HR 8799
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1. 개요
HR 8799는 람다 뱀주인자리 부류에 속하는 별로, 금속 함량이 적은 특이한 스펙트럼을 보인다. F0 V형 별과 A5 V형 별의 특징을 모두 가지고 있으며, 나이는 약 3천만 년으로 추정된다. 4개의 외계 행성을 거느리고 있으며, 행성계는 먼지 원반으로 둘러싸여 있다. 2008년 직접 촬영을 통해 외계 행성이 발견되었으며, 이후 분광 관측과 먼지 원반 연구가 이루어졌다.
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HR 8799 c는 HR 8799를 공전하는 외계 행성으로, 2008년에 발견되었으며, 궤도 긴반지름은 42.9 AU이고, 공전 주기는 약 231.7년이며, 목성보다 크고 표면 온도는 약 820℃이다. - HR 8799 - HR 8799 d
2008년 직접 촬영으로 발견된 HR 8799 d는 HR 8799 항성계의 외계 행성으로, 약 24AU 거리에서 목성 질량의 5~13배이며 4:2:1 궤도 공명 관계를 가지고, 표면 온도는 700~1000 켈빈으로 추정된다. - 별주위원반 - 원시 행성계 원반
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| HR 8799 | |
|---|---|
| 명칭 | |
| 이름 | HR 8799 |
| 다른 이름 | 페가수스자리 V342 BD+20 5278 FK5 3850 GC 32209 HD 218396 HIP 114189 PPM 115157 SAO 91022 TYC 1718-2350-1 |
| 관측 정보 | |
| 기원 | J2000.0 |
| 별자리 | 페가수스자리 |
| 겉보기 등급 | 5.964 |
| 특징 | |
| 분광형 | kA5 hF0 mA5 V; 람다 부티스 |
| U-B 색지수 | −0.04 |
| B-V 색지수 | 0.234 |
| 변광성 유형 | 감마 도라두스 변광성 |
| 측성학적 정보 | |
| 시선 속도 | -11.5 ± 2 km/s |
| 고유 운동 (적경) | 108.284 ± 0.056 밀리초각/년 |
| 고유 운동 (적위) | −50.040 ± 0.059 밀리초각/년 |
| 연주 시차 | 24.4620 밀리초각 |
| 연주 시차 오차 | 0.0455 밀리초각 |
| 절대 등급 | 2.98 ± 0.08 |
| 물리적 특징 | |
| 질량 | 1.43 +0.06/-0.07 M☉ |
| 중원소 함량 | -0.52 ± 0.08 |
| 표면 중력 | 4.35 ± 0.05 |
| 나이 | 30 +20/-10 백만 년 |
| 광도 | 4.92 ± 0.41 L☉ |
| 자전 속도 | 37.5 ± 2 km/s |
| 표면 온도 | 7430 ± 75 K |
| 반지름 | 1.34 ± 0.05 R☉ |
| 행성계 | |
 | |
2. 위치 및 항성 특징
HR 8799는 육안 관측이 가능한 별이다. 겉보기 등급은 5.96이며, 페가수스 사각형의 서쪽 가장자리에 위치하며, 베타와 알파 페가시 사이의 거의 중간 지점에 있다. 별의 이름 'HR 8799'는 밝은 별 목록에서의 일련 번호이다.
2. 1. 항성 특징
HR 8799는 람다 뱀주인자리 항성으로, 상층 대기에 수소와 헬륨보다 무거운 원소("금속")가 비정상적으로 부족한 특이별이다. 이러한 특징 때문에, HR 8799와 같은 별은 매우 복잡한 스펙트럼형을 갖는다. 별의 스펙트럼에서 발머 계열의 광도 윤곽과 유효 온도는 F0 V형 별의 전형적인 특성과 가장 잘 일치하지만, 칼슘 II K 흡수선 및 기타 금속선의 세기는 A5 V형 별의 세기와 더 유사하다. 따라서 별의 스펙트럼형은 kA5 hF0 mA5 V; λ Boo로 표기된다.분광 데이터를 이용한 별진동 분석 결과, 별의 회전 경사는 40° 이상으로, 행성 궤도 경사각(약 20°± 10°)과 거의 같은 평면에 있지 않아, 별의 회전과 행성 공전 사이에 설명되지 않는 불일치가 있을 수 있다. 찬드라 X선 관측소 관측 결과, 약한 수준의 자기 활동이 나타났지만, X선 활동은 알타이르와 같은 A형 별보다 훨씬 강하다. 이는 별의 내부 구조가 F0 별과 더 유사함을 시사하며, 별 코로나의 온도는 약 3,000,000 K이다.
2. 1. 1. 화학 조성
HR 8799는 람다 뱀주인자리 (λ Boo) 부류에 속하는 특이별로, 상층 대기에서 수소와 헬륨보다 무거운 원소인 "금속"이 비정상적으로 부족하다. 이러한 특징으로 인해 HR 8799와 같은 별은 매우 복잡한 스펙트럼형을 갖는다. 별의 스펙트럼에서 발머 계열의 광도 프로파일과 유효 온도는 F0 V형 별의 특성과 유사하지만, 칼슘 II K 흡수선 및 기타 금속선의 세기는 A5 V형 별의 세기와 더 유사하다. 따라서 별의 스펙트럼형은 로 표기된다.이 별의 스펙트럼에 대한 이전 분석에 따르면 태양에 비해 탄소와 산소가 약간 과잉(각각 약 30% 및 10%)이었다. 그러나 2020년, 여러 데이터 소스를 활용한 스펙트럼 분석에서 이전 데이터의 불일치를 감지하고 별의 탄소 및 산소 풍부도가 태양과 같거나 약간 더 높다는 결론을 내렸다.
황의 경우, 일부 람다 뱀주인자리 별은 태양과 유사한 풍부도를 가지지만, HR 8799는 태양 수준의 약 35%에 불과하다. 또한 별은 나트륨보다 무거운 원소가 부족하다. 예를 들어, 철의 풍부도는 태양 철 풍부도의 28%에 불과했으나, 2020년 연구에서는 태양 값의 30%로 업데이트되었다.
다른 맥동하는 람다 뱀주인자리 별에 대한 별진동 관측에 따르면, 이러한 별의 특이한 풍부도 패턴은 표면에만 국한되어 있으며, 전체적인 조성은 더 정상적일 가능성이 높다. 이는 관측된 원소 풍부도가 별 주변 환경에서 금속이 부족한 가스의 강착 결과임을 나타낼 수 있다.
