HR 8799

Artikel atau sebagian dari artikel ini mungkin diterjemahkan dari HR 8799 di en.wikipedia.org. Isinya masih belum akurat, karena bagian yang diterjemahkan masih perlu diperhalus dan disempurnakan. Jika Anda menguasai bahasa aslinya, harap pertimbangkan untuk menelusuri referensinya dan menyempurnakan terjemahan ini. Anda juga dapat ikut bergotong royong pada ProyekWiki Perbaikan Terjemahan. (Pesan ini dapat dihapus jika terjemahan dirasa sudah cukup tepat. Lihat pula: panduan penerjemahan artikel)

HR 8799

HR 8799 (center) with HR 8799e (right), HR 8799d (lower right), HR 8799c (upper right), HR 8799b (upper left) from W. M. Keck Observatory
Data pengamatan Epos J2000.0      Ekuinoks J2000.0 (ICRS)
Rasi bintang	Pegasus
Asensio rekta	23j 07m 28.7150d[1]
Deklinasi	+21° 08′ 03.302″[1]
Magnitudo tampak (V)	5.964[1]
Ciri-ciri
Kelas spektrum	kA5 hF0 mA5 V; λ Boo[2][3]
Indeks warna U−B	−0.04[4]
Indeks warna B−V	0.234[1]
Jenis variabel	Gamma Doradus variable[1]
Astrometri
Kecepatan radial (Rv)	−11,5±2[1] km/s
Gerak diri (μ)	RA: 107,93±0,60[5] mdb/thn Dek.: −49,63±0,46[5] mdb/thn
Paralaks (π)	25,38±0,70[5] mdb
Jarak	129 ± 4 tc (39 ± 1 pc)
Magnitudo mutlak (MV)	2,98±0,08[2]
Detail
Massa	1,47±0,30[2] M☉
Radius	1,34±0,05[2] R☉
Luminositas (bolometrik)	4,92±0,41[2] L☉
Gravitasi permukaan (log g)	4,35±0,05[2]
Suhu	7430±75[2] K
Metalisitas [Fe/H]	−0,47±0,10[2][note 1]
Kecepatan rotasi (v sin i)	37,5±2[2] km/s
Usia	30+20 −10 juta[6] tahun
Penamaan lain
V342 Pegasi, BD+20 5278, FK5 3850, GC 32209, HD 218396, HIP 114189, PPM 115157, SAO 91022, TYC 1718-2350-1.[1]
Referensi basis data
SIMBAD	data
Exoplanet Archive	data
Extrasolar Planets Encyclopaedia	data

HR 8799 adalah bintang urutan utama berusia 30 juta tahun terletak 129 tahun cahaya (39,6 parsec) dari Bumi di konstelasi Pegasus. Bintang ini memiliki sekitar 1,5 kali massa Matahari dan 4,9 kali luminositas matahari. Bintang ini adalah bagian dari sistem yang juga berisi disk puing dan setidaknya empat planet besar.^[6] Planet-planet itu, bersama dengan Fomalhaut b, adalah exoplanet pertama yang gerakan orbitnya dikonfirmasi melalui pencitraan langsung . Bintang adalah variabel Gamma Doradus : luminositasnya berubah karena denyut nadi radial dari permukaannya. Bintang ini juga diklasifikasikan sebagai bintang Lambda Boötis, yang berarti lapisan permukaannya terkuras dalam elemen puncak besi .^[2] Hal ini mungkin disebabkan oleh pertambahan gas circumstellar logam- miskin.^[7] Ini adalah satu-satunya bintang yang diketahui yang secara simultan merupakan variabel Gamma Doradus, tipe Lambda Boötis, dan bintang seperti Vega (bintang dengan emisi inframerah berlebih yang disebabkan oleh cakram circumstellar).^[8]

HR 8799 adalah bintang yang dapat dilihat dengan mata telanjang, berkekuatan 5.96, yang terletak di dalam tepi barat alun-alun besar Pegasus, antara Scheat dan Markab . Penunjukan HR 8799 adalah pengidentifikasi bintang dalam Katalog Bintang terang.

