Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

HR 8799

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
HR 8799
HR 8799 observat.jpg
Câmp stelar al cărui HR 8799 iese în evidență.
Clasificare Steaua albă a secvenței principale - Steaua λ Boo [1]
Clasa spectrală kA5 hF0 mA5 V; λ Boo [2] [3]
Tipul variabilei γ Dor [1]
Distanța de la Soare 129 până la (39 buc )
Constelaţie Pegas
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 23 h 07 m 28.7150 s [1]
Declinaţie + 21 ° 08 '03 .302 " [1]
Lat. galactic 092.7642 [1]
Lung. galactic -35.5751 [1]
Date fizice
Raza medie 1,5 ± 0,3 [4] R ⊙
Masa
1,56 [4] M ⊙
Temperatura
superficial		 7430 ± 75 K [2] (medie)
Luminozitate
4,92 ± 0,41 [2] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) 0,234 [5]
Metalicitate [Fe / H] = -0,47 ± 0,10 [2]
Vârsta estimată 6 milioane până la 30 milioane de ani [4] [6]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 5.964 [1]
Magnitudine abs. 2,98 ± 0,08 [2]
Parallax 25,38 ± 0,70 mase [7]
Motocicletă proprie RA : 107,93 ± 0,60 [7] mase / an
Dec : -49,63 ± 0,46 [7] mas / an
Viteza radială -11,5 ± 2 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
V342 Pegasi , BD +20 5278, FK5 3850, GC 32209, HD 218396, HIP 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1 [1]
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 23 h 07 m 28 715 s, + 21 ° 08 '03 302 "

HR 8799 este o stea albă vizibilă în constelația Pegas , situată la o distanță de 129 de ani lumină (39 parsec ) de sistemul solar .

Este o secvență principală de stele foarte tânără, cu o dimensiune cu mult mai mare decât cele ale Soarelui și variabila de tip γ Doradus ; de asemenea, aparține tipului stelar λ Bootis , care include stele caracterizate printr-o metalicitate foarte scăzută. [2] [8] Este, de asemenea, clasificat ca stea de tip Vega , caracterizată printr-un exces de radiații infraroșii datorită prezenței pe orbita unui disc de resturi circumstelare . [9] HR 8799 este singura stea cunoscută a fi atât o variabilă γ Doradus, o stea λ Bootis, cât și o stea de tip Vega. [9]

Deși metalicitatea stelei este destul de scăzută, [10] [11] în jurul acesteia orbitează un sistem planetar care conține o centură de asteroizi și cel puțin patru planete masive , care, împreună cu Fomalhaut b , au fost primele a căror mișcare orbitală a fost confirmată de „ observarea directă ”. Potrivit unui studiu realizat cu telescopul Keck , cele patru planete ar putea fi în rezonanță una cu cealaltă [12]

Observare

Poziția stelei în constelație; punctul din dreapta liniei verzi este 51 Pegasi .

HR 8799 este identificat cu relativă ușurință în constelația Pegas , în ciuda magnitudinii sale aparente de 5,964 [1] pentru a pune aproape la limita vizibilității cu ochiul liber : este situat pe linia care leagă cele mai strălucitoare stele Markab (α Pegasi) și Scheat (β Pegasi), vârfuri dell ' asterismo Piața Pegasus , aproape la jumătatea distanței dintre cele două. [13] Apare cu ochiul liber sau cu binoclul ca o stea anonimă albicioasă sau alb-albăstruie. În mod întâmplător, HR 8799 este situat la o distanță scurtă aparentă, în constelație, de la 51 Pegasi , prima stea asemănătoare Soarelui în jurul căreia a fost confirmată o exoplanetă ( 51 Peg b ). [14]

Steaua este situată în cerul emisferei nordice și, prin urmare, este mai ușor de observat din emisfera nordică; totuși, se află aproape de ecuatorul ceresc suficient de suficient pentru a sta la baza tuturor zonelor populate ale Pământului . [15] Lunile ideale pentru observarea lui pe cerul serii merg din iulie până în ianuarie, din emisfera nordică și din august până în decembrie din latitudinile medii sudice .

