Systém HR 8799 byl objeven v roce 2008 přímým zobrazením.
Systém HR 8799 je jedním z nejslavnějších systémů, který byl objeven přímým zobrazením. Stalo se tak u tří planet v roce 2008, u čtvrté pak o dva roky později. Přímé zobrazení zde plně vyložilo karty na stůl a přineslo své výhoda nevýhody. Mezi výhody patří fakt, že byly nalezeny planety s dlouhou oběžnou dobou, což se jiným metodám příliš nedaří (snad kromě mikročoček). Mezi nevýhody naopak zapadá poměrně obtížné určení hmotnosti a velikosti objektů, které se podle odhadů pohybují u planet „c“, „d“ a „e“ kolem 10 Jupiterů plus mínus 3 Jupitery, planeta „b“ pak může mít hmotnost 7 Jupiterů nebo přesněji něco mezi 3 a 9 Jupitery.
Oběžné doby planet „e“, „d“, „c“ a „b“ jsou zhruba 50, 112, 225 a 450 let. Periody oběhu a vlastně jakékoliv údaje o tomto systému je však nutné brát v úvahu.
Stáří systému se velmi hrubě odhaduje na 30 milionů let. Kdyby astronomové znali stáří planet přesně, mohli by určit přesněji také jejich hmotnost. Planety totiž pozorujeme přímo z toho důvodu, že jsou ještě mladé a tedy horké a vyzařují zejména v infračervené části spektra.
Píšeme sice o planetách, s ohledem na jejich odhadovanou hmotnost připadá v úvahu i varianta, že jde spíše o hnědé trpaslíky.
Výzkum atmosféry
Na všechny čtyři objekty se nyní podíval dalekohled Hale (5 m) na observatoři Palomar. Pozorování naznačuje následující složení planet:
- b: amoniak a / nebo acetylén, oxid uhličitý, málo metanu
- c: amoniak, možná trochu acetylénu, žádný oxid uhličitý, nepodstatné množství metanu
- d: acetylén, metan, oxid uhličitý, amoniak v atmosféře není nebo nebyl prokázán
- e: metan, acetylén, žádný amoniak nebo oxid uhličitý
Ve stejnou dobu vyšla rovněž studie o složení atmosféry planety „c“, která je založena na pozorování havajského dalekohledu Keck II, konkrétně pak jeho přístroje OSIRIS. Ten zjistil výskyt vodní páry, oxidu uhelnatého, ale nenašel prakticky žádný metan. Cílem studie bylo zjistit na základě výzkumu atmosféry, jakým způsobem planeta vznikla. Vodní páry je méně než se čekalo. Díky tomu lze předpokládat vyšší podíl uhlíku na úkor kyslíku. Podobné výsledky naznačují, že planeta vznikla procesem akrece, tedy přes fázi nabalování jádra jako tomu bylo u plynných planet ve Sluneční soustavě a nikoliv zhroucením plynu podobně, jako vznikají hvězdy.
Zdroje: