HR 8799
एचआर 8799 एक लगभग 30 मिलियन वर्ष पुराना मुख्य अनुक्रम तारा है जो पेगासस के तारामंडल में पृथ्वी से दूर स्थित है। इसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग डेढ़ गुना और इसकी चमक 4.9 गुना है। यह एक ऐसी प्रणाली का हिस्सा है जिसमें एक मलबा डिस्क और कम से कम चार विशाल ग्रह भी शामिल हैं। उन ग्रहों के साथ, पहले एक्सोप्लैनेट थे जिनकी कक्षीय गति की पुष्टि प्रत्यक्ष इमेजिंग द्वारा की गई थी। तारा एक गामा डोराडस चर हैः इसकी सतह की गैर-रेडियल स्पंदनों के कारण इसकी चमक बदल जाती है। इस तारे को लैम्ब्डा बोटीस तारे के रूप में भी वर्गीकृत किया गया है, जिसका अर्थ है कि इसकी सतह की परतें लोहे के शीर्ष तत्वों में समाप्त हो गई हैं। यह एकमात्र ज्ञात तारा है जो एक साथ एक गामा डोराडस चर, एक लैम्ब्डा बोटिस प्रकार, और एक वेगा जैसा तारा (एक परिस्थिति डिस्क के कारण अतिरिक्त अवरक्त उत्सर्जन वाला तारा) है। स्थान एच. आर. 8799 एक तारा है जो नग्न आंखों से दिखाई देता है। इसका परिमाण 5.96 है और यह पेगासस के बड़े वर्ग के पश्चिमी किनारे के अंदर स्थित है, जो शेट और मरकाब के बीच लगभग आधे रास्ते पर है। एचआर 8799 का स्टार का नाम ब्राइट स्टार कैटलॉग में इसका लाइन नंबर है। तारकीय गुण तारा एच. आर. 8799 लैम्ब्डा बोटिस (बू) वर्ग का एक सदस्य है, जो विशिष्ट तारों का एक समूह है जिसके ऊपरी वायुमंडल में "धातुओं" (हाइड्रोजन और हीलियम से भारी तत्व) की असामान्य कमी है। इस विशेष स्थिति के कारण, एचआर 8799 जैसे सितारों में एक बहुत ही जटिल वर्णक्रमीय प्रकार है। तारे के वर्णक्रम में बाल्मर रेखाओं की चमक प्रोफ़ाइल, साथ ही साथ तारे का प्रभावी तापमान, एक F0 V तारे के विशिष्ट गुणों से सबसे अच्छा मेल खाता है। हालांकि, कैल्शियम II K अवशोषण रेखा और अन्य धातु रेखाओं की ताकत एक A5 V तारे की तरह है। इसलिए तारे के वर्णक्रमीय प्रकार को इस रूप में लिखा जाता है। इस तारे का आयु निर्धारण उपयोग की गई विधि के आधार पर कुछ भिन्नता दिखाता है। सांख्यिकीय रूप से, मलबे की डिस्क रखने वाले सितारों के लिए, इस तारे की चमक लगभग 20-150 मिलियन वर्ष की आयु का संकेत देती है। अंतरिक्ष के माध्यम से समान गति वाले सितारों के साथ तुलना 30-160 मिलियन वर्षों की सीमा में एक आयु देती है। चमक बनाम तापमान के हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर तारे की स्थिति को देखते हुए, इसकी अनुमानित आयु 30-1,128 मिलियन वर्षों की सीमा में है। इस तरह के बोटीस तारे आम तौर पर युवा होते हैं, जिनकी औसत आयु एक अरब वर्ष होती है। अधिक सटीक रूप से, क्षुद्रग्रह विज्ञान भी लगभग एक अरब वर्ष