2. 1. 2. 나이와 진화
HR 8799는 람다 뱀주인자리 부류에 속하는 특이별로, 상층 대기에 "금속"(수소와 헬륨보다 무거운 원소)이 비정상적으로 부족하다. 별의 스펙트럼에서 발머 계열의 광도 프로파일과 유효 온도는 F0 V형 별과 유사하지만, 칼슘 II K 흡수선 및 기타 금속선의 세기는 A5 V형 별과 더 유사하여, 스펙트럼형은이 별의 나이는 측정 방법에 따라 차이가 있다. 파편 원반을 가진 별의 광도는 통계적으로 약 2,000만~1억 5,000만 년, 공간 운동이 유사한 별과의 비교는 3,000만~1억 6,000만 년, 헤르츠스프룽-러셀 도표 상의 위치는 3,000만~11억 2,800만 년의 나이를 시사한다. 별진동학 연구는 약 10억 년의 나이를 나타내기도 한다. 그러나 행성이 냉각 모델에 따르면 갈색 왜성이 된다는 점에서 논란이 있으며, 갈색 왜성은 이러한 구성에서 안정적이지 않을 것이다. 가장 잘 받아들여지는 나이는 3,000만 년으로, 콜럼바 성협에 속하는 별 그룹의 구성원인 것과 일치한다.
이전 스펙트럼 분석에서는 태양보다 탄소와 산소가 약간 과잉(각각 약 30%, 10%)된 것으로 나타났다. 황의 풍부도는 태양의 약 35%이며, 나트륨보다 무거운 원소는 부족하여, 철의 풍부도는 태양의 28%에 불과하다. 다른 맥동하는 람다 뱀주인자리 별에 대한 별진동 관측에 따르면, 이러한 특이한 풍부도 패턴은 표면에만 국한되며, 별 전체 조성은 더 정상적일 가능성이 있다. 이는 관측된 원소 풍부도가 별 주변 환경에서 금속이 부족한 가스의 강착 결과임을 나타낼 수 있다.
2020년 스펙트럼 분석에서는 이전 데이터의 불일치를 감지하고, 별의 탄소 및 산소 풍부도가 태양과 같거나 약간 더 높으며, 철의 풍부도는 태양 값의 30%로 결론 내렸다.
분광 데이터를 사용한 별진동 분석은 별의 회전 경사가 40° 이상임을 나타낸다. 이는 행성의 궤도 경사(약 20°± 10°)와 대략 같은 평면에 있는 것과 대조적으로, 별의 회전과 행성의 궤도 사이에 설명되지 않는 불일치가 있을 수 있다. 찬드라 X선 관측소 관측 결과 약한 수준의 자기 활동이 나타났지만, X선 활동은 알타이르와 같은 A형 별보다 훨씬 높다. 이는 별의 내부 구조가 F0 별과 더 유사함을 시사하며, 별 코로나의 온도는 약 3,000,000 K이다.
2. 1. 3. 자전과 자기장
HR 8799의 스펙트럼은 복잡한데, 수소의 발머선 윤곽과 유효 온도에 맞는 스펙트럼형은 F0이지만, 칼슘의 K선이나 기타 금속의 스펙트럼선은 A5형에 더 가깝다.[8]탄소나 산소의 함량은 태양보다 약간 높다. 목동자리 λ형 별에서는 황의 함량이 태양과 비슷한 경우가 많지만, 이 항성의 경우에는 태양의 35% 정도에 불과하다. 또한, 나트륨보다 무거운 원소도 적으며, 철의 함량은 태양의 28%밖에 되지 않는다. 별진동학 관측에서 목동자리 λ형 별의 원소 조성이 특이한 것은 표면적인 것이며, 항성 전체에서는 그렇지 않다고 추측되므로, 항성 주변에서 금속량이 낮은 가스가 강착된 영향으로 보인다.[9]
별진동학에 기반한 스펙트럼 분석에서, 이 항성의 자전축 경사각은 대략 40° 이상인 반면,[10] 이 항성계 행성 궤도 경사각은 약 20°로, 중심별의 자전과 행성의 공전 축에 차이가 있다.
찬드라 X선 관측 위성에 의한 관측에서는, A형 별에서 생각할 수 있는 것보다 강한 연 X선 방출을 감지하여, 내부 구조는 F0형에 가깝다고 보인다.[11]
3. 행성계
2008년 11월 13일, 캐나다 국립 연구 위원회 허츠버그 천체물리학 연구소의 크리스찬 마로이스(Christian Marois)와 그의 연구팀은 W. M. 케크 천문대와 제미니 천문대 망원경을 이용하여 별 주위를 공전하는 세 개의 외계 행성을 직접 관측했다고 발표했다. 이 관측은 하와이에서 이루어졌으며, 두 경우 모두 적응 광학을 사용하여 적외선으로 관측했다. 이후 1998년에 허블 우주 망원경의 근적외선 카메라 및 다중 물체 분광기(NICMOS) 장비로 얻은 적외선 이미지에서 세 개의 외행성이 재발견되었으며, 새롭게 개발된 이미지 처리 기술이 적용되었다. 2009~2010년의 추가 관측을 통해 첫 세 행성 안쪽에서 네 번째 거대 행성이 공전하고 있다는 사실이 밝혀졌고, 이는 여러 연구를 통해 확인되었다.
바깥쪽 행성의 궤도는 태양계의 카이퍼 벨트와 같은 먼지 원반 안에 위치한다. 이는 지구에서 300 광년 이내에 있는 별들 주변에서 알려진 가장 질량이 큰 원반 중 하나이며, 안쪽 시스템에는 지구형 행성이 존재할 공간이 있다. 가장 안쪽 행성의 궤도 바로 안쪽에는 추가적인 잔해 원반이 있다.
행성 e, d, c, b의 궤도 반지름은 각각 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 궤도의 2~3 배이다. 역제곱 법칙에 따라 복사 세기는 광원으로부터의 거리에 반비례하므로, 태양과 HR 8799로부터의 거리가 약 2.2배 더 멀리 떨어져도 비슷한 양의 복사 세기가 존재한다.
