HAT-P-32b
Внесолнечная планета в созвездии Андромеды

HAT-P-32b
Открытие
ОбнаруженоХартман и др. [1]
Место открытияHATNet ( FLWO )/ Кек [1]
Дата открытияОпубликовано 3 ноября 2011 г. [1]
Метод транзита [1]
Орбитальные характеристики
Эпоха J2000
0,0343 ± 0,0004  АЕ [2]
Эксцентриситет0,0072+0,07
−0,0064[2]
2,150 008 15 ± 0,000 000 13  дн. [3]
Наклон88,9 ° ± 0,4 ° [2]
96+180
−11[2]
ЗвездаHAT-P-32 (GSC 3281-00800)
Физические характеристики
1,789 ± 0,025  Р Дж [2]
Масса0,86 ± 0,164  МДж [2 ]
2,75 ± 0,07  м/с 2 [1]
Температура1248 ± 92 [4]

HAT-P-32b — это планета, вращающаяся вокруг звезды G-типа или F-типа HAT-P-32 , которая находится примерно в 950 световых годах [5] от Земли. HAT-P-32b была впервые признана возможной планетой в рамках проекта по поиску планет HATNet в 2004 году, хотя трудности в измерении ее лучевой скорости не позволили астрономам подтвердить планету до тех пор, пока не прошло три года наблюдений. Программа Blendanal помогла исключить большинство альтернатив, которые могли бы объяснить, чем была HAT-P-32b, что привело астрономов к выводу, что HAT-P-32b, скорее всего, является планетой. Открытие HAT-P-32b и HAT-P-33b было представлено в журнале 6 июня 2011 года.

Планета считается горячим Юпитером , и хотя она немного менее массивна, чем Юпитер, она раздута почти до двух размеров Юпитера. На момент своего открытия HAT-P-32b имела один из самых больших радиусов, известных среди экзопланет. Это явление, которое также наблюдалось у таких планет, как WASP-17b и HAT-P-33b , показало, что на то, почему эти планеты становятся такими большими, влияет нечто большее, чем температура. [1]

Открытие

Было высказано предположение, что планета вращается вокруг HAT-P-32 еще в 2004 году; эти наблюдения были собраны шестью телескопами проекта HATNet , организации, занимающейся поиском транзитных планет или планет, которые пересекают траекторию своих звезд-хозяев, как видно с Земли. Однако попытки подтвердить кандидатуру планеты были чрезвычайно трудны из-за высокого уровня джиттера (случайного, шаткого отклонения в измерениях лучевой скорости HAT-P-32 ), присутствующего в наблюдениях звезды. Высокий уровень джиттера не позволил наиболее распространенному методу, биссекторному анализу, выявить лучевую скорость звезды с достаточной уверенностью, чтобы подтвердить существование планеты. [1]

Спектр HAT-P-32 был собран с помощью цифрового спидометра на обсерватории Фреда Лоуренса Уиппла в Аризоне (FLWO). Анализ данных показал, что HAT-P-32 была одиночной, умеренно вращающейся карликовой звездой . Некоторые из ее параметров также были получены, включая ее эффективную температуру и поверхностную гравитацию . [1]

В период с августа 2007 года по декабрь 2010 года было собрано двадцать восемь спектров с помощью спектрометра высокого разрешения Echelle (HIRES) в обсерватории WM Keck 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 кандидатов в планеты. Из этого был сделан вывод, что причиной дрожания была звездная активность (а не присутствие еще не открытых планет). [1]

Поскольку астрономы пришли к выводу, что использование лучевой скорости само по себе не может установить существование планеты HAT-P-32b, для проведения фотометрических наблюдений HAT-P-32 был использован прибор KeplerCam CCD на 1,2-метровом телескопе FLWO. Данные, собранные с помощью прибора KeplerCam CCD, помогли астрономам построить кривую блеска HAT-P-32 . Кривая блеска показала небольшое затемнение в точке, где, как предполагалось, HAT-P-32b проходит мимо своей звезды. [1]