की आयु का सुझाव देता है। हालाँकि, यह विवादित है क्योंकि यह ग्रहों को शीतलन मॉडल में फिट होने के लिए भूरे बौने बना देगा। इस तरह के विन्यास में ब्राउन ड्वार्फ स्थिर नहीं होंगे। एचआर 8799 की आयु के लिए सबसे अच्छा स्वीकृत मूल्य 3 करोड़ वर्ष है, जो कोलम्बा एसोसिएशन के सह-गतिशील सितारों के समूह का सदस्य होने के अनुरूप है। तारे के वर्णक्रम के पहले के विश्लेषण से पता चलता है कि सूर्य की तुलना में इसमें कार्बन और ऑक्सीजन की थोड़ी अधिकता है (क्रमशः लगभग 30 प्रतिशत और 10 प्रतिशत)। जबकि कुछ लैम्ब्डा बोटिस सितारों में सूर्य के समान सल्फर की प्रचुरता होती है, एचआर 8799 के मामले में ऐसा नहीं है; सल्फर की प्रचुरता सौर स्तर का केवल 35 प्रतिशत है। तारा सोडियम से भारी तत्वों में भी कमजोर हैः उदाहरण के लिए, लोहे की प्रचुरता सौर लोहे की प्रचुरता का केवल 28 प्रतिशत है। अन्य स्पंदनशील लैम्ब्डा बोटीस तारों के क्षुद्रग्रह संबंधी अवलोकनों से पता चलता है कि इन तारों के विशिष्ट प्रचुरता पैटर्न केवल सतह तक ही सीमित हैंः थोक संरचना अधिक सामान्य होने की संभावना है। यह संकेत दे सकता है कि देखे गए तत्व की प्रचुरता तारे के आसपास के वातावरण से धातु-खराब गैस के संचय का परिणाम है। 2020 में, कई डेटा स्रोतों का उपयोग करते हुए वर्णक्रमीय विश्लेषण ने पूर्व डेटा में विसंगति का पता लगाया है और निष्कर्ष निकाला है कि स्टार कार्बन और ऑक्सीजन की प्रचुरता सौर की तुलना में समान या थोड़ी अधिक है। लोहे की प्रचुरता को सौर मूल्य के 30 प्रतिशत तक बढ़ा दिया गया था। स्पेक्ट्रोस्कोपिक डेटा का उपयोग करके खगोलीय विश्लेषण इंगित करता है कि तारे का घूर्णन झुकाव 40° से अधिक या लगभग बराबर होने के लिए विवश है। यह ग्रहों के कक्षीय झुकाव के विपरीत है, जो लगभग एक कोण पर लगभग एक ही तल में हैं। इसलिए, तारे के घूर्णन और उसके ग्रहों की कक्षाओं के बीच एक अस्पष्टीकृत गलत संरेखण हो सकता है। चंद्र एक्स-रे वेधशाला के साथ इस तारे का अवलोकन इंगित करता है कि इसमें चुंबकीय गतिविधि का एक कमजोर स्तर है, लेकिन एक्स-रे गतिविधि अल्टेयर जैसे ए-प्रकार के तारे की तुलना में बहुत अधिक है। इससे पता चलता है कि तारे की आंतरिक संरचना एक F0 तारे से अधिक मिलती-जुलती है। 13 नवंबर 2008 को, कनाडा के हर्जबर्ग इंस्टीट्यूट ऑफ एस्ट्रोफिजिक्स की राष्ट्रीय अनुसंधान परिषद के क्रिश्चियन मारोइस और उनकी टीम ने घोषणा की कि उन्होंने हवाई में केक और जेमिनी दूरबीनों के साथ तारे की परिक्रमा कर रहे तीन ग्रहों को सीधे देखा है, दोनों ही मामलों में अवरक्त में अवलोकन करने के लिए अनुकूली प्रकाशिकी का उपयोग किया गया है। बाहरी 3 ग्रहों का एक पूर्व-प्राप्ति अवलोकन बाद में 1998 में हबल स्पेस टेलीस्कोप के एन. आई. सी. एम. ओ. एस. उपकरण द्वारा प्राप्त अवरक्त छवियों में पाया गया, जब एक नई विकसित छवि-प्रसंस्करण तकनीक लागू की गई थी। 