] 4.9 [[Aurinko]]a. Arvioitu massa 1.5 ± 0.3 [[auringon massa]]a, säde 1.6 [[auringon säde]]ttä. Tähti pyörii melko nopeasti, sen pyörimisnopeus näkösäteen suunnassa ''v sin i'' on noin 45 km/s. [[Tähden ikä]] on noin 60, eli välillä 30-160 miljoonaa vuotta. [[Tähden metallipitoisuus]] [Fe/H] −0.47.
[[Absoluuttinen kirkkaus]] 2,99, [[väri-indeksi]] B-V 0,234. Pintalämpötila 7 170 - 7 347 kelviniä. [[Luminositeetti]] 4,9 [[Aurinko]]a. Arvioitu massa 1,5 ± 0,3 [[auringon massa]]a, säde 1,6 [[auringon säde]]ttä. Tähti pyörii melko nopeasti: sen pyörimisnopeus näkösäteen suunnassa ''v sin i'' on noin 45 km/s. [[Tähden ikä]] on noin 60{{selvennä|60 mitä?}} eli välillä 30-160 miljoonaa vuotta. [[Tähden metallipitoisuus]] [Fe/H] on −0,47.{{selvennä|Miten voi olla negatiivinen pitoisuus.}}


== Pölyrengas ja eksoplaneetat ==
==Pölyrengas ja eksoplaneetat==


[[Kuva:444226main exoplanet20100414-a-full.jpg|thumb|220px|HR8799:n planeetat näkyvät vain pisteinä kaukoputkessa.]]


⚫
Tähden [[pölyrengas|pölyrenkaan]] sisäreuna on noin 75 [[astronominen yksikkö|AU]]:n päässä tähdestä.
⚫
Pölyrengas on massiivisimpia tunnettuja 300 valovuoden säteellä Maasta<ref>http://www.marketwire.com/press-release/National-Research-Council-Canada-Nrc-920886.html {{Wayback|1=http://www.marketwire.com/press-release/National-Research-Council-Canada-Nrc-920886.html |päiväys=20090109132146 }}</ref>. Tähdeltä on kuvattu kolme eksoplaneettaa, jotka koostuvat pääosin kaasusta ja ovat eksoplaneetoiksikin massiivisia. Planeetat näkyvät lähi-infrapunakuvissa<ref>http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231 {{Wayback|1=http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231 |päiväys=20131126160805 }}</ref> pisteinä. Planeettojen nimet ovat etäisyysjärjestyksessä [[HR 8799 d]], [[HR 8799 c]] ja [[HR 8799 b]]<ref>http://exoplanet.eu/star.php?st=HR+8799 </ref>. Planeettojen massat ovat noin 5-13 [[Jupiterin massa]]a. Uloin planeetta kiertää juuri [[Kuiperin vyöhyke]]ttä vastaavan pölykiekon sisäpuolella 64 AU:n etäisyydellä. Pölykiekon sisäreunahan on 74 AU:n etäisyydellä. Vertailun vuoksi, jos oletetaan, että keskustähti on 4,9 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko, [[Neptunus|Neptunuksen]] [[Planeettojen pintalämpötilat|lämpötilaa]] vastaava etäisyys on HR 8799:lle noin 66 AU.


⚫
Planeetat löytyivät Havaijin Gemini- ja Keck-teleskoopeilla, joissa oli käytetty ilmakehän häiriöitä korjaavaa [[adaptiivinen optiikka|adaptiivista optiikkaa]]. Planeetat näkyvät, koska ne ovat niin suuria ja niin kaukana keskustähdestään.
⚫
Tähden [[pölyrengas|pölyrenkaan]] sisäreuna on noin 75 [[AU]]:n päässä tähdestä.
⚫
Pölyrengas on massiivisimpia tunnettuja 300 valovuoden säteellä Maasta<ref>http://www.marketwire.com/press-release/National-Research-Council-Canada-Nrc-920886.html </ref>. Planeetalta on kuvattu kolme eksoplaneettaa, jotka koostuvat pääosin kaasusta ja ovat eksoplaneetoiksikin massiivisia. Planeetat näkyvät lähi-infrapunakuvissa<ref>http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231 </ref> pisteinä. Planeettojen nimet ovat etäisyysjärjestyksessä [[HR 8799 d]], [[HR 8799 c]] ja [[HR 8799 b]]<ref>http://exoplanet.eu/star.php?st=HR+8799 </ref>. Planeettojen massat ovat noin 5-13 [[Jupiterin massa]]a. Uloin planeetta kiertää juuri [[Kuiperin vyöhyke]]ttä vastaavan pölykiekon sisäpuolella 64 AU:n etäisyydellä. Pölykiekon sisäreunahan on 74 AU:n etäisyydellä. Vertailun vuoksi, jos oletetaan että keskustähti on 4.9 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko, [[Neptunus|Neptunuksen]] [[Planeettojen pintalämpötilat|lämpötilaa]] vastaava etäisyys on HR 8799:lle noin 66 AU.


