HR 8799

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 60 eli välillä 30-160 miljoonaa vuotta. Tähden metallipitoisuus [Fe/H] on −0,47.

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].