이 천체들은 행성으로 분류하기 위한 질량 상한에 가깝다. 만약 이들의 질량이 13 목성 질량을 초과한다면, 중수소 핵융합을 할 수 있어 IAU의 외계 행성 워킹 그룹에서 사용되는 정의에 따라 갈색 왜성으로 간주될 것이다. 질량 추정치가 정확하다면, HR 8799 시스템은 직접 이미징된 최초의 다중 행성 외계 행성계이다. 행성 궤도는 반시계 방향이며 1998년으로 거슬러 올라가는 여러 관측을 통해 확인되었다. 행성 e, d, c가 4:2:1 궤도 공명 상태에 있다면 시스템이 더 안정적일 가능성이 높다. 역학 시뮬레이션에 따르면, HR 8799 행성계는 1:2:4:8의 다중 공명 상태를 보이는 외계 행성계일 수도 있다. 4 개의 어린 행성은 여전히 형성 과정에서 발생한 열로 인해 붉게 타오르며, 목성보다 크고 시간이 지남에 따라 냉각되어 0.8–1.0 목성 반지름 크기로 줄어들 것이다.
행성 b, c 및 d의 광대역 광도 측정 결과, 대기에 상당한 구름이 존재하며, 행성 b와 c의 적외선 분광법은 비평형 화학 반응을 나타낸다. 팔로마 천문대의 프로젝트 1640 적분장 분광기를 사용한 근적외선 관측 결과, 네 행성 간의 구성이 상당히 다르다는 것이 밝혀졌다.
| 이름 | 질량 (MJ) | 궤도 장반경 (AU) | 공전 주기 (년) | 궤도 이심률 | 궤도 경사각 (°) | 반지름 (RJ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| e | 7.4 ± 0.6 | 16.25 ± 0.04 | ~45 | 0.1445 ± 0.0013 | 25 ± 8 | |
| d | 9.1 ± 0.2 | 26.67 ± 0.08 | ~100 | 0.1134 ± 0.0011 | 28 | |
| c | 7.8 ± 0.5 | 41.39 ± 0.11 | ~190 | 0.0519 ± 0.0022 | 28 | |
| b | 5.7 ± 0.4 | 71.6 ± 0.2 | ~460 | 0.016 ± 0.001 | 28 | |
| 먼지 원반: 155, 135AU ~ 360AU | ||||||
3. 1. 행성 목록
2008년 11월 13일, 캐나다 국립 연구 위원회 허츠버그 천체물리학 연구소(Herzberg Institute of Astrophysics)의 크리스찬 마로이스(Christian Marois)와 그의 연구팀은 W. M. 케크 천문대(Keck)와 제미니 천문대(Gemini) 망원경을 이용하여 별 주위를 공전하는 세 개의 외계 행성을 직접 관측했다고 발표했다. 이 관측은 하와이에서 이루어졌으며, 두 경우 모두 적응 광학을 사용하여 적외선으로 관측했다. 이후 1998년에 허블 우주 망원경의 근적외선 카메라 및 다중 물체 분광기(NICMOS) 장비로 얻은 적외선 이미지에서 세 개의 외행성이 재발견되었으며, 새롭게 개발된 이미지 처리 기술이 적용되었다. 2009~2010년의 추가 관측을 통해 첫 세 행성 안쪽에서 네 번째 거대 행성이 공전하고 있다는 사실이 밝혀졌고, 이는 여러 연구를 통해 확인되었다.
바깥쪽 행성의 궤도는 태양계의 카이퍼 벨트와 같은 먼지 원반 안에 위치한다. 이는 지구에서 300 광년 이내에 있는 별들 주변에서 알려진 가장 질량이 큰 원반 중 하나이며, 안쪽 시스템에는 지구형 행성이 존재할 공간이 있다.
행성 e, d, c, b의 궤도 반지름은 각각 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 궤도의 2~3 배이다. 역제곱 법칙에 따라 복사 세기는 광원으로부터의 거리에 반비례하므로, 태양과 HR 8799로부터의 거리가 더 멀리 떨어져도 비슷한 양의 복사 세기가 존재하며, 이는 태양계와 HR 8799 시스템의 해당 행성들이 비슷한 양의 별 복사를 받는다는 것을 의미한다.
이러한 천체는 행성으로 분류하기 위한 질량 상한에 가깝다. 만약 이들의 질량이 13 목성 질량을 초과한다면, 이들은 내부에서 중수소 핵융합을 할 수 있어 IAU의 외계 행성 워킹 그룹에서 사용되는 정의에 따라 갈색 왜성으로 간주될 것이다. 질량 추정치가 정확하다면, HR 8799 시스템은 직접 이미징된 최초의 다중 행성 외계 행성계이다. 행성의 궤도 운동은 반시계 방향이며 1998년으로 거슬러 올라가는 여러 관측을 통해 확인되었다.
| 행성 | 질량 (목성 질량) | 공전 주기 (년) | 궤도 장반경 (AU) | 궤도 이심률 | 궤도 경사각 (°) |
|---|---|---|---|---|---|
| e | 7.4 ± 0.6 | ~45 | 16.25 ± 0.04 | 0.1445 ± 0.0013 | 25 ± 8 |
| d | 9.1 ± 0.2 | ~100 | 26.67 ± 0.08 | 0.1134 ± 0.0011 | 28 |
| c | 7.8 ± 0.5 | ~190 | 41.39 ± 0.11 | 0.0519 ± 0.0022 | 28 |
| b | 5.7 ± 0.4 | ~460 | 71.6 ± 0.2 | 0.016 ± 0.001 | 28 |
행성 e, d, c가 4:2:1 궤도 공명 상태에 있다면 시스템이 더 안정적일 가능성이 높으며, 이는 행성 d의 궤도가 관측 제약 조건에 맞도록 0.04를 초과하는 이심률을 갖는다는 것을 의미한다. 진화 모델에서 가장 잘 맞는 질량을 가진 행성계는 바깥쪽 세 행성이 1:2:4 궤도 공명 상태에 있을 경우 안정적일 것이며(목성의 안쪽 세 갈릴레이 위성: 이오, 유로파, 가니메데와 글리제 876 시스템의 행성 셋 사이의 라플라스 공명과 유사), 하지만 행성 b가 다른 3개의 행성과 공명 상태에 있는지 여부는 논쟁의 여지가 있다. 역학 시뮬레이션에 따르면, HR 8799 행성계는 심지어 1:2:4:8의 다중 공명 상태를 보이는 외계 행성계일 수도 있다.
4개의 어린 행성은 여전히 형성 과정에서 발생한 열로 인해 붉게 타오르며, 목성보다 크고 시간이 지남에 따라 냉각되어 0.8–1.0 목성 반지름 크기로 줄어들 것이다.