Bintang HR 8799 adalah anggota kelas Lambda Boötis (λ Boo), sekelompok bintang aneh dengan kekurangan logam yang tidak biasa — unsur-unsur yang lebih berat daripada hidrogen dan helium — di atmosfer atas mereka. Karena status khusus ini, bintang-bintang seperti HR 8799 memiliki tipe spektral yang sangat kompleks. Profil luminositas garis Balmer dalam spektrum bintang, serta suhu efektif bintang, paling cocok dengan sifat khas F0   Bintang V. Namun, kekuatan garis serapan kalsium II K dan garis logam lainnya lebih mirip dengan A5 Bintang V. Karena itu, tipe spektral bintang ditulis sebagai kA5 hF0 mA5 V; λ Boo.^[2][3]

Penentuan usia bintang ini menunjukkan beberapa variasi berdasarkan metode yang digunakan. Secara statistik, untuk bintang-bintang yang menyimpan disk puing-puing, luminositas bintang ini menunjukkan usia sekitar 20–150 juta tahun. Perbandingan dengan bintang-bintang yang memiliki gerakan serupa melalui ruang angkasa memberi usia pada kisaran 30–160 juta tahun. Mengingat posisi bintang pada diagram lumzitas versus suhu Hertzsprung-Russell, ia memiliki perkiraan usia dalam kisaran 30–1,128 juta tahun. λ Bintang-bintang Boötis seperti ini umumnya muda, dengan usia rata-rata satu miliar tahun. Lebih tepatnya, asteroseismologi juga menunjukkan usia sekitar satu miliar tahun.^[9] Namun, ini diperdebatkan karena akan membuat planet-planet menjadi katai coklat untuk masuk ke dalam model pendingin. Katai coklat tidak akan stabil dalam konfigurasi seperti itu. Nilai yang diterima terbaik untuk usia HR 8799 adalah 30 juta tahun, konsisten dengan menjadi anggota kelompok bintang yang bergerak bersama Asosiasi Columba.^[10]

Analisis terperinci dari spektrum bintang mengungkapkan bahwa ia memiliki sedikit karbon yang berlebihan dan oksigen dibandingkan dengan Matahari (masing-masing sekitar 30% dan 10%). Sementara beberapa bintang Lambda Boötis memiliki banyak sulfur yang mirip dengan Matahari, ini bukan kasus HR 8799; kelimpahan belerang hanya sekitar 35% dari tingkat matahari. Bintang ini juga miskin unsur yang lebih berat dari natrium : misalnya, kelimpahan besi hanya 28% dari kelimpahan besi surya.^[11] Pengamatan asteroseismik dari bintang Lambda Boötis lain yang berdenyut menunjukkan bahwa pola kelimpahan yang khas dari bintang-bintang ini terbatas pada permukaan saja: komposisi curah kemungkinan besar lebih normal. Ini mungkin menunjukkan bahwa kelimpahan elemen yang diamati adalah hasil dari pertambahan gas miskin logam dari lingkungan di sekitar bintang.^[12]

Analisis astroseismik menggunakan data spektroskopi menunjukkan bahwa kecenderungan rotasi bintang dibatasi lebih besar atau kurang lebih sama dengan 40 °. Ini kontras dengan kecenderungan orbital planet, yang berada pada bidang yang kira-kira sama pada sudut sekitar 20° ± 10° . Oleh karena itu, mungkin ada misalignment yang tidak dapat dijelaskan antara rotasi bintang dan orbit planet-planetnya.^[13] Pengamatan bintang ini dengan Chandra X-ray Observatory menunjukkan bahwa ia memiliki tingkat aktivitas magnetik yang lemah, tetapi aktivitas sinar-X jauh lebih tinggi daripada bintang tipe A seperti Altair . Ini menunjukkan bahwa struktur internal bintang lebih mirip dengan bintang F0. Suhu korona adalah sekitar 3,0 juta K.^[14]