Астрономы использовали Blendanal, программу, используемую для устранения возможностей ложных срабатываний . Этот процесс служит той же цели, что и метод Blender, который использовался для проверки некоторых планет, открытых космическим аппаратом Kepler . При этом было обнаружено, что планетоподобная сигнатура HAT-P-32 не вызвана ни иерархической тройной звездной системой , ни смесью света между яркой одиночной звездой и двойной звездой на заднем плане. Хотя возможность того, что HAT-P-32 на самом деле является двойной звездой с тусклым вторичным компаньоном, почти неотличимым от основного компаньона, нельзя было исключить, HAT-P-32b была подтверждена как планета на основе анализа Blendanal. [1]

Из-за высокого дрожания звезды наилучшим способом собрать больше данных о HAT-P-32b было бы наблюдение за покрытием HAT-P-32b за ее звездой с помощью космического телескопа Spitzer . [1]

Открытие HAT-P-32b было опубликовано вместе с открытием HAT-P-33b в Astrophysical Journal . [1]

Ведущая звезда

HAT-P-32, или GSC 3281–00800, является двойной звездой; первичная звезда является карликовой звездой G-типа или F-типа , [1] а вторичная звезда является карликовой звездой M-типа . [6] Система расположена в 292 парсеках (950 световых лет) от Земли. [5] С 1,176 солнечных масс и 1,387 солнечных радиусов , HAT-P-32A и больше, и массивнее Солнца. Эффективная температура HAT-P-32A составляет 6001 К , что делает ее немного горячее Солнца, хотя она моложе, с предполагаемым возрастом 3,8 миллиарда лет, таким образом, начав ядерный синтез в своем ядре вскоре после начала архейского эона на Земле. 4,031 ± 0,003  миллиарда лет назад. [2] HAT-P-32A бедна металлами; ее измеренная металличность составляет [Fe/H] = -0,16, что означает, что она содержит 69% железа Солнца. [2] Поверхностная гравитация звезды определена как 4,22, в то время как ее светимость предполагает, что она излучает в 2,43 раза больше энергии, чем Солнце. [1] Эти параметры приняты с учетом того, что планета HAT-P-32b имеет нерегулярную ( эксцентричную ) орбиту. [1]

HAT-P-32 имеет видимую величину 11,197, что делает ее невидимой для невооруженного глаза. [7] Поиск двойной звезды-компаньона с использованием адаптивной оптики в обсерватории MMT обнаружил спутник на расстоянии 2,9 угловых секунд , который на 3,4 величины тусклее главной звезды. [8]

В спектре звезды обнаружен очень высокий уровень дрожания. Существует вероятность, что дрожание может быть вызвано более тусклым вторичным компаньоном. Более тусклый компонент HAT-P-32, вероятно, имеет массу, которая составляет менее половины массы Солнца, [1] в то время как его температура3565 ± 82 К. [6 ]

В этой системе могут присутствовать и другие планеты с орбитальными периодами , меньшими, чем у орбиты HAT-P-32b. Однако, когда было опубликовано открытие планеты, было собрано недостаточно измерений радиальной скорости, чтобы определить, так ли это. [1]

Характеристики

HAT-P-32b — горячий юпитер , масса которого составляет 0,941 массы Юпитера , а радиус — 2,037 . Другими словами, HAT-P-32b немного менее массивен, чем Юпитер, хотя он почти вдвое больше Юпитера. [2] Среднее расстояние планеты от ее звезды составляет 0,0344  а.е. , или примерно 3% от среднего расстояния между Землей и Солнцем. Она совершает полный оборот каждые 2,150009 дня (51,6 часа). [2] HAT-P-32b имеет равновесную температуру 1888 К, [1] что в пятнадцать раз выше равновесной температуры Юпитера. [9] Тем не менее, температура лимба, измеренная в 2020 году, была намного ниже — 1248 ± 92 К. [4 ]

Многие из описанных характеристик получены на основе предположения, что HAT-P-32b имеет эллиптическую (эксцентричную) орбиту. Наилучшим соответствием для эксцентриситета орбиты HAT-P-32b является 0,163, что означает слегка эллиптическую орбиту, хотя эффект дрожания, наблюдаемый в ее звезде-хозяине, затруднил точное определение эксцентриситета планеты. Первооткрыватели также вывели характеристики планеты, предполагая, что планета имеет круговую орбиту, хотя они отдали предпочтение эллиптической модели. [1]

