HR 8799

HR 8799 est une étoile de type λ Bootis, c'est-à-dire que ses couches externes sont appauvries en éléments du pic du fer : ₂₄Cr, ₂₅Mn, ₂₆Fe, ₂₇Co et ₂₈Ni. Ceci est peut-être la conséquence de l'accrétion de gaz pauvres en ces éléments depuis le disque protoplanétaire ayant entouré l'étoile peu après sa formation. La forme de la raie de l'hydrogène ainsi que la température effective de l'étoile seraient en accord avec un spectre de type F0 V, mais les raies métalliques — et notamment la raie K du calcium — sont plus en accord avec une classe A5 V, d'où un type spectral écrit globalement : kA5 hF0 mA5 V ; λ Boo^[3],[4].

À ce jour, quatre planètes massives de 7 à 10 masses joviennes ont été détectées autour de l'étoile^[7] :

HR 8799 est 4,9 fois plus lumineuse que le Soleil, ce qui signifie qu'il faut être ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}{\sqrt {4,9}}\ \approx \ 2,2\end{smallmatrix}}}$ fois plus éloigné de HR 8799 que du Soleil pour recevoir une irradiance comparable. Or les quatre planètes de HR 8799 — HR 8799 e, HR 8799 d, HR 8799 c et HR 8799 b par demi-grand axe croissant — sont deux à trois fois plus éloignées de l'étoile que le sont respectivement Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune du Soleil, ce qui signifie qu'elles reçoivent de leur étoile une irradiance comparable à celles des quatre planètes géantes du Système solaire^[6].

Vues de la Terre, ces planètes tournent autour de leur étoile dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, ce qui a été confirmé par de multiples observations remontant jusqu'à 2004^[7]. Ce système a plus de chances d'être stable si les planètes HR 8799 c et HR 8799 d présentent une résonance orbitale 1:2, ce qui implique une excentricité orbitale supérieure à 0,04 pour la planète HR 8799 d afin de correspondre aux observations. Plus généralement, ce système planétaire serait le plus stable si les planètes HR 8799 b, HR 8799 c et HR 8799 d présentaient une résonance orbitale 1:2:4 semblable à la résonance de Laplace des trois satellites galiléens intérieurs que sont, par demi-grand axe décroissant, Ganymède, Europe et Io, ou encore trois des exoplanètes du système de Gliese 876^[6].

Dans un article prépublié sur arXiv le 18 septembre 2019, Jean-Baptiste Ruffio et ses collègues indiquent avoir obtenu la vitesse radiale des planètes b et c, qui valait −9,2 ± 0,5 km/s et −11,6 ± 0,5 km/s en 2010. Cette mesure permettait de mieux contraindre l'orientation 3D des orbites en levant la dégénérescence sur la longitude du nœud ascendant. En supposant que les planètes b et c ont des orbites coplanaires et sans prendre en compte les planètes d et e, ils ont obtenu les contraintes suivantes : Omega = 89+27
−17 degrés et i = 20,8+4,5
−3,7 degrés^[12]

La photométrie à large bande des trois planètes les plus externes — b, c et d par demi-grand axe décroissant — indique la présence de nombreux nuages dans leur atmosphère, la spectrométrie dans le proche infrarouge des planètes b et c y indiquant par ailleurs la présence d'une chimie du monoxyde de carbone (CO) et du méthane (CH₄)^[6],[14].

Le téléscope James-Webb détecte la présence de grandes quantités de dioxyde de carbone sur les quatre planètes en 2025^[15].

Observation JWST avec la caméra NIRCam

Cette image prise par JWST, et publiée en mars 2025, montre le système planétaire HR 8799. Au centre de l'image, un symbole d'étoile marque l'emplacement de l'étoile hôte HR 8799, dont la lumière a été bloquée par un coronographe.

Les couleurs de cette image représentent différentes longueurs d'onde de la lumière capturées par la caméra NIRCam (bleue à 4,1 microns, vert à 4,3 microns et le rouge à 4,6 microns) révélant les différences intrinsèques de température et de composition chimique entre les quatre exoplanètes.

HR 8799 b est un point bleu flou et faible qui orbite à environ 6,3 milliards de kilomètres de l'étoile. Elle est la plus froide du groupe et la plus riche en dioxyde de carbone. HR 8799 e est un point orange et orbite à 1,5 milliard de kilomètres de son étoile. Elle s'est probablement formée plus près de l'étoile hôte, où il y avait de plus fortes variations dans la composition de la matière^[18] .

Le télescope spatial Spitzer a obtenu en janvier 2009 des images du disque de débris de HR 8799, ce qui a permis d'en distinguer trois composantes :

1. Une ceinture de poussière chaude, d'une température d'environ 150 K, situé à l'intérieur de l'orbite de la planète e, la plus intérieure. Les bords intérieur et extérieur de cette ceinture sont proches des résonances 4:1 et 2:1 avec HR 8799 e^[6].
2. Une ceinture de poussière froide, d'une température d'environ 45 K, dont le bord intérieur, très abrupt, est situé à l'extérieur de l'orbite de la plus externe des quatre planètes actuellement connues, HR 8799 b, avec une résonance orbitale d'environ 2:3 avec cette dernière^[6].
3. Un vaste halo de petits grains issus de la ceinture de poussière froide. Ce halo inhabituel résulte probablement d'une grande activité dynamique induite par les perturbations gravitationnelles des quatre planètes massives du système^[20].

D'après l'équipe du Spitzer qui a réalisé l'étude, des collisions se produisent encore entre des corps semblables à ceux de notre ceinture de Kuiper, et les trois planètes massives externes du système n'auraient pas encore atteint leur orbite stable définitive^[21].