HAT-P-33b

HAT-P-33 b ( GSC 02461-00988 b [6] ) este o exoplanetă care orbitează în jurul stelei HAT-P-33 , care este situată în constelația Gemeni la o distanță de aproximativ 1367 de ani lumină de sistemul solar . Descoperirea planetei a fost confirmată în iunie 2011 . Planeta are o masă de 0,764 Jupiter, dar este cu 80% mai mare decât Jupiter ca rază; descoperirea unor planete similare WASP-17 b și HAT-P-32 b , a ridicat întrebarea cu privire la motivele apariției lor (în special, cum planeta a atins o asemenea dimensiune) [4] . Descoperirea a fost făcută prin metoda tranzitului .

Prezența unei exoplanete care orbitează HAT-P-33 a fost dificil de confirmat, deoarece steaua gazdă prezintă o activitate ridicată, ceea ce face ca măsurătorile precise să fie dificil de obținut. Astfel, oamenii de știință urmau să facă mai multe măsurători ale vitezei radiale , deși mai târziu s-a dovedit că HAT-P-33 b nu a putut fi detectat prin această metodă . Dovezile pentru existența planetei au venit din măsurarea curbei luminii stelei folosind Blendanal [4] .

Istoricul descoperirilor

Existența planetei HAT-P-33 b a fost sugerată în urma observațiilor cu șase telescoape HATNet , proiect specializat în căutarea și detectarea exoplanetelor prin metoda tranzitului [4] . Peste 10 planete au fost deja descoperite de către participanții la proiect.

Prezența unui însoțitor invizibil pe orbita unei stele era încă suspectată în 2004 , dar nivelul ridicat de zgomot provenit de la stea nu a permis să se dovedească prezența unei planete în sistem [4] . Aceste fluctuații nu permit determinarea cu acuratețe a vitezei radiale a stelei și, prin urmare, a caracteristicilor planetei candidate, precum clasa, mărimea și compoziția atmosferei [4] .

Spectrul HAT-P-33 a fost studiat folosind un vitezometru digital la Observatorul Whipple ( Arizona ). Pe baza datelor colectate, oamenii de știință au sugerat că un însoțitor substelar se învârte în jurul lui. Unii dintre parametrii, inclusiv temperatura de echilibru și gravitația de suprafață , au fost găsiți [4] . În plus, spectrograful SOPHIE de la Observatorul Haute-Provence , Franța a fost folosit pentru a observa steaua . În același timp, s-a constatat că modificările vitezei radiale, care indică adesea prezența unei planete în sistem, pot fi cauzate de distorsiunea de fond ( distorsiunea ). Acest lucru a complicat foarte mult posibilitatea confirmării acestei planete, iar după această observație a fost suspendată pentru câțiva ani [4] .

Douăzeci și două de probe spectrale au fost colectate din septembrie 2008 până în decembrie 2010 utilizând spectrometrul de înaltă rezoluție HIRES de la Observatorul Keck , Hawaii . Aceste date au fost folosite pentru a măsura viteza radială a HAT-P-33 necesară pentru a identifica planeta. Datorită activității mari a stelei, a fost necesar un număr mult mai mare de măsurători decât sunt colectate de obicei pentru a compensa efectul jitter-ului în date [4] . S-a ajuns la concluzia că modificările vitezei radiale au fost cauzate de activitatea stelară și nu de prezența planetelor în sistem [4] .

A devenit clar pentru astronomi că existența lui HAT-P-33 b nu poate fi dovedită prin măsurarea vitezelor radiale. Datele pentru a crea curba luminii HAT-P-33 au fost obținute folosind observații fotometrice cu telescopul de 1,2 metri la Observatorul Whipple [4] . Astfel, s-au observat mici modificări de luminozitate cauzate de trecerea planetei pe discul stelei [4] .

Folosind programul Blendanal , folosit pentru verificarea planetelor, astronomii care observă HAT-P-33 au exclus posibilitatea pătrunderii acestuia într-un sistem stelar binar sau multiplu , confirmând astfel descoperirea [4] .

Descoperirea unor planete similare cu raze mari și cu masă mică HAT-P-32 b și WASP-17 b , a întrebat ce factori, în plus față de temperatură, au cauzat „umflarea” învelișurilor exterioare ale acestor planete. Divergența este în planeta WASP-18 b , care este mult mai fierbinte decât planetele recent descoperite HAT-P-32 b și WASP-17 b, dar are o rază mult mai mică [4] .

Descoperirea planetelor HAT-P-33 b și HAT-P-32 b a fost publicată în Astrophysical Journal pe 6 iunie 2011 [5] . Autorii lucrării de detectare a planetelor au propus observarea de către Telescopul Spațial Spitzer a eclipsei HAT-P-33 pentru a determina mai bine caracteristicile planetare [4] .

Steaua

HAT-P-33 , sau GSC 02461-00988, este o stea cu secvență principală de tip spectral F, situată la 1367 de ani lumină de Pământ . Steaua este vizibil mai mare și mai masivă decât lumina noastră de zi : masa și raza ei sunt de 1,403 și, respectiv, 1,777 solare. Cu alte cuvinte, HAT-P-33 este cu 40% mai masiv și cu 77% mai mare decât Soarele. Este mai strălucitoare decât lumina zilei noastre de aproximativ 4,73 ori [4] . Temperatura efectivă de suprafață a stelei este de aproximativ 6401 K (6128°C), ceea ce este tipic pentru stelele de acest tip. HAT-P-33 este, de asemenea, bogat în metale : metalicitatea sa este [Fe/H] = 0,05. Aceasta înseamnă că steaua conține cu 12% mai multe elemente mai grele decât heliul (în masă) decât Soarele [1] . HAT-P-33 este mult mai tânără decât Soarele, vârsta sa aproximativă este de 2,4 miliarde de ani (vârsta Soarelui este de 4,57 miliarde de ani) [1] . Steaua are o magnitudine aparentă stelară de 11,89 m , prin urmare, nu poate fi văzută cu ochiul liber [9] .