2009-2010 में आगे की टिप्पणियों से पता चला कि चौथा विशाल ग्रह पहले तीन ग्रहों के अंदर 15 से कम अनुमानित अलगाव पर परिक्रमा कर रहा है, जिसकी पुष्टि कई अध्ययनों द्वारा की गई है। बाहरी ग्रह सौर कुइपर बेल्ट की तरह एक धूल भरी डिस्क के अंदर परिक्रमा करता है। यह पृथ्वी के 300 प्रकाश वर्षों के भीतर किसी भी तारे के आसपास ज्ञात सबसे विशाल डिस्क में से एक है, और स्थलीय ग्रहों के लिए आंतरिक प्रणाली में जगह है। सबसे भीतरी ग्रह की कक्षा के अंदर एक अतिरिक्त मलबा डिस्क है। ई, डी, सी और बी ग्रहों की कक्षीय त्रिज्याएँ बृहस्पति, शनि, यूरेनस और नेपच्यून की कक्षाओं से क्रमशः 2-3 गुना अधिक हैं। स्रोत से दूरी पर विकिरण की तीव्रता से संबंधित व्युत्क्रम वर्ग नियम के कारण, सूर्य की तुलना में एचआर 8799 से दूर की दूरी पर तुलनीय विकिरण की तीव्रता मौजूद होती है, जिसका परिणाम यह है कि सौर और एचआर 8799 प्रणालियों में संबंधित ग्रहों को समान मात्रा में तारकीय विकिरण प्राप्त होता है। ये वस्तुएँ ग्रहों के रूप में वर्गीकरण के लिए ऊपरी द्रव्यमान सीमा के पास हैं; यदि वे 13 बृहस्पति द्रव्यमान से अधिक हो जाते हैं, तो वे अपने अंदरूनी हिस्सों में ड्यूटेरियम संलयन में सक्षम होंगे और इस प्रकार बाहरी ग्रहों पर आई. ए. यू. के कार्य समूह द्वारा उपयोग किए जाने वाले इन शब्दों की परिभाषा के तहत भूरे बौने के रूप में अर्हता प्राप्त करेंगे। यदि द्रव्यमान अनुमान सही हैं, तो एचआर 8799 प्रणाली पहली बहु-ग्रह एक्स्ट्रासोलर प्रणाली है जिसे सीधे चित्रित किया गया है। ग्रहों की कक्षीय गति घड़ी की विपरीत दिशा में है और 1998 में कई टिप्पणियों के माध्यम से इसकी पुष्टि की गई थी। यदि ग्रह ई, डी और सी 4:2:1 अनुनाद में हैं, तो प्रणाली के स्थिर होने की अधिक संभावना है, जिसका अर्थ है कि अवलोकन संबंधी बाधाओं से मेल खाने के लिए ग्रह डी की कक्षा में 0.004 से अधिक उत्केन्द्रता है। यदि बाहरी तीन ग्रह 1:2:4 कक्षीय अनुनाद में हों (बृहस्पति के आंतरिक तीन गैलीलियन उपग्रहोंः आईओ, यूरोपा और गैनीमेड के साथ-साथ ग्लीज़ 876 प्रणाली के तीन ग्रहों के बीच लाप्लास अनुनाद के समान) तो विकासवादी मॉडल से सबसे उपयुक्त द्रव्यमान वाली ग्रह प्रणालियाँ स्थिर होंगी। हालाँकि, यह विवादित है कि क्या ग्रह बी अन्य 3 ग्रहों के साथ अनुनाद में है। गतिशील अनुकरण के अनुसार, एचआर 8799 ग्रह प्रणाली कई अनुनाद 1:2:4:8 के साथ एक अतिरिक्त सौर प्रणाली भी हो सकती है। 