WikiDer > HAT-P-32b - Википедия

HAT-P-32b - Wikipedia

ШЛЯПА-П-32Б
Открытие
ОбнаружилХартман и другие.[1]
Сайт открытияHATNet (FLWO)/Кек[1]
Дата открытияОпубликовано 3 ноября 2011 г.[1]
Метод транзита[1]
Орбитальные характеристики
Эпоха J2000
0.0343±0.0004 AU[2]
Эксцентриситет0.0072+0.07
−0.0064[2]
2.15000815±0.00000013 d[3]
Наклон88.9°±0.4°[2]
96+180
−11[2]
ЗвездаШЛЯПА-П-32 (GSC 3281-00800)
Физические характеристики
Средний радиус
1.789±0.025 рJ[2]
Масса0.86±0.164 MJ[2]
2.75±0.07 РС2[1]
Температура1248±92[4]

ШЛЯПА-П-32Б это планета на орбите G-тип или же F-тип звезда ШЛЯПА-П-32, что составляет примерно 950 световых лет[5] подальше от Земли. HAT-P-32b была впервые признана возможной планетой исследователями планет. Проект HATNet в 2004 г., хотя трудности с измерением радиальная скорость помешал астрономам проверить планету до трех лет наблюдений. В Бленданал Программа помогла исключить большинство альтернатив, которые могли бы объяснить, что такое HAT-P-32b, что привело астрономов к выводу, что HAT-P-32b, скорее всего, была планетой. Открытие HAT-P-32b и ШЛЯПА-П-33Б был отправлен в журнал 6 июня 2011 г.

Планета считается Горячий Юпитер, и хотя он немного менее массивен, чем Юпитер, он раздут почти в два раза больше Юпитера. На момент открытия HAT-P-32b имел один из самых больших известных радиусов среди внесолнечных планет. Это явление, которое также наблюдалось на таких планетах, как WASP-17b и ШЛЯПА-П-33Б, показал, что на то, почему эти планеты становятся такими большими, влияет нечто большее, чем температура.[1]

Открытие

Было высказано предположение, что планета находилась на орбите звезды HAT-P-32 еще в 2004 году; эти наблюдения были собраны шестителескопом Проект HATNet, организация в поисках транзитный планеты, или планеты, которые пересекаются перед своими звездами, если смотреть с Земли. Однако попытки подтвердить планетарного кандидата были чрезвычайно трудными из-за высокого уровня дрожь (случайное, неустойчивое отклонение в измерениях HAT-P-32 радиальная скорость) присутствуют в наблюдениях звезды. Высокий уровень джиттера не позволил наиболее распространенному методу - анализу биссектрисы - выявить лучевую скорость звезды с достаточной уверенностью, чтобы подтвердить существование планеты.[1]

В спектр HAT-P-32 был собран с помощью цифровой спидометр на Аризоне Обсерватория Фреда Лоуренса Уиппла (FLWO). Анализ данных показал, что HAT-P-32 был одинарным, умеренно вращающимся карликовая звезда. Были также получены некоторые из его параметров, в том числе его эффективная температура и поверхностная сила тяжести.[1]

В период с августа 2007 г. по декабрь 2010 г. было собрано 28 спектров с использованием Спектрометр Echelle высокого разрешения (НАЙМЕТ) в W.M. Обсерватория Кека на Гавайях. Двадцать пять из этих спектров были использованы для определения радиальной скорости HAT-P-32. Чтобы компенсировать дрожание, было собрано большее количество спектров, чем обычно для планетных кандидатов. Из этого был сделан вывод, что звездная активность (а не присутствие еще неоткрытых планет) была причиной дрожания.[1]

Поскольку астрономы пришли к выводу, что использование лучевой скорости не может само по себе установить существование планеты HAT-P-32b, ПЗС-матрица KeplerCam Инструмент на 1,2-метровом телескопе FLWO использовался для фотометрический наблюдения HAT-P-32. Данные, собранные с помощью KeplerCam CCD, помогли астрономам построить HAT-P-32. кривая блеска. Кривая блеска показала небольшое затемнение в точке, где, как предполагалось, HAT-P-32b проходил мимо своей звезды.[1]

Астрономы использовали Бленданал, программа, используемая для исключения возможности ложные срабатывания. Этот процесс служит той же цели, что и Блендер метод, который использовался для проверки некоторых планет, открытых Кеплер космический корабль. При этом было обнаружено, что подобная планете сигнатура HAT-P-32 не была вызвана либо иерархическая тройная звездная система или смесью света между яркой одиночной звездой и звездой двойная звезда на заднем фоне. Хотя возможность того, что HAT-P-32 на самом деле является двойной звездой с тусклым вторичным компаньоном, почти неотличимым от основного, не могла быть исключена, HAT-P-32b была подтверждена как планета на основе анализа Бленданала.[1]