Caracteristici fizice

HR 8799 este o stea albă care aparține secvenței principale . Deși se află la limita vizibilității cu ochiul liber, distanța sa față de sistemul solar , cuantificată datorită metodei de paralaxă în 129 de ani lumină (39 parsec ), provoacă magnitudinea absolută a stelei este egală cu aproximativ 3, ceea ce îl face, prin urmare, de aproximativ 4,9 ori mai multă lumină a soarelui . [2] Cunoscând strălucirea stelei și raza acesteia, măsurată prin interferometru cu reliefuri în 1,4 R ☉ , [2] a fost posibil să se determine masa , egală cu 1,5 ori cea a soarelui . [2] Având în vedere masa, astrofizicienii , pe baza „modelelor evoluției stelare , cred că steaua va rămâne din nou pe secvența principală timp de 2,8 miliarde de ani, înainte de a se extinde într- un gigant roșu . [14]

Analiza astrosismologică a vitezei de rotație a înclinării axei de întoarcere a stelei egală sau mai mare de 40 °, în timp ce planul orbitelor planetelor prezintă o înclinare diferită, 20 ° ± 10 °. Motivul acestei diferențe de înclinație este încă necunoscut. [16] Observațiile făcute de telescopul spațial Chandra indică niveluri scăzute de activitate magnetică , deși activitatea din banda de raze X este mai mare decât cea a stelelor normale clasa A; din acest motiv s-a presupus că steaua are o structură mai asemănătoare cu cea a unei stele din clasa F0, cu o temperatură a coroanei de aproximativ 3,0 milioane K. [17]

HR 8799 este, de asemenea, o stea variabilă , aparținând tipului γ Doradus , a cărui luminozitate variază din cauza pulsațiilor neradiale ale suprafeței sale care există la intervale neregulate , cuprinse între 0,505 și 0,579 zile. [14]

Particularități spectrale și metalicitate

Spectrul stelei filtrat de planeta HR 8799 c; Imaginea a fost obținută folosind optica adaptivă NACO montată pe telescopul foarte mare .

HR 8799 face parte din clasa de stele ciudate cunoscute sub numele de λ Boötis , caracterizată printr-o metalicitate foarte scăzută; [2] [8] Prin urmare, tipul spectral este foarte complex. Aspectul liniilor de emisie HI și temperatura suprafeței sale, măsurate în 7250 kelvin , reflectă mai bine spectrul unei stele V din clasa F0 ; cu toate acestea, intensitatea particulară a liniilor K ale ionului de calciu (Ca II) și a liniilor altor metale fac spectrul mai similar cu cel al unei stele din clasa A5V. Din aceste motive, spectrul stelei este transcris ca kA5 hF0 mA5 V; λ Boo. [2] [3]

O analiză detaliată a spectrului stelei relevă cantități de carbon și oxigen ușor mai mari în comparație cu cele ale Soarelui 30% și respectiv 10%. În timp ce unele stele de tip λ Boötis posedă o abundență de sulf similară cu cea a Soarelui, HR 8799 are doar aproximativ 35%; steaua are, de asemenea, cantități foarte mici de elemente mai grele decât sodiul : de exemplu, cantitatea de fier este doar 28% din cea a soarelui. [18] Studiul astrosismologico al diferitelor stele ele se limitează doar la zonele cele mai superficiale : este probabil ca restul stelei să aibă o compoziție chimică mai „normală”. Aceste caracteristici i-au determinat pe astronomi să creadă că abundențele observate ale elementelor ar rezulta din creșterea inițială a protostelului dintr-un nor molecular sărac în metale. [19]

Vârstă

Determinarea vârstei stelei variază în raport cu metodele de întâlnire utilizate. Având în vedere datele statistice, luminozitatea unei stele înconjurate de un disc de resturi ar reveni aproximativ 20-150 milioane de ani; comparația în schimb cu stelele cu mișcări spațiale similare revine între 30 și 160 de milioane de ani. În schimb, folosind o diagramă Hertzsprung-Russell care compară temperatura cu luminozitatea, intervalul este mult mai larg, între 30 și 1.128 milioane de ani. Λ Stelele Boötis precum HR 8799 sunt în general stele tinere, cu o vârstă medie de aproape un miliard de ani, după cum sugerează studiul astroseismologic. [20] Cu toate acestea, o valoare similară nu ar fi de încredere din cauza faptului că presupuse planete ar fi considerate pitici bruni în conformitate cu modelele termice; în plus, piticii bruni nu ar avea orbite stabile într-o astfel de configurație.