4 युवा ग्रह अभी भी अपने गठन की गर्मी से लाल गर्म चमक रहे हैं, और बृहस्पति से बड़े हैं और समय के साथ वे ठंडा हो जाएंगे और 0.8-1.0 बृहस्पति त्रिज्या के आकार में सिकुड़ जाएंगे। बी, सी और डी ग्रहों की ब्रॉडबैंड फोटोमेट्री से पता चला है कि उनके वायुमंडल में महत्वपूर्ण बादल हो सकते हैं, जबकि बी और सी ग्रहों की अवरक्त स्पेक्ट्रोस्कोपी गैर-संतुलन/रसायन विज्ञान की ओर इशारा करती है। पालोमार वेधशाला पर प्रोजेक्ट 1640 इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफ के साथ निकट-अवरक्त टिप्पणियों से पता चला है कि चार ग्रहों के बीच संरचनाएं काफी भिन्न हैं। यह एक आश्चर्य की बात है क्योंकि ग्रह संभवतः एक ही डिस्क से एक ही तरह से बने हैं और उनमें समान चमक है। ग्रह स्पेक्ट्रा कई अध्ययनों ने एचआर 8799 के ग्रहों के स्पेक्ट्रा का उपयोग उनकी रासायनिक संरचनाओं को निर्धारित करने और उनके गठन परिदृश्यों को बाधित करने के लिए किया है। ग्रह बी के पहले स्पेक्ट्रोस्कोपिक अध्ययन (निकट-अवरक्त तरंग दैर्ध्य पर किया गया) ने मजबूत जल अवशोषण और मीथेन अवशोषण के संकेतों का पता लगाया। इसके बाद, इस ग्रह के वायुमंडल में कमजोर मीथेन और कार्बन मोनोऑक्साइड अवशोषण का भी पता चला, जो वायुमंडल के कुशल ऊर्ध्वाधर मिश्रण और प्रकाशमंडल में एक असंतुलन/अनुपात का संकेत देता है। ग्रहों के वायुमंडल के मॉडल की तुलना में, ग्रह बी का यह पहला वर्णक्रम उन्नत धातुता (सूर्य की धातुता का लगभग 10 गुना) के मॉडल से सबसे अच्छा मेल खाता है, जो इस धारणा का समर्थन कर सकता है कि यह ग्रह कोर-संचय के माध्यम से बना है। एचआर 8799 प्रणाली में सभी चार ज्ञात ग्रहों का पहला एक साथ स्पेक्ट्रा 2012 में पालोमार वेधशाला में परियोजना 1640 उपकरण का उपयोग करके प्राप्त किया गया था। इस उपकरण से निकट-अवरक्त स्पेक्ट्रा ने सभी चार ग्रहों के लाल रंगों की पुष्टि की और ग्रहों के वायुमंडल के मॉडल से सबसे अच्छा मेल खाता है जिसमें बादल शामिल हैं। हालाँकि ये स्पेक्ट्रा किसी भी ज्ञात खगोलीय वस्तुओं से सीधे मेल नहीं खाते हैं, लेकिन कुछ ग्रह स्पेक्ट्रा एल-और टी-प्रकार के भूरे बौनों और शनि के रात्रि-पक्ष स्पेक्ट्रम के साथ समानताएँ प्रदर्शित करते हैं। परियोजना 1640 के साथ प्राप्त सभी चार ग्रहों के एक साथ स्पेक्ट्रा के प्रभावों को संक्षेप में इस प्रकार प्रस्तुत किया गया हैः ग्रह बी में अमोनिया और/या एसिटिलीन के साथ-साथ कार्बन डाइऑक्साइड भी होता है, लेकिन इसमें बहुत कम मीथेन होता है; ग्रह सी में अमोनिया होता है, शायद कुछ एसिटिलीन लेकिन न तो कार्बन