Pada 13 November 2008, Christian Marois dari Dewan Riset Nasional Herzberg Institute of Astrophysics Kanada dan timnya mengumumkan bahwa mereka telah secara langsung mengamati tiga planet yang mengorbit bintang dengan teleskop Keck dan Gemini di Hawaii,^{[8][16][16][17]} dalam kedua kasus menggunakan optik adaptif untuk melakukan pengamatan pada inframerah .^{[note 2]} Pengamatan pendahuluan dari 3 planet terluar kemudian ditemukan dalam gambar inframerah yang diperoleh pada tahun 1998 oleh instrumen NICMOS dari Hubble Space Telescope, setelah teknik pemrosesan gambar yang baru dikembangkan diterapkan.^[18] Pengamatan lebih lanjut pada tahun 2009–2010 mengungkapkan planet raksasa keempat yang mengorbit di dalam tiga planet pertama pada proyeksi pemisahan hanya kurang dari 15 AU ^[6][19] yang sekarang juga telah dikonfirmasi dalam berbagai penelitian.^[20]

Planet luar mengorbit di dalam disk berdebu seperti sabuk Solar Kuiper . Ini adalah salah satu cakram paling masif yang diketahui di sekitar bintang mana pun dalam 300 tahun cahaya Bumi, dan ada ruang di sistem bagian dalam untuk planet terestrial .^[16] Ada disk puing tambahan tepat di dalam orbit planet terdalam.^[6]

Jari-jari orbit planet e, d, c dan b adalah 2 hingga 3 kali dari Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus, masing-masing. Karena hukum kuadrat terbalik yang menghubungkan intensitas radiasi dengan jarak dari sumber, intensitas radiasi yang sebanding ada pada jarak ${\displaystyle {\sqrt {4,9}}}$ = 2,2 kali lebih jauh dari HR 8799 daripada dari Matahari, yang berarti bahwa planet-planet yang sesuai dalam sistem surya dan HR 8799 menerima jumlah yang sama dari radiasi bintang.^[6]

Objek-objek ini berada di dekat batas massa atas untuk klasifikasi sebagai planet; jika mereka melebihi 13 massa Jupiter, mereka akan mampu melakukan fusi deuterium di interior mereka dan dengan demikian memenuhi syarat sebagai katai coklat di bawah definisi istilah-istilah ini yang digunakan oleh Kelompok Kerja IAU tentang Planet Ekstrasolar.^[21] Jika perkiraan massa benar, sistem HR 8799 adalah sistem multi-planet multi-planet pertama yang dicitrakan langsung.^[16] Gerakan orbital dari planet-planet ini berada dalam arah berlawanan arah jarum jam dan dikonfirmasi melalui berbagai pengamatan yang berasal dari tahun 1998.^[8] Sistem ini lebih cenderung stabil jika planet "e", "d" dan "c" berada dalam resonansi 4: 2: 1, yang akan menyiratkan bahwa orbit planet d memiliki eksentrisitas melebihi 0,04 untuk mencocokkan kendala pengamatan. Sistem planet dengan massa paling cocok dari model evolusi akan stabil jika tiga planet terluar berada dalam resonansi orbital 1: 2: 4 (mirip dengan resonansi Laplace antara tiga satelit Galilea bagian dalam Jupiter: Io, Europa dan Ganimede serta tiga planet di sistem Gliese 876 ).^[6] Namun, sekarang diyakini bahwa planet b tidak beresonansi dengan 3 planet lainnya. Jika dikonfirmasi, sistem planetary HR 8799 akan menjadi sistem ekstrasolar kedua yang diamati dengan resonansi berganda. Keempat planet masih menyala merah panas karena usia mereka yang muda dan lebih besar dari Jupiter dan seiring waktu mereka akan mendingin dan menyusut ke ukuran 0,8 hingga 1,0 jari-jari Jupiter.