Pian alkuperäisen löydön jälkeen kanadalais-amerikkalainen tutkijaryhmä sovelsi uutta kuvankäsittelyalgoritmia [[Hubble-avaruusteleskooppi|Hubble-avaruusteleskoopin]] [[NICMOS]]-kameralla vuonna [[1998]] muuta tutkimusta varten otettuihin kuviin, ja planeetta HR 8799 b saatiin näkyviin myös niistä. Näistä kuvista saatu tieto HR 8799 b:n liikkeestä tukee alkuperäisiä havaintoja.<ref>http://arxiv.org/abs/0902.3247</ref> Sittemmin HR 8799 b on havaittu myös kuvista, jotka otettiin tähteä ympäröivän pölykiekon tutkimiseen [[Havaiji]]n [[Mauna Kea]]lla sijaitsevasta [[Subaru-teleskooppi|Subaru-teleskoopilla]] vuonna [[2002]]<ref>http://arxiv.org/abs/0903.1919</ref>.
⚫
Planeetat löytyivät Havaijin Gemini- ja Keck- teleskoopeilla, joissa oli käytetty ilmakehän häiriöitä suodattavaa [[aktiivinne optiikka|aktiivista]] tai [[adaptiivinen optiikka|adaptiivista optiikkaa]]. Planeetat näkyvät, koska ovat niin suuria ja niin kaukana keskustähdestään.


Näiden planeettojen olemassaolo saattaa olla haaste nykyiselle [[kasautumisteoria]]lle, jonka mukaan plamneetta syntyivät pienemmistä kappaleista kasautumalla. Kasautumisteorian mukaan ensin olisi syntynyt törmäilevistä asteroideista kivinen ja jäinen ydin, joka kasvettuaan olisi kyllin suureksi olis alkanut kerätä kaasua ympärilleen ja olis syntynyt enimmäkseen kaasusta koostuva palneetta.
Näiden planeettojen olemassaolo saattaa olla haaste nykyiselle [[kasautumisteoria]]lle, jonka mukaan planeetat syntyivät pienemmistä kappaleista kasautumalla. Kasautumisteorian mukaan ensin olisi syntynyt törmäilevistä asteroideista kivinen ja jäinen ydin, joka kasvettuaan kyllin suureksi olisi alkanut kerätä kaasua ympärilleen ja olisi syntynyt enimmäkseen kaasusta koostuva planeetta.
Jättisuuret kaasuplaneetat saattavat kertoa, että ainakin joissain tilanteissa [[kiekkoepävakaisuusteoria]] selittää planeettojen syntyä paremmin. Kiekkoepävakaisuuteoriassa Aurinkoa ympäröivässä sumussa syntyy tiivistymiä, jotka kutistuvat oman painovoimansa ansiosta kaasuplaneetoiksi<ref>http://www.newscientist.com/article/dn16033-first-images-captured-of-alien-solar-system.html?page=2</ref>.
Jättisuuret kaasuplaneetat saattavat kertoa, että ainakin joissain tilanteissa [[kiekkoepävakaisuusteoria]] selittää planeettojen syntyä paremmin. Kiekkoepävakaisuuteoriassa Aurinkoa ympäröivässä sumussa syntyy tiivistymiä, jotka kutistuvat oman painovoimansa ansiosta kaasuplaneetoiksi<ref>http://www.newscientist.com/article/dn16033-first-images-captured-of-alien-solar-system.html?page=2</ref>.