डाइऑक्साइड और न ही पर्याप्त मीथेन; ग्रह डी में एसिटिलीन, मीथेन और कार्बन डाइऑक्साइड होता है लेकिन अमोनिया का निश्चित रूप से पता नहीं चलता है; ग्रह ई में मीथेन और एसिटिलीन होता है लेकिन अमोनिया या कार्बन डाइऑक्साइड नहीं होता है। ई ग्रह का वर्णक्रम शनि के लाल रंग के वर्णक्रम के समान है। केक दूरबीन से प्राप्त मध्यम-रिज़ॉल्यूशन निकट-अवरक्त स्पेक्ट्रोस्कोपी ने निश्चित रूप से ग्रह के वायुमंडल में कार्बन मोनोऑक्साइड और पानी अवशोषण रेखाओं का पता लगाया सी। कार्बन-से-ऑक्सीजन अनुपात, जिसे विशाल ग्रहों के गठन के इतिहास का एक अच्छा संकेतक माना जाता है, सी ग्रह के लिए मेजबान तारा एचआर 8799 की तुलना में थोड़ा अधिक मापा गया था। कार्बन-से-ऑक्सीजन के बढ़े हुए अनुपात और ग्रह में कार्बन और ऑक्सीजन के घटते स्तर एक ऐसे इतिहास का समर्थन करते हैं जिसमें ग्रह का निर्माण मूल वृद्धि के माध्यम से हुआ था। हालांकि, यह ध्यान रखना महत्वपूर्ण है कि पूरी तरह से इसकी संरचना के आधार पर एक ग्रह के गठन के इतिहास के बारे में निष्कर्ष गलत हो सकते हैं यदि ग्रह महत्वपूर्ण प्रवास, रासायनिक विकास या कोर ड्रेजिंग से गुजरा है। बाद में, नवंबर 2018 में, शोधकर्ताओं ने केक वेधशाला में उच्च-रिज़ॉल्यूशन स्पेक्ट्रोस्कोपी और निकट-अवरक्त अनुकूली प्रकाशिकी (एन. आई. आर. एस. पी. ए. ओ.) का उपयोग करने के वातावरण में पानी के अस्तित्व और मीथेन की अनुपस्थिति की पुष्टि की। ग्रहों के लाल रंगों को लोहे और सिलिकेट वायुमंडलीय बादलों की उपस्थिति से समझाया जा सकता है, जबकि उनकी कम सतह गुरुत्वाकर्षण कार्बन मोनोऑक्साइड की मजबूत असंतुलन सांद्रता और मजबूत मीथेन अवशोषण की कमी की व्याख्या कर सकती है। जनवरी 2009 में स्पिट्जर स्पेस टेलीस्कोप ने एचआर 8799 के आसपास मलबे की डिस्क की छवियां प्राप्त कीं। मलबे की डिस्क के तीन घटकों को अलग किया गया थाः गर्म धूल (≈ 150 K) जो सबसे भीतरी ग्रह (e) के भीतर परिक्रमा कर रही है। इस बेल्ट के आंतरिक और बाहरी किनारे ग्रह के साथ 4:1 और 2:1 अनुनाद के करीब हैं। सबसे बाहरी ग्रह (बी) के ठीक बाहर परिक्रमा करने वाले एक तेज आंतरिक किनारे के साथ ठंडी धूल (≈ 45 के) का एक व्यापक क्षेत्र। इस बेल्ट का आंतरिक किनारा उक्त ग्रह के साथ लगभग 3ः2 अनुनाद में है, जो नेपच्यून और कुइपर बेल्ट के समान है। ठंडे धूल घटक में उत्पन्न होने वाले छोटे अनाज का एक नाटकीय प्रभामंडल। प्रभामंडल असामान्य है और एक उच्च स्तर की गतिशील गतिविधि का संकेत देता है जो विशाल ग्रहों द्वारा गुरुत्वाकर्षण हलचल के कारण होने की संभावना है। स्पिट्जर दल का कहना है कि कुइपर बेल्ट के समान पिंडों के बीच