행성 b, c 및 d의 광대역 광도 측정 결과, 대기에 상당한 구름이 존재할 수 있으며, 행성 b와 c의 적외선 분광법은 비평형 화학 반응을 나타낸다. 팔로마 천문대의 프로젝트 1640 적분장 분광기를 사용한 근적외선 관측 결과, 네 행성 간의 구성이 상당히 다르다는 것이 밝혀졌다. 이는 행성들이 동일한 원반에서 동일한 방식으로 형성되었고 유사한 광도를 가지고 있다는 점을 고려하면 놀라운 결과이다.
3. 1. 1. HR 8799 e
e는 허츠버그 천체물리학 연구소(Herzberg Institute of Astrophysics)의 크리스찬 마로이스(Christian Marois)와 그의 연구팀이 2008년에 처음 발견한 세 개의 외계 행성 중 하나이며, 이후 2009년~2010년의 관측을 통해 추가로 발견되었다. 이 행성은 여러 연구를 통해 확인되었다.e의 궤도 반지름은 목성 궤도의 약 2~3배이다. 역제곱 법칙에 따라 HR 8799 e는 태양계의 목성과 비슷한 양의 별 복사를 받는다.
HR 8799 e는 행성으로 분류되기 위한 질량 상한에 가까운 천체이다. 만약 질량이 13 목성 질량을 초과하면, 내부에서 중수소 핵융합을 할 수 있어 갈색 왜성으로 간주된다.
행성 e, d, c가 4:2:1 궤도 공명 상태에 있다면 시스템이 더 안정적일 가능성이 높다. 역학 시뮬레이션에 따르면, HR 8799 행성계는 1:2:4:8의 다중 공명 상태를 보이는 외계 행성계일 수도 있다.
팔로마 천문대의 프로젝트 1640 적분장 분광기를 사용한 근적외선 관측 결과, HR 8799 e를 포함한 네 행성 간의 구성이 상당히 다르다는 것이 밝혀졌다.
4개의 어린 행성은 여전히 형성 과정에서 발생한 열로 인해 붉게 타오르며, 목성보다 크고 시간이 지남에 따라 냉각되어 0.8–1.0 목성 반지름 크기로 줄어들 것이다.
3. 1. 2. HR 8799 d
d는 별에서 26.67AU 떨어져 있으며, 약 100년 주기로 공전하는 외계 행성이다. 질량은 이고, 반지름은 목성 반지름의 약 1.2배로 추정된다. 궤도 이심률은 0.1134이며, 궤도 경사는 28도이다.다른 행성들과 마찬가지로, HR 8799 d는 형성 과정에서 발생한 열로 인해 붉게 타오르며, 시간이 지남에 따라 냉각되어 목성 반지름의 0.8–1.0 배 크기로 줄어들 것으로 예상된다. 광대역 광도 측정 결과, 대기에 상당한 구름이 존재할 수 있는 것으로 나타났다.
3. 1. 3. HR 8799 c
HR 8799 c영어는 페가수스자리 방향으로 약 129 광년 떨어진 곳에 있는 HR 8799를 공전하는 외계 행성이다. 목성의 약 7.8배 질량을 가지고 있으며, 반지름은 목성보다 약 20~30% 더 크다. 이 행성은 항성으로부터 약 41.4 AU 떨어진 거리에서 약 190년의 공전 주기를 가지며, HR 8799 행성계에서 안쪽에서 두 번째로 멀리 떨어진 행성이다. 2008년 11월 13일, d 및 b와 함께 발견이 발표되었다.다음 표는 행성 c의 궤도 및 물리적 특성을 나타낸다.
행성 b, c, d의 광대역 광도 측정 결과, 대기에 상당한 구름이 존재할 수 있으며, 행성 b와 c의 적외선 분광법은 비평형 / 화학 반응을 나타낸다.
역학 시뮬레이션에 따르면, HR 8799 행성계는 1:2:4:8의 다중 궤도 공명 상태를 보이는 외계 행성계일 수 있다.
3. 1. 4. HR 8799 b
2008년 11월 13일, 캐나다 국립 연구 위원회 허츠버그 천체물리학 연구소의 크리스찬 마로이스(Christian Marois)와 그의 연구팀은 W. M. 케크 천문대와 제미니 천문대 망원경을 이용하여 별 주위를 공전하는 세 개의 외계 행성을 직접 관측했다고 발표했다. HR 8799 b는 그 중 하나이다. 관측은 하와이에서 이루어졌으며, 적응 광학 기술을 사용하여 적외선으로 관측했다. 이후 허블 우주 망원경의 근적외선 카메라 및 다중 물체 분광기(NICMOS)로 1998년에 얻은 적외선 이미지에서 세 행성이 재발견되었고, 새롭게 개발된 이미지 처리 기술이 적용되었다.
HR 8799 b는 태양계의 카이퍼 벨트와 같은 먼지 원반 안에 위치하며, 지구에서 300광년 이내 별들 주변에서 알려진 가장 질량이 큰 원반 중 하나이다.
e, d, c, b의 궤도 반지름은 각각 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 궤도의 2~3배이다. 역제곱 법칙에 따라 복사 세기는 거리에 반비례하므로, 태양과 HR 8799의 거리가 더 멀어도 비슷한 양의 복사가 존재하며, 이는 태양계와 HR 8799 시스템의 행성들이 비슷한 양의 별 복사를 받는다는 의미이다.
HR 8799 b는 질량이 13 목성 질량을 넘으면 중수소 핵융합을 할 수 있어 갈색 왜성으로 간주될 수 있다. 질량 추정치가 정확하다면, HR 8799 시스템은 직접 촬영된 최초의 다중 행성 외계 행성계이다. 행성 궤도는 반시계 방향이며 1998년 관측으로 확인되었다. HR 8799 b가 다른 세 행성과 공명 상태에 있는지는 논쟁 중이다. 역학 시뮬레이션에 따르면, HR 8799 행성계는 1:2:4:8 다중 공명 상태일 수 있다. 4개의 어린 행성은 형성 과정의 열로 붉게 타오르며, 목성보다 크고 냉각되어 0.8–1.0 목성 반지름 크기로 줄어들 것이다.
HR 8799 b의 광대역 광도 측정 결과 대기에 상당한 구름이 존재하며, 적외선 분광법은 비평형 / 화학 반응을 나타낸다.
