HAT-P-33b

HAT-P-33 b ( GSC 02461-00988 b [6] ) är en exoplanet som kretsar kring stjärnan HAT-P-33 , som finns i stjärnbilden Tvillingarna på ett avstånd av cirka 1367 ljusår från solsystemet . Upptäckten av planeten bekräftades i juni 2011 . Planeten har en massa på 0,764 Jupiter, men är 80 % större än Jupiter i radie; upptäckten av liknande planeter WASP-17 b och HAT-P-32 b , väckte frågan om orsakerna till deras förekomst (i synnerhet hur planeten nådde en sådan storlek) [4] . Upptäckten gjordes med transitmetoden .

Förekomsten av en exoplanet som kretsar kring HAT-P-33 har varit svår att bekräfta eftersom värdstjärnan uppvisar hög aktivitet, vilket gör exakta mätningar svåra att få. Således skulle forskarna göra fler mätningar av den radiella hastigheten , även om det senare visade sig att HAT-P-33 b inte kunde detekteras med denna metod . Bevis för planetens existens kom från att mäta stjärnans ljuskurva med hjälp av Blendanal [4] .

Upptäcktshistorik

Existensen av planeten HAT-P-33 b föreslogs efter observationer med sex teleskop HATNet , ett projekt som specialiserat sig på sökning och upptäckt av exoplaneter med transitmetoden [4] . Mer än 10 planeter har redan upptäckts av projektdeltagarna.

Förekomsten av en osynlig följeslagare i en stjärnas omloppsbana misstänktes fortfarande 2004 , men den höga ljudnivån som kom från stjärnan gjorde det inte möjligt att bevisa närvaron av en planet i systemet [4] . Dessa fluktuationer tillåter inte att med noggrannhet bestämma stjärnans radiella hastighet , och därav kandidatplanets egenskaper, såsom atmosfärens klass, storlek och sammansättning [4] .

HAT-P-33- spektrumet studerades med hjälp av en digital hastighetsmätare vid Whipple Observatory ( Arizona ). Baserat på insamlade data har forskare föreslagit att en substellär följeslagare cirklar runt den. Några av parametrarna, inklusive dess jämviktstemperatur och ytgravitation , har hittats [4] . Dessutom användes SOPHIE-spektrografen från Haute-Provence Observatory , Frankrike för att observera stjärnan . Samtidigt fann man att förändringar i den radiella hastigheten, som ofta indikerar närvaron av en planet i systemet, kan orsakas av bakgrundsförvrängning ( distorsion ). Detta komplicerade mycket möjligheten att bekräfta denna planet, och efter denna observation avbröts i flera år [4] .

Tjugotvå spektrala prover samlades in från september 2008 till december 2010 med hjälp av HIRES High Resolution Spectrometer vid Keck Observatory , Hawaii . Dessa data användes för att mäta den radiella hastigheten hos HAT-P-33 som behövs för att identifiera planeten. På grund av stjärnans höga aktivitet krävdes ett mycket större antal mätningar än vad som vanligtvis samlas in för att kompensera för effekten av jitter i data [4] . Man drog slutsatsen att förändringarna i radiell hastighet orsakades av stjärnaktivitet och inte av närvaron av planeter i systemet [4] .

Det blev klart för astronomer att existensen av HAT-P-33 b inte kunde bevisas genom att mäta radiella hastigheter. Data för att skapa HAT-P-33 ljuskurvan erhölls med hjälp av fotometriska observationer med 1,2-meters teleskopet vid Whipple Observatory [4] . Således noterades små förändringar i ljusstyrka orsakade av planetens passage över stjärnans skiva [4] .

Genom att använda Blendanal- programmet , som användes för att kontrollera planeterna, uteslöt astronomer som observerade HAT-P-33 möjligheten av dess inträde i ett binärt eller multipelstjärnsystem , och bekräftade därmed slutligen upptäckten [4] .

Upptäckten av liknande planeter med stora radier och låg massa HAT-P-32 b och WASP-17 b , frågade vilka faktorer, förutom temperatur, som orsakade "svällningen" av de yttre skalen på dessa planeter. Divergensen finns i planeten WASP-18 b , som är mycket hetare än de nyligen upptäckta planeterna HAT-P-32 b och WASP-17 b, men har en mycket mindre radie [4] .

Upptäckten av planeterna HAT-P-33 b och HAT-P-32 b publicerades i Astrophysical Journal den 6 juni 2011 [5] . Författarna till planetdetekteringspapperet föreslog Spitzer Space Telescopes observation av HAT-P-33- förmörkelsen för att bättre bestämma planetegenskaper [4] .