Из-за большого дрожания звезды лучший способ собрать больше данных о HAT-P-32b - это наблюдать затмение HAT-P-32b за своей звездой с помощью Космический телескоп Спитцера.[1]

Об открытии HAT-P-32b сообщалось вместе с HAT-P-33b в Астрофизический журнал.[1]

Принимающая звезда

HAT-P-32 или GSC 3281–00800 - двойная звезда; первичный G-тип или же F-тип карликовая звезда,[1] а вторичный - это M-тип карликовая звезда.[6] Система удалена от Земли на 292 парсека (950 св. Лет).[5] С 1.176 солнечные массы и 1,387 солнечные радиусы, HAT-P-32A больше и массивнее Солнца. Эффективная температура HAT-P-32A - 6001 K, что делает его немного горячее, чем Солнце, хотя оно моложе, его возраст оценивается в 3,8 миллиарда лет. термоядерная реакция в своей основе вскоре после Архейский эон начался 4.031±0.003 миллиард лет назад.[2] HAT-P-32A бедный металлом; это измерено металличность составляет [Fe / H] = -0,16, что означает, что в нем содержится 69% железа от Солнца.[2] Поверхностная сила тяжести звезды равна 4,22, а ее сила тяжести яркость предполагает, что он излучает в 2,43 раза больше энергии, чем излучает Солнце.[1] Эти параметры приняты при условии, что планета HAT-P-32b имеет неправильную (эксцентричный) орбита.[1]

HAT-P-32 имеет кажущаяся величина от 11.197, что делает его невидимым невооруженным глазом.[7] Поиск двойной звезды-компаньона с помощью адаптивная оптика на Обсерватория ММТ обнаружил собеседника на расстоянии 2,9 угловые секунды это на 3,4 звездной величины тусклее, чем основная звезда.[8]

В спектре звезды обнаружен очень высокий уровень джиттера. Существует вероятность того, что джиттер может быть вызван вторичным компаньоном диммера. Компонент диммера HAT-P-32, вероятно, имеет массу, которая меньше половины массы Солнца,[1] пока он имеет температуру 3565±82 K.[6]

Другие планеты с орбитальные периоды которые меньше, чем орбита HAT-P-32b, могут присутствовать в этой системе. Однако, когда открытие планеты было опубликовано, было собрано недостаточно измерений лучевой скорости, чтобы определить, так ли это.[1]

Характеристики

HAT-P-32b - это Горячий Юпитер что 0,941 Массы Юпитера и 2,037 Радиусы Юпитера. Другими словами, HAT-P-32b немного менее массивен, чем Юпитер, хотя почти в два раза больше Юпитера.[2] Планеты среднее расстояние от звезды-хозяина 0,0344AU, или примерно 3% от среднего расстояния между Землей и Солнцем. Он совершает оборот по орбите каждые 2,150009 суток (51,6 часа).[2] HAT-P-32b имеет равновесная температура 1888 К,[1] которая в пятнадцать раз горячее равновесной температуры Юпитера.[9] Тем не менее, температура конечностей, измеренная в 2020 году, была намного ниже и составила 1248 часов.±92 K.[4]

Многие из описанных характеристик получены из предположения, что HAT-P-32b имеет эллиптическую (эксцентрическую) орбиту. Наилучшее соответствие эксцентриситету орбиты HAT-P-32b составляет 0,163, что означает слегка эллиптическую орбиту, хотя из-за эффекта дрожания, наблюдаемого в ее родительской звезде, трудно точно определить эксцентриситет планеты. Первооткрыватели также получили характеристики планеты, предположив, что планета имеет круговую орбиту, хотя они и отдали предпочтение эллиптической модели.[1]

Из-за HAT-P-32b's наклонение орбиты относительно Земли составляет 88,7º, планета видна по отношению к Земле почти ребром.[2] Было обнаружено, что он проходит мимо своей звезды-хозяина.[1]

Исследование 2012 г. с использованием Эффект Росситера – Маклафлина, определили, что планета вращается по почти полярной орбите относительно вращения звезды, смещение равно 85±1.5°.[10]

HAT-P-32b имел один из самых высоких радиусов среди планет на момент открытия. Как планеты ШЛЯПА-П-33Б и WASP-17b, которые аналогичным образом надуты, механизм этого неизвестен; это связано не только с температурой, которая, как известно, оказывает влияние. Это особенно заметно по сравнению с WASP-18b, планета, более горячая, чем вышеупомянутые планеты HAT и WASP, потому что, несмотря на ее температуру, ее радиус намного меньше, чем у ее аналогов.[1]