Alte estimări, efectuate pe baza strălucirii ridicate a prafului rezidual, converg spre valori de 50[21] -60 milioane de ani. [2] [3] [4] Cea mai acceptată valoare este, totuși, aproape de 30 de milioane de ani, ceea ce este în concordanță cu apartenența probabilă la steaua „ Asociația Porumbelului” . [22]

Sistemul planetar

Mișcarea planetelor în 7 ani, cu imaginile suprapuse luate telescopul Keck : sus în stânga planeta b, c în dreapta sus, chiar în mijloc și în dreapta în jos d.

În jurul HR 8799 orbitează un sistem planetar , format din cel puțin patru planete (numite, în ordinea distanței față de stea și , d , c și b ) și o centură de asteroizi .

Descoperire

La 13 noiembrie 2008 i s-a dat anunțul oficial despre descoperirea a trei planete care orbitează steaua; toate cele trei au fost luate din telescoapele Keck și Gemeni [9] [23] [24] [25] prin utilizarea opticii adaptive pentru a efectua observații în infraroșu . Dacă masele presupuse ar fi incorecte, sistemul HR 8799 ar fi primul sistem planetar multiplu care a fost descoperit prin intermediul „ observării directe : [23] mișcarea lor orbitală a fost de fapt confirmată prin observații multiple efectuate din 2004 . [9]

Cu toate acestea, în 2009, a constatat că telescopul spațial Hubble a preluat deja planeta b cu unsprezece ani mai devreme, în 1998 (imaginea laterală), sugerând astfel că multe alte exoplanete ar putea fi identificate pur și simplu prin analiza arhivelor fotografice ale telescopului. ; [26] rezultatele unei analize ulterioare, publicate în 2011, au arătat că, de fapt, chiar și planetele c și d au fost incluse în imaginile din 1998 [27]

În noiembrie 2010 a fost anunțată descoperirea, prin observare directă, a unei a patra planete, numită HR 8799 și, mai internă decât celelalte planete descoperite. [28] Planeta a fost descoperită folosind observațiile telescopului Keck în banda K în infraroșu și L. [28]

În 2016, după observații cu radiointerferometrul ALMA , astronomii au sugerat prezența unei a cincea planete în sistem. [29]

Planeta HR 8799 b este reprezentată de telescopul Hubble în 1998.

Caracteristici

Razele orbitelor planetelor „d”, „c” și „b” sunt de 2 până la 2,5 ori cele ale lui Saturn , Uranus și respectiv Neptun . Datorită legii pătratului invers , care determină intensitatea radiației electromagnetice la o anumită distanță de sursa care a emis-o, temperatura din regiunea planetelor descoperite ar fi similară cu cea prezentă în vecinătatea lui Uranus și Neptun, deși distanțele planetelor descoperite de HR 8799 sunt = 2,2 ori distanța dintre Uranus și Neptun de Soare. [4] [30]

Articolul publicat de descoperitori sugerează că orbitele sunt circulare și privesc aproape frontal planul lor, deoarece direcția mișcării orbitale a planetelor este în sens invers acelor de ceasornic [9] și că masele planetelor au valori cuprinse între 5:13 masele Jupiter (M J). [9] Cu toate acestea, simulările de dinamică pe computer arată că numai pentru anumite valori de masă (estimate pentru planetele b, c și d respectiv în 5, 7 și 7 M J ) sistemul este stabil, deoarece valorile mai mari ar face ca sistemul instabil de-a lungul unor scale de timp sub vârsta stelei.[21] Valori similare ale masei rămân în continuare acele planete aproape de limita planetei masive și a piticii brune . [31]

Simularea arată, de asemenea, că stabilitatea conferită prin sistemul de masă care nu depășește 7 M J se reflectă și într-o rezonanță probabilă 1: 2: 4 (ca cele trei cele mai interioare luni galileene : I , Europa și Ganimedes ), ceea ce implică faptul că orbita planeta cea mai interioară are o „ excentricitate de 0,04 și un„ unghi de cel puțin 20-30 °.[21] Dacă aceste ipoteze ar putea găsi un feedback observațional, sistemul HR 8799 ar fi primul caracterizat printr-o rezonanță multiplă. [30]