HR 8799 b를 포함한 4개의 외계 행성은 행성 빛을 직접 촬영하여 발견되었다. 항성-행성 거리는 각각 15AU, 24AU, 38AU, 68AU이며, 질량은 모두 목성의 5~10배로 추정된다. 행성계에는 미세 먼지가 많고, 원시 천체 충돌로 먼지가 흩뿌려지는 과정이 진행 중이라고 생각된다.[12] 행성계는 탄생한 지 6천만 년 정도 된 젊은 행성계로 추정된다.
3. 2. 행성계의 특징
2008년 11월 13일, 캐나다 국립 연구 위원회 허츠버그 천체물리학 연구소의 크리스찬 마로이스(Christian Marois)와 그의 연구팀은 W. M. 케크 천문대와 제미니 천문대 망원경을 이용하여 별 주위를 공전하는 세 개의 외계 행성을 직접 관측했다고 발표했다. 관측은 하와이에서 이루어졌으며, 두 경우 모두 적응 광학을 사용하여 적외선으로 관측했다. 이후 허블 우주 망원경의 근적외선 카메라 및 다중 물체 분광기(NICMOS) 장비로 1998년에 얻은 적외선 이미지에서 세 개의 외행성이 재발견되었으며, 새롭게 개발된 이미지 처리 기술이 적용되었다. 2009~2010년의 추가 관측을 통해 첫 세 행성 안쪽에서 네 번째 거대 행성이 공전하고 있다는 사실이 밝혀졌다.
바깥쪽 행성의 궤도는 태양계의 카이퍼 벨트와 같은 먼지 원반 안에 위치한다. 이는 지구에서 300 광년 이내에 있는 별들 주변에서 알려진 가장 질량이 큰 원반 중 하나이며, 안쪽 시스템에는 지구형 행성이 존재할 공간이 있다. 가장 안쪽 행성의 궤도 바로 안쪽에는 추가적인 잔해 원반이 존재한다.
행성 e, d, c, b의 궤도 반지름은 각각 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 궤도의 2~3 배이다. 역제곱 법칙에 따라 복사 세기는 광원으로부터의 거리에 반비례하므로, 태양과 HR 8799로부터의 거리가 약 2.2배 더 멀리 떨어져도 비슷한 양의 복사 세기가 존재한다.
이 천체들은 행성으로 분류하기 위한 질량 상한에 가깝다. 만약 이들의 질량이 13 목성 질량을 초과한다면, 중수소 핵융합을 할 수 있어 갈색 왜성으로 간주될 것이다. 질량 추정치가 정확하다면, HR 8799 시스템은 직접 이미징된 최초의 다중 행성 외계 행성계이다. 행성 궤도는 반시계 방향이며 1998년으로 거슬러 올라가는 여러 관측을 통해 확인되었다. 행성 e, d, c가 4:2:1 궤도 공명 상태에 있다면 시스템이 더 안정적일 가능성이 높다. 역학 시뮬레이션에 따르면, HR 8799 행성계는 1:2:4:8의 다중 공명 상태를 보이는 외계 행성계일 수도 있다. 4 개의 어린 행성은 여전히 형성 과정에서 발생한 열로 인해 붉게 타오르며, 목성보다 크고 시간이 지남에 따라 냉각되어 0.8–1.0 목성 반지름 크기로 줄어들 것이다.
행성 b, c 및 d의 광대역 광도 측정 결과, 대기에 상당한 구름이 존재하며, 행성 b와 c의 적외선 분광법은 비평형 화학 반응을 나타낸다. 팔로마 천문대의 프로젝트 1640 적분장 분광기를 사용한 근적외선 관측 결과, 네 행성 간의 구성이 상당히 다르다는 것이 밝혀졌다.
| 이름 | 질량 (MJ) | 궤도 장반경 (AU) | 공전 주기 (년) | 궤도 이심률 | 궤도 경사각 (°) | 반지름 (RJ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| e | 7.4 ± 0.6 | 16.25 ± 0.04 | ~45 | 0.1445 ± 0.0013 | 25 ± 8 | 1.17+0.13 -0.11 |
| d | 9.1 ± 0.2 | 26.67 ± 0.08 | ~100 | 0.1134 ± 0.0011 | 28 | 1.2+0.1 -0 |
| c | 7.8 ± 0.5 | 41.39 ± 0.11 | ~190 | 0.0519 ± 0.0022 | 28 | 1.2+0.1 -0 |
| b | 5.7 ± 0.4 | 71.6 ± 0.2 | ~460 | 0.016 ± 0.001 | 28 | 1.2+0.1 -0.1 |
| 먼지 원반: 15 ± 5 AU, 135 ~ 360 AU | ||||||
3. 2. 1. 행성 대기
여러 연구에서 HR 8799 행성들의 스펙트럼을 분석하여 화학 조성을 알아내고, 어떻게 형성되었는지 밝혀내고 있다. 행성 b에 대한 초기 분광학적 연구에서는 강한 물 흡수와 메탄 흡수의 징후가 나타났다. 이후, 이 행성의 대기에서 약한 메탄 및 일산화탄소 흡수가 발견되었는데, 이는 대기의 활발한 수직 혼합과 광구에서의 불균형적인 / 비율을 나타낸다. 행성 대기 모델과 비교했을 때, 행성 b의 초기 스펙트럼은 금속 함량이 태양의 약 10배 정도 높은 모델과 가장 잘 일치하며, 이는 이 행성이 핵 강착을 통해 형성되었다는 가설을 뒷받침한다.
2012년에는 팔로마 천문대의 프로젝트 1640 장비를 사용하여 HR 8799 시스템에서 알려진 네 행성의 스펙트럼을 동시에 얻었다. 이 장비로 얻은 근적외선 스펙트럼은 네 행성이 붉은색을 띠고 있으며, 구름을 포함하는 행성 대기 모델과 가장 잘 일치한다는 것을 보여준다. 이 스펙트럼들은 알려진 천체들과 직접적으로 일치하지는 않지만, 일부 행성 스펙트럼은 L형 및 T형 갈색 왜성 및 토성의 밤쪽 스펙트럼과 유사성을 보인다. 프로젝트 1640으로 얻은 네 행성의 동시 스펙트럼 분석 결과는 다음과 같다.
- 행성 b는 이산화탄소뿐만 아니라 암모니아 및/또는 아세틸렌을 포함하지만 메탄은 거의 없다.
- 행성 c는 암모니아를 포함하며, 아마도 아세틸렌도 포함하지만 이산화탄소나 상당한 메탄은 포함하지 않는다.