{| {{prettytable}}
{| {{Wikitable}}
|- style="background:#eeeeff; text-align:center"
|- style="background:#eeeeff; text-align:center"
! width="150" | Nimi
! width="150" | Nimi
! width="100" | [[Massa]] [[Jupiter|M<sub>J</sub>]]
! width="100" | [[Massa]] [[Jupiter|M<sub>J</sub>]]
! Etäisyys [[tähtitieteellinen yksikkö|AU]]
! Etäisyys [[astronominen yksikkö|AU]]
! width="100" | [[Kiertoaika]] vuotta
! width="100" | [[Kiertoaika]] vuotta
! width="100" | [[Planeetan säde|Säde]] [[Jupiter|R<sub>J</sub>]]
! width="100" | [[Planeetan säde|Säde]] [[Jupiter|R<sub>J</sub>]]
Rivi 77: Rivi 78:
<!-- tähti jolla on eksoplaneetta -->
<!-- tähti jolla on eksoplaneetta -->


==Viitteet==
==Lähteet==
{{Viitteet}}
{{Viitteet}}


{{Pegasuksen tähdistö}}
{{Pegasuksen tähdistö}}


[[Luokka:Tähdet]]
[[Luokka:Pääsarjan tähdet]]
[[Luokka:Tähdet, joilla on pölykiekko]]

[[Luokka:Planeettajärjestelmät]]
[[bn:এইচআর ৮৭৯৯]]
[[en:HR 8799]]
[[es:HR 8799]]
[[fa:اچ‌آر ۸۷۹۹]]
[[fr:HR 8799]]
[[ko:HR 8799]]
[[it:HR 8799]]
[[hu:HR 8799]]
[[ja:HR 8799]]
[[pl:HR 8799]]
[[ru:HR 8799]]
[[sv:HR 8799]]
[[ta:எச்ஆர் 8799]]

Nykyinen versio 24. syyskuuta 2024 kello 17.35

HR 8799
Flamsteedin designaatio V342 Peg
HD-designaatio HD 218396
Muut designaatiot BD +20°5278, SAO 91022, FK5 3850, HIP 114189
Fyysiset ominaisuudet
Näennäinen kirkkaus 5,964 mv
Spektriluokka A5 V
Pyörimisnopeus ? , pyörähdysaika ?
Astrometriset ominaisuudet
Tähdistö Pegasus, Peg
Rektaskensio (J2000) 23h 7m 28.7s
Deklinaatio (J2000) 21° 08' 3.3"
Etäisyys 127,1 ± 3,2 valovuotta, 39 ± 1 parsekia
Parallaksi 25,04 +/- 0,85 mas
Säteisnopeus −11,5 km/s
Ominaisliike RA 107,88
dekl. −50,08 mas/v
Näkyy leveysasteiden 90° N
ja 69° S välillä.

HR 8799 eli HD 218396 on Pegasuksen tähdistössä oleva 129 valovuoden päässä oleva valkea tähti. Siltä on suoraan valokuvattu kolme massiivista eksoplaneettaa, jotka ovat enimmäkseen kaasumaisia jättiläisplaneettoja kaukana keskustähdestään. HR 8799:llä on ympärillään myös pölyrengas. Planeetat kiertävät pölyrenkaan sisäpuolella.

Tähti

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

HR 8799:n näennäinen kirkkaus on 5,964, eli käytännössä se ei näy paljain silmin. Tähden spektrityyppi on A5V, eli se on tyypillinen valkea pääsarjan tähti. HR 8799 on Gamma Doradus-tyypin muuttuja nimellä V342 Pegasi. Etäisyys parsekeina 39 +-1. Absoluuttinen kirkkaus 2,99, väri-indeksi B-V 0,234. Pintalämpötila 7 170 - 7 347 kelviniä. Luminositeetti 4,9 Aurinkoa. Arvioitu massa 1,5 ± 0,3 auringon massaa, säde 1,6 auringon sädettä. Tähti pyörii melko nopeasti: sen pyörimisnopeus näkösäteen suunnassa v sin i on noin 45 km/s. Tähden ikä on noin 60selvennä eli välillä 30-160 miljoonaa vuotta. Tähden metallipitoisuus [Fe/H] on −0,47.selvennä

Pölyrengas ja eksoplaneetat

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
HR8799:n planeetat näkyvät vain pisteinä kaukoputkessa.

Tähden pölyrenkaan sisäreuna on noin 75 AU:n päässä tähdestä. Pölyrengas on massiivisimpia tunnettuja 300 valovuoden säteellä Maasta[1]. Tähdeltä on kuvattu kolme eksoplaneettaa, jotka koostuvat pääosin kaasusta ja ovat eksoplaneetoiksikin massiivisia. Planeetat näkyvät lähi-infrapunakuvissa[2] pisteinä. Planeettojen nimet ovat etäisyysjärjestyksessä HR 8799 d, HR 8799 c ja HR 8799 b[3]. Planeettojen massat ovat noin 5-13 Jupiterin massaa. Uloin planeetta kiertää juuri Kuiperin vyöhykettä vastaavan pölykiekon sisäpuolella 64 AU:n etäisyydellä. Pölykiekon sisäreunahan on 74 AU:n etäisyydellä. Vertailun vuoksi, jos oletetaan, että keskustähti on 4,9 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko, Neptunuksen lämpötilaa vastaava etäisyys on HR 8799:lle noin 66 AU.