Imagine făcută de telescopul infraroșu Spitzer al HR 8799. Punctul discului din centru indică dimensiunea orbitei Pluton . Porțiunile strălucitoare, de culoare alb-gălbuie, reprezintă porțiunile cele mai exterioare ale discului de praf rece. [32]

Interacțiunile pe care planetele le-au stabilit cu centura exterioară de asteroizi par să indice că planetele nu au ajuns încă pe orbitele lor finale, ci mai degrabă că sunt încă într-un proces de migrație planetară . [33] Este, de asemenea, probabil ca în părțile cele mai interioare ale sistemului să fie deja prezente sau să fie încă în procesul de formare a planetelor stâncoase . [24]

Obiectele sunt mai slabe decât 2-3 magnitudini decât pitic brun culoare comparabilă; o lipsă similară de luminozitate este caracteristică tinerilor obiecte substelari în tranziție de la clasa L la clasa T, probabil datorită unui conținut ridicat de praf și a unui dezechilibru chimic în CO / CH 4 în atmosferele lor. [34]

Curele de asteroizi

În jurul HR 8799 orbitează una dintre cele mai masive centuri de asteroizi cunoscuți, asemănătoare ca caracteristici cu centura Kuiper a sistemului solar , care i-a adus porecla de centura HR 9799 Kuiper. În ianuarie 2009, telescopul spațial Spitzer a reușit să obțină imagini ale acestei înregistrări, ceea ce a făcut posibilă identificarea a trei componente distincte:

  • un disc intern de praf "fierbinte" (T ~ 150 K), care orbitează cu aproximativ 10 UA mai mult intern decât planeta d;[21]
  • un disc exterior mare de praf rece (T ~ 45 K), cu o margine interioară foarte ascuțită, care cade la aproximativ 100 UA de la stea, chiar dincolo de planeta cea mai exterioară, de unde este probabil limitat;[21]
  • un halou de pulberi foarte fine care provine din pulberi reci și se extinde pentru aproximativ 2000 UA.

Masa totală a pulberilor din discul intern și extern este estimată, respectiv, pe ≈1 × 10 -5 până la 4 × 10 -2 mase terestre .[21] Halo are trăsături neobișnuite, cum ar fi prezența unei dinamici interne intense cel mai probabil datorită influenței gravitaționale a planetelor. [35] O astfel de dinamică ar fi responsabilă pentru coliziuni multiple între corpurile care alcătuiesc această centură, la fel ca cele care implică obiectele centurii Kuiper ale sistemului solar.

Diagrama orbitei sistemului.

Prezentare generală a sistemului

Mai jos este o prezentare generală a caracteristicilor componentelor sistemului planetar.

Planetă Masa rază Perioada orb. Sem. mai mare Excentricitate Descoperire
și [4] 9,2 ± 0,6 M J 1,17 r J 49,3 ani 16,4 UA 0,15 2010
d [30] [36] 8,3 ± 0,6 M J 1,2 r J 112,5 ani 27 AU 0,1 2008
c [30] [37] 8,3 ± 0,6 M J 1,3 r J 225 de ani 42,9 UA 0 2008
b [30] [38] 7 +4
-2 M J		 1,2 r J ~ 450 de ani ~ 68 AU 0 2008
Centura de asteroizi - - 104-360 UA [6] 2008