Fotometri broadband planet b, c dan d telah menunjukkan bahwa mungkin ada awan yang signifikan di atmosfernya,^[19] sedangkan spektroskopi inframerah planet b dan c menunjuk ke CO / CH
4 non-ekuilibrium kimia.^[6] Pengamatan dekat-inframerah dengan Proyek 1640 spektograf lapangan integral pada Observatorium Palomar telah menunjukkan bahwa komposisi antara keempat planet sangat bervariasi. Ini adalah kejutan karena planet-planet mungkin terbentuk dengan cara yang sama dari cakram yang sama dan memiliki luminositas serupa.^[22]

Sejumlah penelitian telah menggunakan spektrum planet-planet HR 8799 untuk menentukan komposisi kimianya dan membatasi skenario pembentukannya. Studi spektroskopi pertama planet b (dilakukan pada panjang gelombang inframerah-dekat) mendeteksi penyerapan air yang kuat, yang mengindikasikan atmosfer kaya hidrogen. Penyerapan metana dan karbon monoksida yang lemah di atmosfer planet ini juga terdeteksi, menunjukkan pencampuran vertikal atmosfer yang efisien dan disekuilibrium CO / CH
4 <br> rasio di photosphere. Dibandingkan dengan model atmosfer planet, spektrum pertama planet b ini paling cocok dengan model peningkatan keasaman (sekitar 10 kali keaslian Matahari), yang dapat mendukung gagasan bahwa planet ini terbentuk melalui akresi inti.^[23]

Spektrum simultan pertama dari keempat planet yang diketahui dalam sistem HR 8799 diperoleh pada 2012 menggunakan instrumen Project 1640 di Palomar Observatory. Spektra inframerah-dekat dari instrumen ini mengkonfirmasi warna merah dari keempat planet dan paling cocok dengan model atmosfer planet yang termasuk awan. Meskipun spektrum ini tidak secara langsung berhubungan dengan objek astrofisika yang diketahui, beberapa spektrum planet menunjukkan kesamaan dengan katai coklat tipe L dan T dan spektrum sisi malam Saturnus. Implikasi dari spektrum simultan dari keempat planet yang diperoleh dengan Proyek 1640 dirangkum sebagai berikut: Planet b mengandung amonia dan / atau asetilena serta karbon dioksida, tetapi memiliki sedikit metana; Planet c mengandung amonia, mungkin beberapa asetilena tetapi bukan karbon dioksida atau metana besar; Planet d mengandung asetilena, metana, dan karbon dioksida tetapi amonia tidak terdeteksi secara pasti; Planet e mengandung metana dan asetilena tetapi tidak ada amonia atau karbon dioksida. Spektrum planet e mirip dengan spektrum Saturnus yang memerah.

Spektroskopi inframerah-dekat resolusi sedang, yang diperoleh dengan teleskop Keck, secara pasti mendeteksi karbon monoksida dan garis-garis penyerapan air di atmosfer planet c. Rasio karbon terhadap oksigen, yang dianggap sebagai indikator yang baik dari sejarah pembentukan planet-planet raksasa, untuk planet c diukur sedikit lebih besar daripada bintang host HR 8799. Rasio karbon terhadap oksigen yang ditingkatkan dan kadar C dan O yang berkurang di planet c mendukung sejarah di mana planet ini terbentuk melalui akresi inti.^[24] Namun, penting untuk dicatat bahwa kesimpulan tentang sejarah pembentukan planet hanya berdasarkan komposisinya mungkin tidak akurat jika planet tersebut telah mengalami migrasi yang signifikan, evolusi kimia, atau pengerukan inti. Kemudian, pada November 2018, para peneliti mengkonfirmasi keberadaan air dan tidak adanya metana di atmosfer HR 8799 c menggunakan spektroskopi resolusi tinggi dan optik adaptif inframerah-dekat ( NIRSPAO ) di Observatorium Keck.^[25][26]