Planeetat löytyivät Havaijin Gemini- ja Keck-teleskoopeilla, joissa oli käytetty ilmakehän häiriöitä korjaavaa adaptiivista optiikkaa. Planeetat näkyvät, koska ne ovat niin suuria ja niin kaukana keskustähdestään.

Pian alkuperäisen löydön jälkeen kanadalais-amerikkalainen tutkijaryhmä sovelsi uutta kuvankäsittelyalgoritmia Hubble-avaruusteleskoopin NICMOS-kameralla vuonna 1998 muuta tutkimusta varten otettuihin kuviin, ja planeetta HR 8799 b saatiin näkyviin myös niistä. Näistä kuvista saatu tieto HR 8799 b:n liikkeestä tukee alkuperäisiä havaintoja.[4] Sittemmin HR 8799 b on havaittu myös kuvista, jotka otettiin tähteä ympäröivän pölykiekon tutkimiseen Havaijin Mauna Kealla sijaitsevasta Subaru-teleskoopilla vuonna 2002[5].

Näiden planeettojen olemassaolo saattaa olla haaste nykyiselle kasautumisteorialle, jonka mukaan planeetat syntyivät pienemmistä kappaleista kasautumalla. Kasautumisteorian mukaan ensin olisi syntynyt törmäilevistä asteroideista kivinen ja jäinen ydin, joka kasvettuaan kyllin suureksi olisi alkanut kerätä kaasua ympärilleen ja olisi syntynyt enimmäkseen kaasusta koostuva planeetta. Jättisuuret kaasuplaneetat saattavat kertoa, että ainakin joissain tilanteissa kiekkoepävakaisuusteoria selittää planeettojen syntyä paremmin. Kiekkoepävakaisuuteoriassa Aurinkoa ympäröivässä sumussa syntyy tiivistymiä, jotka kutistuvat oman painovoimansa ansiosta kaasuplaneetoiksi[6].

Nimi Massa MJ Etäisyys AU Kiertoaika vuotta Säde RJ
HR 8799 d 10 ± 3 ~24 100 1,2 ± 0,1
HR 8799 c 10 ± 3 ~38 189 1,2 ± 0,1
HR 8799 b 7 (-2/+4) ~68 466 1,1 ± 0,1

Lähteet

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Pegasuksen tähdistö (Pegasus) » luettelo tähdistä, luokka
Tähdet

ε Peg, β Peg, α Peg, γ Peg, η Peg, ζ Peg, μ Peg, θ Peg, ι Peg, λ Peg, 1 Peg, κ Peg, ξ Peg, π Peg, 9 Peg, υ Peg, 2 Peg, 55 Peg, 70 Peg, τ Peg, ψ Peg, 56 Peg, 32 Peg, 35 Peg, χ Peg, ο Peg, 31 Peg, ν Peg, ρ Peg, 78 Peg, 72 Peg, 57 Peg, φ Peg, 14 Peg, 16 Peg, 66 Peg, 77 Peg, 59 Peg, σ Peg, 12 Peg, 7 Peg, 82 Peg, 71 Peg, 13 Peg, 64 Peg, 30 Peg, 58 Peg, 51 Peg, 5 Peg, 75 Peg, 37 Peg, 15 Peg, 17 Peg, 86 Peg, 67 Peg, 87 Peg, 34 Vul, π1 Peg, 63 Peg, 36 Peg, 20 Peg, 11 Peg, 73 Peg, 38 Peg, 19 Peg, 4 Peg, 23 Peg, 34 Peg, 52 Peg, 80 Peg, 25 Peg, 85 Peg, 21 Peg, 40 Peg, 79 Peg, 69 Peg, 18 Peg, 3 Peg, 60 Peg, 33 Peg, 74 Peg, 45 Peg, 65 Peg, 76 Peg, 41 Peg, 39 Peg, 28 Peg, 61 Peg, HD 209458, HD 219828

Eksoplaneetat

51 Peg b, 79 Peg b, HD 209458 b, HD 219828 b

Noudettu kohteesta ”https://fi.wikipedia.org/w/index.php?title=HR_8799&oldid=22654436”