Поскольку наклон орбиты HAT-P-32b по отношению к Земле составляет 88,7º, планета видна почти с ребра по отношению к Земле. [2] Было обнаружено, что она проходит транзитом мимо своей звезды. [1]

Исследование, проведенное в 2012 году с использованием эффекта Росситера-Маклафлина , определило, что планета вращается по почти полярной орбите относительно вращения звезды, смещение равно 85 ± 1,5°. [10]

HAT-P-32b имела один из самых больших радиусов, известных среди планет на момент ее открытия. Как и планеты HAT-P-33b и WASP-17b , которые также раздуты, механизм, стоящий за этим, неизвестен; он связан не только с температурой, которая, как известно, оказывает влияние. Это особенно очевидно при сравнении с WASP-18b , планетой, которая горячее вышеупомянутых планет HAT и WASP, но, несмотря на ее температуру, ее радиус намного меньше, чем у ее аналогов. [1]

Планетарный спектр показывает признаки переполнения полости Роша [11] и быстрой потери массы со скоростью 13 ± 7 миллионов тонн в секунду. [12]

Также было обнаружено, что радиус планеты, наблюдаемый при планетарных транзитах, меняется в зависимости от длины волны. Различные радиусы для каждой длины волны могут возникать из атмосферы, где рассеивающая Рэлея дымка сочетается с серым облачным слоем. [13] Густой (облака до уровня давления 0,4-33 кПа) облачный слой и дымка над ним действительно были подтверждены в 2020 году, наряду с обнаружением воды в атмосфере HAT-P-32b. [4]