Warna merah dari planet-planet dapat dijelaskan oleh keberadaan besi dan awan atmosfer silikat, sementara gravitasi permukaannya yang rendah mungkin menjelaskan konsentrasi disequilibrium karbon monoksida yang kuat dan kurangnya penyerapan metana yang kuat.^[27]

Pada Januari 2009 Spitzer Space Telescope memperoleh gambar disk puing di sekitar HR 8799. Tiga komponen disk puing dibedakan:

1. Debu hangat (T ~ 150 K) mengorbit di dalam planet terdalam (e). Tepi dalam dan luar sabuk ini dekat dengan resonansi 4: 1 dan 2: 1 dengan planet ini.^[6]
2. Zona luas debu dingin (T ~ 45 K) dengan tepi bagian dalam yang tajam mengorbit tepat di luar planet terluar (b). Tepi bagian dalam sabuk ini kira-kira beresonansi 3: 2 dengan planet tersebut, mirip dengan sabuk Neptunus dan Kuiper .^[6]
3. Lingkaran dramatis butiran kecil yang berasal dari komponen debu dingin.

Lingkaran halo tidak biasa dan menyiratkan tingkat aktivitas dinamis yang tinggi yang kemungkinan disebabkan oleh pengadukan gravitasi oleh planet-planet masif.^[28] Tim Spitzer mengatakan bahwa tabrakan kemungkinan terjadi di antara badan-badan yang serupa dengan yang ada di Sabuk Kuiper dan bahwa tiga planet besar mungkin belum menetap di orbit terakhir yang stabil.^[29]

Dalam foto tersebut, bagian awan debu yang cerah dan berwarna kuning-putih berasal dari cakram dingin luar. Lingkaran debu besar yang membentang, terlihat oranye-merah, memiliki diameter ≈ 2.000 AU. Diameter orbit Pluto (≈ 80 AU) ditunjukkan untuk referensi sebagai titik di tengah.^[30]

Disk ini sangat tebal sehingga mengancam stabilitas sistem muda.^[31]

Up until the year 2010, telescopes could only directly image exoplanets under exceptional circumstances. Specifically, it is easier to obtain images when the planet is especially large (considerably larger than Jupiter), widely separated from its parent star, and hot so that it emits intense infrared radiation. However, in 2010 a team from NASAs Jet Propulsion Laboratory demonstrated that a vortex coronagraph could enable small scopes to directly image planets.^[34] They did this by imaging the previously imaged HR 8799 planets using just a 1.5 m portion of the Hale Telescope.

1. ^ The star is a member of the Lambda Boötis class of peculiar stars, thus the observed abundance may not reflect the abundances of the star as a whole.
2. ^ The planets are young and therefore they are still hot and bright in the near-infrared part of the spectrum .