- 행성 d는 아세틸렌, 메탄 및 이산화탄소를 포함하지만 암모니아는 확실하게 검출되지 않는다.
- 행성 e는 메탄과 아세틸렌을 포함하지만 암모니아나 이산화탄소는 포함하지 않는다. 행성 e의 스펙트럼은 붉은색을 띤 토성의 스펙트럼과 유사하다.
켁 망원경으로 얻은 중간 해상도 근적외선 분광법을 통해 행성 c의 대기에서 일산화탄소와 물 흡수선을 확실하게 감지했다. 거대 행성의 형성 과정을 잘 보여주는 지표로 여겨지는 탄소-산소 비율은 행성 c의 경우 모성 HR 8799의 비율보다 약간 더 큰 것으로 측정되었다. 향상된 탄소-산소 비율과 행성 c의 탄소 및 산소 감소는 행성이 핵 강착을 통해 형성되었다는 가설을 뒷받침한다. 그러나 행성이 상당한 이동, 화학적 진화 또는 핵 준설을 겪었다면, 단순히 조성에 기초한 행성의 형성 과정에 대한 결론은 정확하지 않을 수 있다. 2018년 11월, 연구자들은 켁 천문대의 고해상도 분광법과 근적외선 적응 광학(NIRSPAO)을 사용하여 HR 8799 c의 대기에서 물의 존재와 메탄의 부재를 확인했다.
행성의 붉은색은 철과 규산염 대기 구름의 존재로 설명될 수 있으며, 낮은 표면 중력은 일산화탄소의 강한 불균형 농도와 강한 메탄 흡수의 부재를 설명할 수 있다.
3. 3. 먼지 원반
스피처 우주 망원경은 2009년 1월에 HR 8799 주변의 잔해 원반 이미지를 얻었다. 이 원반은 매우 두꺼워 젊은 행성계의 안정성을 위협할 정도이다.
2016년 ALMA는 이 원반을 처음으로 분해했으며, 2018년에 다시 이미징했다. 이후 관측에서 원반은 매끄러운 안쪽 및 바깥쪽 가장자리를 가지고 있으며, 안쪽 먼지 띠도 관측되었다. 이 안쪽 띠는 MIRI 관측으로 확인되었으며, 반경은 15AU로 측정되었다.
HR 8799 행성계에는 미세한 먼지가 많으며, 원시 천체 간의 충돌로 인해 먼지가 흩뿌려지는 과정이 진행되고 있다고 추정된다.[12]
3. 3. 1. 구성 요소
스피처 우주 망원경이 2009년 1월에 얻은 HR 8799 주변 잔해 원반 이미지는 세 가지 구성 요소로 구분되었다.
# 따뜻한 먼지( 150,000)는 가장 안쪽 행성(e) 안쪽에서 공전한다. 이 띠의 안쪽과 바깥쪽 가장자리는 행성과 4:1 및 2:1 공명에 가깝다.
# 차가운 먼지의 넓은 영역( 45,000)은 가장 바깥쪽 행성(b) 바로 바깥쪽에서 공전하며, 날카로운 안쪽 가장자리를 가지고 있다. 이 띠의 안쪽 가장자리는 해왕성과 카이퍼 벨트와 유사하게 해당 행성과 약 3:2 공명 상태에 있다.
# 차가운 먼지 성분에서 기원하는 작은 입자들의 극적인 헤일로.
헤일로는 특이하며 거대한 행성들의 중력적 교란으로 인한 높은 수준의 역동적인 활동을 암시한다. 스피처 팀은 카이퍼 벨트의 천체와 유사한 물체들 사이에서 충돌이 일어날 가능성이 높으며, 세 개의 거대 행성이 아직 최종적이고 안정적인 궤도에 정착하지 못했을 수 있다고 추정한다.
사진에서 먼지 구름의 밝고 노란색-흰색 부분은 바깥쪽 차가운 원반에서 온다. 주황색-빨간색으로 보이는 거대한 확장된 먼지 헤일로는 직경이 약 2000AU이다. 명왕성의 궤도 직경(약 80AU)은 중앙에 점으로 표시되어 있다.
이 원반은 너무 두꺼워서 젊은 시스템의 안정성을 위협한다.
원반은 2016년에 ALMA로 처음 분해되었으며, 2018년에 다시 이미징되었다. 이후의 관측은 더욱 상세했으며 천문학자 팀에 의해 연구되었다. 이 팀에 따르면 원반은 매끄러운 안쪽 가장자리와 매끄러운 바깥쪽 가장자리를 가지고 있다. 또한 가능한 안쪽 먼지 띠도 관측했다. 이 안쪽 띠는 MIRI 관측으로 확인되었으며, 안쪽 원반의 반경이 15AU로 측정되었다.
HR 8799에는 2010년까지 4개의 외계 행성이 알려져 있다. 이들은 행성의 빛을 직접 촬영하여 발견되었다. 행성에서 항성까지의 거리는 각각 15AU, 24AU, 38AU, 68AU이며, 질량은 모두 목성의 5~10배 정도로 추정된다. 또한, 행성계에는 미세한 먼지가 많이 존재하며, 원시 천체 간의 충돌로 인해 먼지가 흩뿌려지는 과정이 진행되고 있다고 생각된다.[12] 행성계는 탄생한 지 6천만 년 정도밖에 되지 않은 젊은 행성계로 추정된다.
3. 3. 2. 특징
스피처 우주 망원경이 2009년 1월에 HR 8799 주변의 잔해 원반 이미지를 얻었다. 이 잔해 원반은 세 가지 구성 요소로 구분되었다.
# 따뜻한 먼지( 150,000 )는 가장 안쪽 행성(e) 안쪽에서 공전한다. 이 띠의 안쪽과 바깥쪽 가장자리는 행성과 4:1 및 2:1 공명에 가깝다.
# 차가운 먼지의 넓은 영역( 45,000 )은 가장 바깥쪽 행성(b) 바로 바깥쪽에서 공전하며, 날카로운 안쪽 가장자리를 가지고 있다. 이 띠의 안쪽 가장자리는 해왕성과 카이퍼 벨트와 유사하게 해당 행성과 약 3:2 공명 상태에 있다.