Ссылки

  1. ^ abcdefghijklmnopqrstu v Hartman, JD; et al. (2011). "HAT-P-32b и HAT-P-33b: два сильно раздутых горячих юпитера, транзитирующих звезды с высоким дрожанием". The Astrophysical Journal . 742 (1). 59. arXiv : 1106.1212 . Bibcode :2011ApJ...742...59H. doi :10.1088/0004-637X/742/1/59. S2CID  118590713.
  2. ^ abcdefghijk Жан Шнайдер (2011). "Планета HAT-P-32b". Энциклопедия внесолнечных планет . Получено 15 июня 2011 г.
  3. ^ Мартин Дж. Ф. Фаулер; Сенкевич, Фрэнк Ф.; Зеллем, Роберт Т.; Дюссо, Мэри Э. (2020), Наблюдение транзитных экзопланет с помощью микрообсерватории: 43 новые транзитные кривые блеска горячего Юпитера HAT-P-32b , arXiv : 2007.13381
  4. ^ abc Алам, Мунацца К.; Лопес-Моралес, «Мерседес»; Николов, Николай; Синг, Дэвид К.; Генри, Грегори В.; Бакстер, Клэр; Дезерт, Жан-Мишель; Барстоу, Джоанна К.; Микал-Эванс, Томас; Бурье, Винсент; Лавас, Панайотис; Уэйкфорд, Ханна Р.; Уильямсон, Майкл Х.; Санс-Форкада, Хорхе; Бучхаве, Ларс А.; Коэн, Офер; Антонио Гарсия Муньос (2020). «Программа HST PanCET: спектр передачи от оптического до инфракрасного HAT-P-32Ab». arXiv : 2005.11293 . дои : 10.3847/1538-3881/ab96cb . S2CID  218862997. {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  5. ^ ab Brown, AGA ; et al. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). "Gaia Data Release 2: Summary of the content and survey properties". Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  6. ^ ab Zhao, Ming; O'Rourke, Joseph G.; Wright, Jason T.; Knutson, Heather A.; Burrows, Adam; Fortney, Johnathan; Ngo, Henry; Fulton, Benjamin J.; Baranec, Christoph; Riddle, Reed; Law, Nicholas M.; Muirhead, Philip S.; Hinkley, Sasha; Showman, Adam P.; Curtis, Jason; Burruss, Rick (2014). "Характеристика атмосферы горячего юпитера HAT-P-32Ab и компаньона-карлика M-класса HAT-P-32B". The Astrophysical Journal . 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 др. (2016). "Каталог данных VizieR Online: AAVSO Photometric All Sky Survey (APASS) DR9 (Henden+, 2016)". Каталог данных VizieR On-line: II/336. Первоначально опубликовано в: 2015AAS...22533616H . 2336 . Bibcode :2016yCat.2336....0H.запись в каталоге визиря
  8. ^ Адамс, Э. Р. и др. (2013). «Адаптивные оптические изображения. II. 12 интересных объектов Кеплера и 15 подтвержденных транзитных планет». The Astronomical Journal . 146 (1). 9. arXiv : 1305.6548 . Bibcode : 2013AJ....146....9A. doi : 10.1088/0004-6256/146/1/9. S2CID  119117620.
  9. ^ "Kepler Discoveries". Исследовательский центр Эймса . NASA . 2011. Архивировано из оригинала 27 мая 2010 года . Получено 15 июня 2011 года .
  10. ^ Альбрехт, Саймон; Уинн, Джошуа Н.; Джонсон, Джон А.; Ховард, Эндрю У.; Марси, Джеффри У.; Батлер, Р. Пол; Арриагада, Памела; Крейн, Джеффри Д.; Шектман, Стивен А.; Томпсон, Ян Б.; Хирано, Теруюки; Бакос, Гаспар; Хартман, Джоэл Д. (2012), «Наклоны звезд-хозяев горячих Юпитеров: доказательства приливных взаимодействий и изначальных несоответствий», The Astrophysical Journal , 757 (1): 18, arXiv : 1206.6105 , Bibcode : 2012ApJ...757...18A, doi : 10.1088/0004-637X/757/1/18, S2CID  17174530
  11. ^ Чесла, С.; Лампон, М.; Санс-Форкада, Дж.; Гарсиа Муньос, А.; Лопес-Пуэртас, М.; Нортманн, Л.; Ян, Д.; Нагель, Э.; Ян, Ф.; Шмитт, JHMM; Асейтуно, Дж.; Амадо, ПиДжей; Кабальеро, Дж.А.; Касасаяс-Баррис, Н.; Хеннинг, Т.; Халафинежад, С.; Молавердихани, К.; Монтес, Д.; Палле, Э.; Райнерс, А.; Шнайдер, ПК; Рибас, И.; Квирренбах, А.; Сапатеро Осорио, MR; Zechmeister, M. (2022), "Поглощение Hα и He I в HAT-P-32 b, наблюдаемое с помощью CARMENES", Astronomy & Astrophysics , 657 : A6, arXiv : 2110.13582 , doi : 10.1051/0004-6361/202039919, S2CID  239885378
  12. ^ Лампон, М.; Лопес-Пуэртас, М.; Санс-Форкада, Дж.; Чесла, С.; Нортманн, Л.; Касасаяс-Баррис, Н.; Орелл-Мигель, Дж.; Санчес-Лопес, А.; Даниэльски, К.; Палле, Э.; Молавердихани, К.; Хеннинг, Т.; Кабальеро, Дж.А.; Амадо, ПиДжей; Квирренбах, А.; Райнерс, А.; Рибас, И. (2023), «Характеристика верхних слоев атмосферы HAT-P-32 b, WASP-69 b, GJ 1214 b и WASP-76 b через их триплетное поглощение He I», Астрономия и астрофизика , 673 : A140, arXiv : 2304.03839 , Bibcode : 2023A&A...673A.140L, doi : 10.1051/0004-6361/202245649, S2CID  258024780
  13. ^ Tregloan-Reed, J.; Southworth, J.; Mancini, L.; Mollière, P.; Ciceri, S.; Bruni, I.; Ricci, D.; Ayala-Loera, C.; Henning, T. (2018). "Возможное обнаружение бимодального распределения облаков в атмосфере HAT-P-32 ab с помощью многополосной фотометрии". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 474 (4): 5485. arXiv : 1712.00415 . Bibcode : 2018MNRAS.474.5485T. doi : 10.1093/mnras/stx3147 . S2CID  54073250.
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=HAT-P-32b&oldid=1235160989"