Также было обнаружено, что радиус планеты, наблюдаемый при планетарных транзитах, зависит от длины волны. Различные радиусы для каждой длины волны могут возникнуть из-за атмосферы, где дымка рэлеевского рассеяния сочетается с слоем серых облаков.[11] Толстая (облака до уровня давления 0,4-33 кПа) облачность и дымка над ней действительно были подтверждены в 2020 году, наряду с обнаружением воды в атмосфере HAT-P-32b.[4]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q р s т ты v Hartman, J.D .; и другие. (2011). «HAT-P-32b и HAT-P-33b: два сильно раздутых горячих юпитера, проходящих через звезды с высоким уровнем джиттера». Астрофизический журнал. 742 (1). 59. arXiv:1106.1212. Bibcode:2011ApJ ... 742 ... 59H. Дои:10.1088 / 0004-637X / 742/1/59. S2CID 118590713.
  2. ^ а б c d е ж грамм час я j k Жан Шнайдер (2011). «Планета ХАТ-П-32б». Энциклопедия внесолнечных планет. Получено 15 июн 2011.
  3. ^ Мартин Дж. Фаулер; Сенкевич, Франк Ф .; Zellem, Роберт Т .; Дюссо, Мэри Э. (2020), Наблюдение транзитных экзопланет с помощью MicroObservatory: 43 новые кривые транзитного блеска горячего Юпитера HAT-P-32b, arXiv:2007.13381
  4. ^ а б c Alam, Munazza K .; Лопес-Моралес, Мерседес; Николов, Николай; Пой, Дэвид К .; Генри, Грегори В .; Бакстер, Клэр; Пустыня, Жан-Мишель; Барстоу, Джоанна К .; Микал-Эванс, Томас; Бурье, Винсент; Лаввас, Панайотис; Wakeford, Hannah R .; Уильямсон, Майкл Х .; Санс-Форкада, Хорхе; Buchhave, Lars A .; Коэн, Офер; Антонио Гарсия Муньос (2020). «Программа HST PanCET: спектр передачи HAT-P-32Ab из оптического диапазона в инфракрасный». arXiv:2005.11293. Дои:10.3847 / 1538-3881 / ab96cb. S2CID 218862997. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  5. ^ а б Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  6. ^ а б Чжао, Мин; О'Рурк, Джозеф Дж .; Райт, Джейсон Т .; Knutson, Heather A .; Берроуз, Адам; Фортни, Джонатан; Нго, Генри; Фултон, Бенджамин Дж .; Баранец, Кристоф; Загадка, Рид; Закон, Николай М .; Muirhead, Philip S .; Хинкли, Саша; Шоумен, Адам П .; Кертис, Джейсон; Буррусс, Рик (2014). «Характеристика атмосферы горячего юпитера HAT-P-32Ab и M-карлика-компаньона HAT-P-32B». Астрофизический журнал. 796 (2): 115. arXiv:1410.0968. Bibcode:2014ApJ ... 796..115Z. Дои:10.1088 / 0004-637X / 796/2/115. S2CID 44031425.
  7. ^ Хенден, А. А .; и другие. (2016). «Онлайн-каталог данных VizieR: Фотометрический обзор всего неба AAVSO (APASS) DR9 (Henden +, 2016)». Онлайн-каталог данных VizieR: II / 336. Первоначально опубликовано в: 2015AAS ... 22533616H. 2336. Bibcode:2016yCat.2336 .... 0H.Запись в каталоге Vizier
  8. ^ Adams, E. R .; и другие. (2013). «Адаптивные изображения оптики. II. 12 объектов Кеплера, представляющих интерес, и 15 подтвержденных транзитных планет». Астрономический журнал. 146 (1). 9. arXiv:1305.6548. Bibcode:2013AJ .... 146 .... 9A. Дои:10.1088/0004-6256/146/1/9. S2CID 119117620.
  9. ^ «Открытия Кеплера». Исследовательский центр Эймса. НАСА. 2011. Получено 15 июн 2011.
  10. ^ Альбрехт, Симон; Winn, Joshua N .; Джонсон, Джон А .; Ховард, Эндрю В .; Марси, Джеффри В .; Батлер, Р. Пол; Арриагада, Памела; Крейн, Джеффри Д .; Shectman, Стивен А .; Томпсон, Ян Б .; Хирано, Теруюки; Бакос, Гаспар; Хартман, Джоэл Д. (2012), "Наклоны главных звезд Горячего Юпитера: свидетельства приливных взаимодействий и первичных несовпадений", Астрофизический журнал, 757: 18, arXiv:1206.6105, Дои:10.1088 / 0004-637X / 757/1/18, S2CID 17174530
  11. ^ Tregloan-Reed, J .; Southworth, J .; Mancini, L .; Mollière, P .; Ciceri, S .; Bruni, I .; Ricci, D .; Ayala-Loera, C .; Хеннинг, Т. (2018). «Возможное обнаружение бимодального распределения облаков в атмосфере HAT-P-32 a b по многополосной фотометрии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 474 (4): 5485. arXiv:1712.00415. Bibcode:2018МНРАС.474.5485Т. Дои:10.1093 / мнрас / stx3147. S2CID 54073250.