Notă

  1. ^ A b c d și f g h i j SIMBAD - V * V342 Peg - Variable Star of Dor type range , on simbad.u-strasbg.fr. Adus la 6 decembrie 2008 . .
  2. ^ A b c d și f g h i j k l RO Grey, AB Kaye, HR 8799: O legătură între γ Doradus Variables și λ Bootis Stars , în Astronomical Journal , vol. 118, nr. 6, 1999, pp. 2993-2996, DOI : 10.1086 / 301134 .
  3. ^ A b c Kaye, AB și colab. , Stele Gamma Doradus: Definirea unei noi clase de variabile pulsatorii în PASP , vol. 111, nr. 761, 1999, pp. 840-844, cod bib : 1999PASP..111..840K , DOI : 10.1086 / 316399 .
  4. ^ A b c d și f Planet HR 8799 și , în Enciclopedia exoplanetelor.
  5. ^ D. Hoffleit, WH Warren Jr, HR 8799: baza de date de intrare, The Bright Star Catalog, ediția a 5-a revizuită (versiunea preliminară) , pe webviz.u-strasbg.fr, CDS . Adus la 14 noiembrie 2008 .
  6. ^ A b David J. Wilner și colab. , Observații milimetrice rezolvate ale discului de resturi HR 8799 (PDF), în Astrophysical Journal , vol. 855, nr. 1, martie 2018.
  7. ^ A b c F. van Leeuwen, HIP 114189 , pe webviz.u-strasbg.fr, Hipparcos, The New Reduction, 2007. Adus pe 13 octombrie 2008.
  8. ^ A b RO Grey, CJ Corbally, A Spectroscopic Search for λ Bootes and Other Peculiar A-Type Stars in Intermediate Age Open Clusters , in Astronomical Journal, vol. 124, nr. 2, 2002, pp. 989-1000, DOI : 10.1086 / 341609 .
  9. ^ A b c d și f Christian Marois și colab. , Imagistica directă a mai multor planete care orbitează steaua HR 8799 , în Știința , vol. 322, nr. 5906, noiembrie 2008, pp. 1348-1352, DOI : 10.1126 / science.1166585 . Adus la 6 decembrie 2008 (depus de „url original 2 iunie 2016).
  10. ^ Datele empirice arată că, în general, numai stelele cu valori destul de mari de metalicitate posedă un sistem planetar, în timp ce stelele cu metalicitate scăzută sunt private; HR 8799 este o excepție.
  11. ^ (EN) Aguilar, D., Pulliam, C.,Lifeless Suns Dominated The Early Universe , al cfa.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Comunicat de presă), 6 ianuarie 2004. Accesat la 28 septembrie 2009.
  12. ^ HR 8799: 4 planete rezonează pe manyworlds.space.
  13. ^ După cum se poate vedea din Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volumul I - emisfera nordică până la -6 ° , Richmond, Virginia, SUA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  14. ^ A b c HR 8799 Pegasi , pe astro.uiuc.edu. Adus la 18 august 2008 (depus de „Adresa URL originală 9 ianuarie 2009).
  15. ^ O declinație de 21 ° N este egală cu o distanță unghiulară față de polul ceresc nordic de 69 °; ceea ce înseamnă că la nord de 69 ° N obiectul arată circumpolar , în timp ce la sud de 69 ° S subiectul nu se ridică niciodată.
  16. ^ DJ Wright, A.-N. Chené, P. De Cat, Determinarea înclinației găzduirii cu mai multe planete folosind Asteroseismology Star HR 8799 , în The Astrophysical Journal Letters, vol. 728, nr. 1, februarie 2011 DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 728/1 / L20 .
  17. ^ J. Robrade, JHMM Schmitt, emisie de raze X de la remarcabila stea de tip A HR 8799 , în Astronomy and Astrophysics, vol. 516, iunie 2010 DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014027 .
  18. ^ Sadakane Kozo, λ Abundențe Bootis-like în Vega-Like, γ Doradus Type-Pulsator HD 218396 , în Publicații ale Societății Astronomice din Japonia, vol. 58, nr. 6, 2006, pp. 1023-1032, cod bib : 2006PASJ ... 58.1023S .
  19. ^ E. Paunzen și colab. ,Pulsation in λ Bootes stars in Astronomy and Astrophysics , vol. 335, 1998, pp. 533-538, cod bib : 1998A & A ... 335..533P .
  20. ^ A. Moya ,, PJ Amado, D. Barrado, și colab., Determinarea vârstei sistemului planetar HR8799 folosind asteroseismologie , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, vol. 405, nr. 1, iunie 2010, pp. L81-L85, DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2010.00863.x .