Datorită activității stelare, astronomii au sugerat că HAT-P-33 face parte dintr-un sistem binar , în care însoțitorul slab nu se poate distinge vizual de cel principal și are o masă mai mică de 0,55 solar. Această teorie a fost ulterior infirmată [4] .

Caracteristici

HAT-P-33 b este un gigant gazos tipic cu o masă și o rază de 0,764 și respectiv 1,827 Jupiter, ceea ce indică o densitate extrem de scăzută a materiei în adâncime. Densitatea planetei este aproximativ egală cu 0,15 g/cm 3  - aceasta este una dintre cele mai „ slăbite ” planete cunoscute până în prezent [10] . HAT-P-33 b se învârte în jurul stelei părinte la o distanță medie de 0,0503 UA . e. , care reprezintă aproximativ 5% din distanța medie dintre Soare și Pământ. Un an pe planetă durează 3,47 zile pământești (83,39 ore) [1] . Datorită apropierii sale de stea, HAT-P-33 b are o temperatură medie a suprafeței de 1838 Kelvin , care este de aproape cincisprezece ori mai mare decât temperatura medie măsurată a lui Jupiter (124 K) [11] .

Orbita planetei are o formă eliptică ( excentricitate 0,148) [1] . Cu toate acestea, deoarece spectrul stelei HAT-P-33 prezintă zgomot [4] , a fost dificil să se determine cu precizie excentricitatea orbitală. Cele mai multe planete cu aceste caracteristici au orbite circulare, [12] dar modelul orbitei eliptice a fost ales de descoperitori drept cel mai probabil [4] . HAT-P-33 b are o înclinație orbitală de 86,7° față de linia vizuală a observatorului Pământului, ceea ce înseamnă că planeta este observată de pe Pământ aproape de marginea [1] .

Raza medie a zonei locuibile în acest sistem este de aproximativ 2,17 UA. e. [13]

Vezi și

• HD 188753 A b
• HD 189733 A b
• WASP-33b
• WASP-4b
• TrES-4b

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Jean Schneider. Note pentru steaua HAT-P-33 . Enciclopedia planetelor extrasolare (2011). Preluat la 15 iunie 2011. Arhivat din original la 24 noiembrie 2012. (nedefinit)
2. ↑ SIMBAD . Consultat la 13 octombrie 2012. Arhivat din original la 29 decembrie 2017. (nedefinit)
3. ↑ 1 2 Doi Jupiteri fierbinți foarte umflați care tranzitează stele cu vibrații mari . Consultat la 13 octombrie 2012. Arhivat din original la 14 iunie 2017. (nedefinit)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 Hartman, JD; Bakos, GA HAT-P-32b și HAT-P-33b: Doi Jupiteri fierbinți foarte umflați care tranzitează stele cu vibrații mari  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2011. - doi : 10.1088/0004-637X/742/1/59 . - Cod biblic . - arXiv : 1106.1212 .
5. ↑ 12 Hartman ; Bakos; Torres; Latham; Kovacs; Beky; Quinn; Mazeh; et al. (2011), HAT-P-32b și HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-Jitter Stars, arΧiv : 1106.1212 [astro-ph.EP]. 
6. ↑ 12 SIMBAD - HAT-P-33 . Data accesului: 6 ianuarie 2013. Arhivat din original pe 6 aprilie 2015. (nedefinit)
7. ↑ Hartman J. D., Bakos G. A., Torres G., Latham D. W., Kovács G., Béky B., Quinn S. N., Shporer A., ​​​​Marcy G. W. , Howard A. W. și colab. HAT-P-32b ȘI HAT-P-33b: DOI JUPITERI FOND UMFLATI CU FĂRBIȚI CU TRANZIȚIE  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 2011. - Vol. 742, Iss. 1. - P. 59. - ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/742/1/59 - arXiv:1106.1212
8. ↑ Encyclopedia of Extrasolar Planets  (engleză) - 1995.
9. ↑ Planet HAT-P-33 b - Catalogul Visual Exoplanet (link inaccesibil - istorie ) . (nedefinit) 
10. ↑ TEPCat: HAT-P-  33 . Grupul de astrofizică al Universității Keele . Preluat la 2 septembrie 2013. Arhivat din original la 9 decembrie 2018.
11. ↑ Kepler Discoveries (link indisponibil) . Centrul de Cercetare Ames . NASA (2011). Preluat la 15 iunie 2011. Arhivat din original la 24 noiembrie 2012. (nedefinit) 
12. ↑ A. Quirrenbach, T. Guillot, P. Cassen. Planete extrasolare . - Springer, 2005. - P.  45-46 . — ISBN 978-3-540-29216-6 .
13. ↑

Literatură

• HAT-P-32b și HAT-P-33b: Doi Jupiteri fierbinți foarte umflați care tranzitează  stele cu vibrații mari

Link -uri

• HAT-P-33 b la Enciclopedia Planetelor Extrasolare  (engleză)
• Doi noi giganți fierbinți de tranzit de la  HATNet
• HAT-P-33 b pe  site-ul Planetary Systems