# 차가운 먼지 성분에서 기원하는 작은 입자들의 극적인 헤일로.
이 헤일로는 특이하며, 거대한 행성들의 중력적 교란으로 인한 높은 수준의 역동적인 활동을 암시한다. 스피처 팀은 카이퍼 벨트의 천체와 유사한 물체들 사이에서 충돌이 일어날 가능성이 높으며, 세 개의 거대 행성이 아직 최종적이고 안정적인 궤도에 정착하지 못했을 수 있다고 추정한다.
사진에서 먼지 구름의 밝고 노란색-흰색 부분은 바깥쪽 차가운 원반에서 온다. 주황색-빨간색으로 보이는 거대한 확장된 먼지 헤일로는 직경이 약 2000AU이다. 명왕성의 궤도 직경(약 80AU)은 중앙에 점으로 표시되어 있다.
이 원반은 너무 두꺼워서 젊은 시스템의 안정성을 위협한다.
2016년 ALMA가 처음으로 이 원반을 분해했으며, 2018년에 다시 이미징하였다. 이후의 관측은 더욱 상세했으며 천문학자 팀에 의해 연구되었다. 이 팀에 따르면 원반은 매끄러운 안쪽 가장자리와 매끄러운 바깥쪽 가장자리를 가지고 있다. 또한 가능한 안쪽 먼지 띠도 관측했다. 이 안쪽 띠는 MIRI 관측으로 확인되었으며, 안쪽 원반의 반경이 15AU로 측정되었다.
HR 8799에는 2010년까지 4개의 외계 행성이 알려져 있다. 이들은 행성의 빛을 직접 촬영하여 발견되었다. 행성에서 항성까지의 거리는 각각 15AU, 24AU, 38AU, 68AU이며, 질량은 모두 목성의 5~10배 정도로 추정된다. 또한, 행성계에는 미세한 먼지가 많이 존재하며, 원시 천체 간의 충돌로 인해 먼지가 흩뿌려지는 과정이 진행되고 있다고 생각된다.[12] 행성계는 탄생한 지 6천만 년 정도밖에 되지 않은 젊은 행성계로 추정된다.
4. 관측 역사
2008년 11월, 허츠버그 천체물리학 연구소의 크리스찬 마로이스와 그의 연구팀은 하와이의 케크 망원경과 제미니 북망원경에서 보정 광학을 이용한 근적외선 촬영 관측을 통해, HR 8799 항성 궤도에 있는 3개의 외계 행성을 직접 관측했다고 발표했다.[13][14][15]
2009년 4월에는 1998년에 허블 우주 망원경으로 촬영된 HR 8799의 영상을 최신 처리 기술로 분석하여 가장 바깥쪽 행성 b를 확인했고,[16][17] 2011년 10월에는 같은 데이터에서 행성 c와 d의 모습도 포착되었다.[18] 2009년 5월에는 2002년 스바루 망원경으로 촬영된 영상에서도 행성 b가 확인되었다.[19]
행성 b 바로 바깥쪽에는 태양계의 에지워스-카이퍼 벨트와 유사한 먼지 원반이 있는데, 이는 지구로부터 300광년 이내에 존재하는 것 중 가장 큰 것 중 하나이며, 항성계 안쪽에는 지구형 행성이 존재할 수 있는 여지가 있다.[14]
2010년 12월, 네 번째 행성 HR 8799 e가 직접 촬영 방법으로 발견되었고,[20] 궤도 바로 안쪽에 소행성대가 있을 가능성도 제기되었다.[20]
2009년 1월, 스피처 적외선 관측 위성 관측으로, 행성 e 안쪽에 비교적 온도가 높은 (~ 150 K) 먼지 원반, 행성 b 바깥쪽에 저온 (~ 45 K)의 먼지 원반, 그리고 그 바깥에 거대한 (~ 2,000 AU) 헤일로 등 항성 주위 먼지에 의한 세 가지 구조가 검출되었다.[21]
2010년부터 천문학자들은 아레시보 천문대 전파 망원경을 사용하여 HR 8799를 공전하는 외계 행성에서 전파 방출을 탐색했지만, 5 GHz에서 어떤 방출도 감지하지 못했다.
4. 1. 직접 촬영
2010년까지 망원경은 예외적인 상황에서만 외계 행성을 직접 촬영할 수 있었다. 특히 행성이 특별히 크고( 목성보다 훨씬 크고), 모항성으로부터 멀리 떨어져 있으며, 뜨거워서 강한 적외선을 방출할 때 이미지를 얻기가 더 쉬웠다. 그러나 2010년 NASA(미국 항공우주국) 제트 추진 연구소의 한 팀은 보텍스 코로나그래프를 사용하면 소형 망원경으로도 행성을 직접 촬영할 수 있다는 것을 시연했다. 그들은 이전에 이미지를 얻은 HR 8799 행성을 Hale 망원경의 1.5m 부분만 사용하여 촬영함으로써 이를 입증했다.
2009년, 오래된 NICMOS 이미지가 처리되어 HR 8799 주변의 예측된 외계 행성을 보여주었다. 2011년에는 1998년에 촬영된 NICMOS 이미지에서 고급 데이터 처리를 사용하여 세 개의 추가적인 외계 행성을 볼 수 있게 되었다. 이 이미지를 통해 행성들이 모성 주위를 공전하는 데 수십 년이 걸리므로 궤도를 더 잘 특성화할 수 있다.