  21. ^ A b c d și f M. Reidemeister, AV Krivov, TOB Schmidt, S. Fiedler, S. Müller, T. Löhne, R. Neuhäuser, A possible architecture of the planetary system HR 8799 , în Astronomy and Astrophysics, vol. 503, n. 1, august 2009, pp. 247-258, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912055 .
  22. ^ B. Zuckerman, JH Rhee, I. Song, MS Bessell, The Tucana / Horologium, Columba, AB Doradus, Argus and Associations: New Members and Dusty Debris Disks pe arxiv.org, arXiv , în aprilie 2011.
  23. ^ A b Gemini lansează descoperirea istorică a imaginii planetare Prima familie pe gemini.edu, Gemini Observatory, 13 noiembrie 2008. Accesat la 13 noiembrie 2008.
  24. ^ A b Astronomii captează primele imagini ale noului sistem solar descoperit , pe keckobservatory.org, WM Keck Observatory, 13 noiembrie 2008. Accesat la 13 noiembrie 2008 (depus de „Original url 26 noiembrie 2013).
  25. ^ Joel Achenbach, Oamenii de știință publică primele imagini directe ale planetelor extrasolare , Washington Post , 13 noiembrie 2008. Accesat la 13 noiembrie 2008.
  26. ^ Lafrenière și colab. , Detectarea HST / NICMOS a HR 8799 b în 1998 , pe arxiv.org, 18 februarie 2009. Accesat la 1 aprilie 2009.
  27. ^ Astronomers Find Elusive Planets in Decade-Old Hubble Data on nasa.gov, 6 octombrie 2011.
  28. ^ A b C. Marois și colab. , Imagini ale unei a patra planete care orbitează HR 8799 , în Nature , vol. 468, nr. 7327, 22 noiembrie 2010, pp. 1080-1083, DOI : 10.1038 / nature09684 . Adus la 11 decembrie 2010 .
  29. ^ Mark Booth și colab. , Rezolvarea centurii planetezimale a HR 8799 cu ALMA , vol. 460, n. 1, Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 15 martie 2016, pp. L10-L14. arΧiv : 1603.04853v1
  30. ^ A b c d și DC Fabrycky, RA Murray-Clay, Stabilitatea sistemului a imaginat direct Multiplanet HR 8799: rezonanță și mase pe arxiv.org, 1 decembrie 2008. Adus pe 2 decembrie 2008.
  31. ^ Definiția unei „Planete” , pe dtm.ciw.edu, Grupul de lucru pentru planete extrasolare (WGESP) al Uniunii Astronomice Internaționale. Adus la 16 noiembrie 2008 (depus de „url original 4 iulie 2012).
  32. ^ A Picture of Planetary Unsettled Youth on spitzer.caltech.edu, NASA's Spitzer Space Telescope, 4 noiembrie 2009. Accesat la 8 noiembrie 2009.
  33. ^ Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System on spitzer.caltech.edu, NASA's Spitzer Space Telescope, 4 noiembrie 2009. Accesat la 8 noiembrie 2009.
  34. ^ S. Metchev, C. Marois, B. Zuckerman, Pre-Discovery 2007 Image of the HR 8799 Planetary System , în The Astrophysical Journal Letters, vol. 705, nr. 2, noiembrie 2009, pp. L204-L207, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 705/2 / L204 . Adus la 18 iulie 2010.
  35. ^ KYL Su, GH Rieke, Stapelfeldt KR și colab., The Debris Disk Around Hr 8799 , în The Astrophysical Journal, vol. 705, nr. 1, 2009, pp. 314-327, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 705/1/314 . Adus la 15 iulie 2010 .
  36. ^ Planet HR 8799 d , în Enciclopedia planetelor extrasolare.
  37. ^ Planet HR 8799 c , în Enciclopedia planetelor extrasolare.
  38. ^ Planet HR 8799 b , în Enciclopedia planetelor extrasolare.

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Stele Portal stelar : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații
Wikimedaglia
Acesta este un articol de calitate .
A fost recunoscut ca atare pe 18 mai 2011 - mergeți la semnalizare .
Desigur, alte sugestii și modificări care îmbunătățesc și mai mult activitatea sunt binevenite.

Recomandări · Criterii de admitere · Voci de calitate în alte limbi

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=HR_8799&oldid=117988851 ”