1. ^ ^{a b c d e f g} "HR 8799". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 
2. ^ ^{a b c d e f g h i j k} Gray, Richard O.; et al. (December 1999). "HR 8799: A Link between γ Doradus Variables and λ Bootis Stars". The Astronomical Journal. 118 (6): 2993–2996. Bibcode:1999AJ....118.2993G. doi:10.1086/301134. 
3. ^ ^{a b} Kaye, Anthony B.; et al. (July 1999). "Gamma Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (761): 840–844. arXiv:astro-ph/9905042 . Bibcode:1999PASP..111..840K. doi:10.1086/316399. 
4. ^ Hoffleit, Dorrit; Warren Jr., Wayne H. (June 1991). "HR 8799". The Bright Star Catalogue (edisi ke-5th Revised). VizieR. V/50. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2020-08-07. Diakses tanggal 14 November 2008. 
5. ^ ^{a b c} van Leeuwen, F. (November 2007). "HIP 114189". Hipparcos, the New Reduction. VizieR. I/311. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2018-09-26. Diakses tanggal 13 October 2008. 
6. ^ ^{a b c d e f g h i j} Marois, Christian; et al. (December 2010). "Images of a fourth planet orbiting HR 8799". Nature. 468 (7327): 1080–1083. arXiv:1011.4918. Bibcode:2010Natur.468.1080M. doi:10.1038/nature09684. PMID 21150902.
7. ^ Gray, R. O.; et al. (August 2002). "A Spectroscopic Search for λ Bootis and Other Peculiar A-Type Stars in Intermediate-Age Open Clusters". The Astronomical Journal. 124 (2): 989–1000. Bibcode:2002AJ....124..989G. doi:10.1086/341609. 
8. ^ ^{a b c} Marois, Christian; et al. (November 2008). "Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799". Science. 322 (5906): 1348–1352. arXiv:0811.2606 . Bibcode:2008Sci...322.1348M. doi:10.1126/science.1166585. PMID 19008415. 
9. ^ Moya, A.; et al. (June 2010), "Age determination of the HR8799 planetary system using asteroseismology", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 405 (1): L81–L85, arXiv:1003.5796 , Bibcode:2010MNRAS.405L..81M, doi:10.1111/j.1745-3933.2010.00863.x 
10. ^ Zuckerman, B.; et al. (May 2011). "The Tucana/Horologium, Columba, AB Doradus, and Argus Associations: New Members and Dusty Debris Disks". The Astrophysical Journal. 732 (2): 61. arXiv:1104.0284v1 . Bibcode:2011ApJ...732...61Z. doi:10.1088/0004-637X/732/2/61. 
11. ^ Kozo, Sadakane (2006). "λ Bootis-Like Abundances in the Vega-Like, γ Doradus Type-Pulsator HD 218396". Publications of the Astronomical Society of Japan. 58 (6): 1023–1032. Bibcode:2006PASJ...58.1023S. doi:10.1093/pasj/58.6.1023. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2017-03-01. Diakses tanggal 2019-07-02. 
12. ^ Paunzen, E.; et al. (1998). "Pulsation in λ Bootis stars". Astronomy and Astrophysics. 335: 533–538. Bibcode:1998A&A...335..533P. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-07-25. Diakses tanggal 2019-07-02. 
13. ^ Wright, D. J.; et al. (February 2011), "Determination of the Inclination of the Multi-planet Hosting Star HR 8799 Using Asteroseismology", The Astrophysical Journal Letters, 728 (1): L20, arXiv:1101.1590 , Bibcode:2011ApJ...728L..20W, doi:10.1088/2041-8205/728/1/L20 
14. ^ Robrade, J.; Schmitt, J. H. M. M. (June 2010), "X-ray emission from the remarkable A-type star HR 8799", Astronomy and Astrophysics, 516: A38, arXiv:1004.1318 , Bibcode:2010A&A...516A..38R, doi:10.1051/0004-6361/201014027 
15. ^ Schneider, J. "Notes for star HR 8799". The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2012-06-06. Diakses tanggal 13 October 2008. 
16. ^ ^{a b c d} (Siaran pers).  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan)
17. ^ Achenbach, Joel (13 November 2008). "Scientists Publish First Direct Images of Extrasolar Planets". The Washington Post. The Washington Post Company. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2018-06-12. Diakses tanggal 13 November 2008. 