टकराव होने की संभावना है और हो सकता है कि तीन बड़े ग्रह अभी तक अपनी अंतिम, स्थिर कक्षाओं में नहीं बसे हों। तस्वीर में, धूल के बादल के चमकीले, पीले-सफेद हिस्से बाहरी ठंडे डिस्क से आते हैं। नारंगी-लाल रंग में देखे जाने वाले विशाल विस्तारित धूल प्रभामंडल का व्यास ≈ 2,000 है। प्लूटो की कक्षा का व्यास (≈ 80) केंद्र में एक बिंदु के रूप में संदर्भ के लिए दिखाया गया है। यह डिस्क इतनी मोटी है कि यह युवा प्रणाली की स्थिरता के लिए खतरा है। भंवर कोरोनग्राफः उच्च-विपरीत इमेजिंग तकनीक के लिए परीक्षण किया गया वर्ष 2010 तक, दूरबीन असाधारण परिस्थितियों में केवल सीधे एक्सोप्लैनेट की छवि ले सकते थे। विशेष रूप से, छवियों को प्राप्त करना आसान होता है जब ग्रह विशेष रूप से बड़ा (बृहस्पति की तुलना में काफी बड़ा) होता है, जो अपने मूल तारे से व्यापक रूप से अलग होता है, और गर्म होता है ताकि यह तीव्र अवरक्त विकिरण का उत्सर्जन करे। हालाँकि, 2010 में नासा की जेट प्रोपल्शन लेबोरेटरी की एक टीम ने प्रदर्शित किया कि एक भंवर कोरोनग्राफ छोटे दूरबीनों को सीधे ग्रहों की छवि लेने में सक्षम बना सकता है। उन्होंने हेल टेलीस्कोप के सिर्फ डेढ़ मीटर हिस्से का उपयोग करके पहले से चित्रित एचआर 8799 ग्रहों की इमेजिंग करके ऐसा किया। एन. आई. सी. एम. ओ. एस. छवियाँ 2009 में, एच. आर. 8799 के आसपास एक अनुमानित एक्सोप्लैनेट दिखाने के लिए एक पुरानी एन. आई. सी. एम. ओ. एस. छवि को संसाधित किया गया था। 2011 में, उन्नत डेटा प्रोसेसिंग का उपयोग करके 1998 में ली गई एन. आई. सी. एम. ओ. एस. छवि में तीन और एक्सोप्लैनेट को देखने योग्य बनाया गया था। यह छवि ग्रहों की कक्षाओं को बेहतर ढंग से चित्रित करने की अनुमति देती है, क्योंकि उन्हें अपने मेजबान तारे की परिक्रमा करने में कई दशक लगते हैं। रेडियो उत्सर्जन की खोज 2010 में शुरू हुई, खगोलविदों ने एरेसिबो वेधशाला में रेडियो दूरबीन का उपयोग करके एचआर 8799 की परिक्रमा करने वाले एक्सोप्लैनेट से रेडियो उत्सर्जन की खोज की। बड़े द्रव्यमान, गर्म तापमान और भूरे बौने जैसे प्रकाश के बावजूद, वे 5 गीगाहर्ट्ज़ पर 1 एमजेवाई के प्रवाह घनत्व का पता लगाने की सीमा तक किसी भी उत्सर्जन का पता लगाने में विफल रहे। यह भी देखें एक्सोप्लैनेट्स की सूची एक्स्ट्रासोलर ग्रहों की प्रत्यक्ष इमेजिंग टिप्पणियाँ बाहरी लिंक ए-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम सितारे गामा डोराडस चर पेगासस (नक्षत्र) 218396 114189 8799 पेगासी, चार पुष्टि किए गए ग्रहों के साथ वी342 ग्रह प्रणालियाँ लैम्ब्डा बोटिस सितारे सर्कमस्टेलर डिस्क डर्चमस्टरिंग ऑब्जेक्ट