Stjärna

HAT-P-33 , eller GSC 02461-00988, är en huvudsekvensstjärna av spektraltyp F, belägen 1367 ljusår från jorden . Stjärnan är märkbart större och mer massiv än vårt dagsljus : dess massa och radie är 1,403 respektive 1,777 solenergi. Med andra ord är HAT-P-33 40 % mer massiv och 77 % större än solen. Det är ljusare än vårt dagsljus med cirka 4,73 gånger [4] . Stjärnans effektiva yttemperatur är cirka 6401 K (6128°C), vilket är typiskt för stjärnor av denna typ. HAT-P-33 är också rikt på metaller : dess metallicitet är [Fe/H] = 0,05. Det betyder att stjärnan innehåller 12 % fler grundämnen tyngre än helium (i massa) än solen [1] . HAT-P-33 är mycket yngre än solen, dess ungefärliga ålder är 2,4 miljarder år (solens ålder är 4,57 miljarder år) [1] . Stjärnan har en skenbar stjärnmagnitud på 11,89 m , därför kan den inte ses med blotta ögat [9] .

På grund av stjärnaktivitet har astronomer föreslagit att HAT-P-33 är en del av ett binärt system , där den svaga följeslagaren visuellt inte går att skilja från den huvudsakliga och har en massa på mindre än 0,55 sol. Denna teori motbevisades senare [4] .

Egenskaper

HAT-P-33 b är en typisk gasjätte med en massa och radie på 0,764 respektive 1,827 Jupiter, vilket indikerar en extremt låg densitet av materia i djupet. Planetens densitet är ungefär lika med 0,15 g/cm 3  - detta är en av de mest " lösa " planeterna hittills känt [10] . HAT-P-33 b kretsar runt moderstjärnan på ett medelavstånd av 0,0503 AU . e. , vilket är cirka 5 % av det genomsnittliga avståndet mellan solen och jorden. Ett år på planeten varar 3,47 jorddagar (83,39 timmar) [1] . På grund av sin närhet till stjärnan har HAT-P-33 b en genomsnittlig yttemperatur på 1838 Kelvin , vilket är nästan femton gånger högre än Jupiters uppmätta medeltemperatur (124 K) [11] .

Planetens bana har en elliptisk form ( excentricitet 0,148) [1] . Men eftersom spektrumet av stjärnan HAT-P-33 uppvisar brus [4] har det varit svårt att bestämma orbitalexcentriciteten med noggrannhet. De flesta planeter med dessa egenskaper har cirkulära banor, [12] men den elliptiska omloppsmodellen valdes av upptäckarna som den mest troliga [4] . HAT-P-33 b har en orbital lutning på 86,7° mot jordobservatörens siktlinje, vilket innebär att planeten observeras från jorden nästan kant- på [1] .

Medelradien för den beboeliga zonen i detta system är cirka 2,17 AU. e. [13]

Se även

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

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Jean Schneider. Anmärkningar för stjärnan HAT-P-33 . Extrasolar Planets Encyclopaedia (2011). Hämtad 15 juni 2011. Arkiverad från originalet 24 november 2012. (obestämd)
2. ↑ SIMBAD . Hämtad 13 oktober 2012. Arkiverad från originalet 29 december 2017. (obestämd)
3. ↑ 1 2 Två högt uppblåsta heta Jupiters Transiting High-jitter stjärnor . Hämtad 13 oktober 2012. Arkiverad från originalet 14 juni 2017. (obestämd)
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 och HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-Jitter Stars  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - doi : 10.1088/0004-637X/742/1/59 . - . - arXiv : 1106.1212 .
5. ↑ 12 Hartman ; Bakos; Torres; Latham; Kovacs; Beky; Quinn; Mazeh; et al. (2011), HAT-P-32b och HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-Jitter Stars, arΧiv : 1106.1212 [astro-ph.EP]. 
6. ↑ 12 SIMBAD - HAT-P-33 . Datum för åtkomst: 6 januari 2013. Arkiverad från originalet 6 april 2015. (obestämd)
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. et al. HAT-P-32b OCH HAT-P-33b: TVÅ HÖGT UPPSTÄLLDA HETA JUPITRAR SOM TRANSITAR HÖGJITTERSTJÄRNOR  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 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  (engelska) - 1995.
9. ↑ Planet HAT-P-33 b - Visual Exoplanet Catalog (otillgänglig länk - historia ) . (obestämd) 
10. ↑ TEPCat: HAT-P-  33 . Keele University Astrophysics Group. Hämtad 2 september 2013. Arkiverad från originalet 9 december 2018.
11. ↑ Kepler Discoveries (länk ej tillgänglig) . Ames Research Center . NASA (2011). Hämtad 15 juni 2011. Arkiverad från originalet 24 november 2012. (obestämd) 
12. ↑ A. Quirrenbach, T. Guillot, P. Cassen. Extrasolära planeter . - Springer, 2005. -  S. 45-46 . — ISBN 978-3-540-29216-6 .
13. ↑

Litteratur

• HAT-P-32b och HAT-P-33b: Två starkt uppblåsta heta Jupiters som passerar  högjitterstjärnor

Länkar

• HAT-P-33 b på Encyclopedia of Extrasolar Planets  (engelska)
• Två nya heta transitjättar från  HATNet
• HAT-P-33 b på Planetary Systems  webbplats