18. ^ Villard, Ray; Lafreniere, David (1 April 2009). "Hubble Finds Hidden Exoplanet in Archival Data". HubbleSite. NASA. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2009-04-05. Diakses tanggal 3 April 2009. 
19. ^ ^{a b} Currie, Thayne; et al. (March 2011). "A Combined Subaru/VLT/MMT 1--5 Micron Study of Planets Orbiting HR 8799: Implications for Atmospheric Properties, Masses, and Formation". The Astrophysical Journal. 729 (2): 128. arXiv:1101.1973 . Bibcode:2011ApJ...729..128C. doi:10.1088/0004-637X/729/2/128. 
20. ^ Skemer, Andrew; et al. (July 2012). "First Light LBT AO Images of HR 8799 bcde at 1.6 and 3.3 μm: New Discrepancies between Young Planets and Old Brown Dwarfs". The Astrophysical Journal. 753 (1): 14. arXiv:1203.2615 . Bibcode:2012ApJ...753...14S. doi:10.1088/0004-637X/753/1/14. 
21. ^ "Definition of a "Planet"". Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union. Diarsipkan dari versi asli tanggal 16 September 2006. Diakses tanggal 16 November 2008. 
22. ^ Oppenheimer, B. R. "Reconnaissance of the HR 8799 Exosolar System I: Near IR Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 768: 24. arXiv:1303.2627 . Bibcode:2013ApJ...768...24O. doi:10.1088/0004-637X/768/1/24. 
23. ^ Barman, Travis S.; Macintosh, Bruce (2011). "Clouds and Chemistry in the Atmosphere of Extrasolar Planet HR8799b" (PDF). Astrophysical Journal. AAS. 733 (65). arXiv:1103.3895 . Bibcode:2011ApJ...733...65B. doi:10.1088/0004-637X/733/1/65. Diakses tanggal 9 April 2013. 
24. ^ Konopacky, Quinn M.; Barman, Travis S. (2013). "Detection of Carbon Monoxide and Water Absorption Lines in an Exoplanet Atmosphere" (PDF). Science. AAAS. 339 (6126): 1398–1401. arXiv:1303.3280 . Bibcode:2013Sci...339.1398K. doi:10.1126/science.1232003. PMID 23493423. Diarsipkan (PDF) dari versi asli tanggal 2015-09-24. Diakses tanggal 9 April 2013. 
25. ^ "Exoplanet Stepping Stones". W. M. Keck Observatory. 20 November 2018. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2023-03-20. Diakses tanggal 14 February 2018. 
26. ^ Wang, Ji; et al. (December 2018). "Detecting Water in the Atmosphere of HR 8799 c with L-band High-dispersion Spectroscopy Aided by Adaptive Optics". The Astronomical Journal. 156 (6). 272. arXiv:1809.09080 . Bibcode:2018AJ....156..272W. doi:10.3847/1538-3881/aae47b. 
27. ^ Konopacky, Quinn M.; Barman, Travis S. (2013). "Detection of Carbon Monoxide and Water Absorption Lines in an Exoplanet Atmosphere" (PDF). Science. AAAS. 339 (6126): 1398–1401. arXiv:1303.3280 . Bibcode:2013Sci...339.1398K. doi:10.1126/science.1232003. PMID 23493423. Diarsipkan (PDF) dari versi asli tanggal 2015-09-24. Diakses tanggal 9 April 2013. 
28. ^ Su, K. Y. L.; Rieke, G. H.; Stapelfeldt, K. R.; Malhotra, R.; Bryden, G.; Smith, P. S.; Misselt, K. A.; Moro-Martin, A.; Williams, J. P. (2009). "The Debris Disk Around HR 8799". The Astrophysical Journal. 705: 314. arXiv:0909.2687 . Bibcode:2009ApJ...705..314S. doi:10.1088/0004-637X/705/1/314. 
29. ^ "Unsettled Youth: Spitzer Observes a Chaotic Planetary System". NASA Spitzer Space Telescope. 4 November 2009. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2019-11-13. Diakses tanggal 8 November 2009. 
30. ^ "A Picture of Unsettled Planetary Youth". NASA Spitzer Space Telescope. 4 November 2009. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2020-02-14. Diakses tanggal 8 November 2009. 
31. ^ Moore, Alexander J.; Quillen, Alice C. (2013). "Effects of a planetesimal debris disk on stability scenarios for the extrasolar planetary system HR 8799". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 430: 320–329. arXiv:1301.2004 . Bibcode:2013MNRAS.430..320M. doi:10.1093/mnras/sts625.