2008년 11월, 허츠버그 천체물리학 연구소의 크리스찬 마로이스와 그의 연구팀은 하와이의 케크 망원경과 제미니 북망원경에 의한 보정 광학을 도입한 근적외선 촬상 관측을 통해, 항성의 궤도상에 3개의 행성을 직접 관측했다고 발표했다.[13][14][15]
2009년 4월, 1998년에 허블 우주 망원경으로 촬영된 HR 8799의 영상을 최신 처리 기술을 사용하여 분석한 결과, 가장 바깥쪽의 행성 b가 촬영된 것이 확인되었으며,[16][17] 2011년 10월에는 같은 데이터에서 행성 c와 행성 d의 모습도 포착하고 있었음이 확인되었다.[18] 2009년 5월에는 2002년에 스바루 망원경으로 촬영된 영상에도 행성 b가 촬영된 것이 확인되었다.[19]
2010년 12월, 네 번째 행성 HR 8799 e의 존재가 발표되었다.[20] 다른 3개의 행성과 마찬가지로, 직접 촬영 방법에 의해 발견되었다.[20]
4. 2. 분광 관측
2010년 1월, 유럽 남방 천문대는 초대형 망원경을 사용하여 HR 8799 c의 관측 결과를 발표했다. 이 관측에서는 태양계 외행성이 내는 빛이 세계 최초로 직접적인 형태로 스펙트럼으로 분해되었다.[22][23] 케크 망원경에 의한 분광 관측과 협대역의 다파장 측광 관측으로, HR 8799 b의 대기에는 산소가 풍부하게 포함되어 있고, 표층에서는 수직 방향으로 물질의 교반이 일어나고 있을 것으로 예측된다. 행성 대기의 이론 모델과 비교하면, 금속량이 많은 경우(태양의 약 10배 정도)의 모델과 잘 일치한다.[24] 마찬가지로 케크 망원경에 의한 HR 8799 c의 분광 관측으로부터, 행성 c는 중심 별에 비해 탄소가 풍부하다는 것이 밝혀져, 행성 c가 원시 행성에 대한 물질 강착에 의해 형성되었다는 것을 시사하고 있다.[25]2012년에는 팔로마 천문대의 프로젝트 1640의 근적외선 면 분광 장치를 사용하여, 4개의 행성의 동시 분광 관측이 이루어졌고, 행성의 화학 조성, 특히 암모니아, 이산화 탄소, 메탄의 양의 차이로부터, 4개의 행성 모두가 다른 성질을 가지고 있다는 것을 알게 되었다.[26]
4. 3. 보텍스 코로나그래프
2010년까지 망원경은 예외적인 상황에서만 외계 행성을 직접 촬영할 수 있었다. 특히 행성이 특별히 크고 (목성보다 훨씬 크고), 모항성으로부터 멀리 떨어져 있으며, 뜨거워서 강한 적외선을 방출할 때 이미지를 얻기가 더 쉬웠다. 그러나 2010년 NASA(미국 항공우주국)의 제트 추진 연구소의 한 팀은 보텍스 코로나그래프를 사용하면 소형 망원경으로도 행성을 직접 촬영할 수 있다는 것을 시연했다. 그들은 이전에 이미지를 얻은 HR 8799 행성을 Hale 망원경의 1.5m 부분만 사용하여 촬영함으로써 이를 입증했다.
4. 4. 전파 관측
2010년부터 천문학자들은 아레시보 천문대의 전파 망원경을 사용하여 HR 8799를 공전하는 외계 행성에서 전파 방출을 탐색했다. 질량이 크고 온도가 높으며 갈색 왜성과 유사한 광도를 보였지만, 1.0 mJy의 플럭스 밀도 감지 임계값까지 5 GHz에서 어떤 방출도 감지하지 못했다.참조
[1]
논문
Dynamical Mass of the Exoplanet Host Star HR 8799
[2]
논문
follow-up Observations of NIRCAm Sources in the planetary system HR8799
https://ui.adsabs.ha[...]
2023-06-01
[3]
SIMBAD
HR+8799
[4]
웹사이트
HIP 114189
http://webviz.u-stra[...]
2008-10-13
[5]
간행물
HD 218396
http://webviz.u-stra[...]
Centre de Données astronomiques de Strasbourg
[6]
웹사이트
Notes for star HR 8799
http://exoplanet.eu/[...]
2008-10-13
[7]
간행물
HR 8799
http://webviz.u-stra[...]
Centre de Données astronomiques de Strasbourg
[8]
논문
HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars
1999-12
[9]
논문
Pulsation in λ Bootis stars
1998-07
[10]
논문
Determination of the Inclination of the Multi-planet Hosting Star HR 8799 Using Asteroseismology
2011-01-21
[11]
논문
X-ray emission from the remarkable A-type star HR 8799
2010-06-23
[12]
뉴스
Small, Ground-Based Telescope Images Three Exoplanets
http://www.jpl.nasa.[...]
NASA JPL
2010-04-22
[13]
논문
Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799
[14]
간행물
Astronomers capture first images of newly-discovered solar system
http://www.keckobser[...]
W. M. Keck Observatory
2016-12-16
[15]
뉴스
Scientists Publish First Direct Images of Extrasolar Planets
https://www.washingt[...]
The Washington Post Company
2008-11-13
[16]
웹사이트
古いハッブル画像から惑星を発見
https://natgeo.nikke[...]
ナショナル ジオグラフィック協会
2023-12-05
[17]
웹사이트
10年以上前の画像から再発見された系外惑星
http://www.astroarts[...]
AstroArts
2016-12-17
[18]
웹사이트
Astronomers Find Elusive Planets in Decade-Old Hubble Data
https://www.nasa.gov[...]
2016-12-17
[19]
웹사이트
すばる、系外惑星の撮影に成功
http://www.subarutel[...]
国立天文台ハワイ観測所
2009-05-27
[20]
뉴스
系外惑星系に異質な第4の惑星
https://natgeo.nikke[...]
ナショナルジオグラフィック
2016-06-13
[21]
웹사이트
A Picture of Unsettled Planetary Youth
http://www.spitzer.c[...]
Spitzer Space Telescope
2016-12-17
[22]
문서
ただし、惑星が恒星に[[掩蔽]]される際の減光として間接的にスペクトルが測定された例や、惑星か[[褐色矮星]]かが不明な天体のスペクトルが捉えられた前例はある。
[23]
뉴스
VLT Captures First Direct Spectrum of an Exoplanet
https://www.eso.org/[...]
ESO
2010-01-14
[24]
논문
Clouds and Chemistry in the Atmosphere of Extrasolar Planet HR8799b
2011-05-05
[25]
논문
"0\n0\nREPORT\nDetection of Carbon Monoxide and Water Absorption Lines in an Exoplanet Atmosphere"
2013-03-22
[26]
논문
Reconnaissance of the HR 8799 Exosolar System. I. Near-infrared Spectroscopy
2013-04-10
[27]
웹사이트
HR 8799
http://www.exoplanet[...]
系外惑星データベース
2016-12-17
[28]
웹인용
HIP 114189
http://webviz.u-stra[...]
[29]
웹인용
Notes for star HR 8799
http://exoplanet.eu/[...]
[30]
저널 인용
Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799
http://www.sciencema[...]
2008-11-14
[31]
뉴스 인용
Astronomers capture first image of newly-discovered solar system
http://www.keckobser[...]
2008-11-13
[32]
뉴스 인용
Scientists Publish First Direct Images of Extrasolar Planets
http://www.washingto[...]
2008-11-14
[33]
문서
"Astronomers capture first images of newly-discovered solar system"
켁 천문대 보도자료
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