HAT-P-32b

HAT-P-32b

Upptäckt
Upptäckt av	Hartman et al.
Upptäcktssida	HATNet ( FLWO )/ Keck
Upptäcktsdatum	Publicerad 3 november 2011
Detektionsmetod	Transitmetoden
Orbitalegenskaper
Epoch J2000
Halvstor axel	0,0343 ± 0,0004 AU
Excentricitet	0,0072 +0,07 -0,0064
Omloppsperiod (siderisk)	2,150 008 15 ± 0,000 000 13 d
Lutning	88,9 ° ± 0,4 °
Argument för periastron	96 +180 −11
Stjärna	HAT-P-32 (GSC 3281-00800)
Fysiska egenskaper
Medelradie	1,789 ± 0,025 R J
Massa	0,86 ± 0,164 M J
Ytgravitation	2,75 ± 0,07 m/s 2
Temperatur	1248 ± 92

HAT-P-32b är en planet som kretsar kring stjärnan HAT-P-32 av G- eller F-typ , som är ungefär 950 ljusår bort från jorden. HAT-P-32b erkändes först som en möjlig planet av det planetsökande HATNet-projektet 2004, även om svårigheter med att mäta dess radiella hastighet hindrade astronomer från att verifiera planeten förrän efter tre års observation. Blendanal-programmet hjälpte till att utesluta de flesta av alternativen som kunde förklara vad HAT-P-32b var, vilket ledde till att astronomer bestämde att HAT-P-32b med största sannolikhet var en planet. Upptäckten av HAT-P-32b och HAT-P-33b skickades till en tidskrift den 6 juni 2011.

Planeten anses vara en het Jupiter , och även om den är något mindre massiv än Jupiter, är den uppsvälld till nästan dubbelt så stor som Jupiter. Vid tiden för dess upptäckt hade HAT-P-32b en av de största radierna som är kända bland extrasolära planeter. Detta fenomen, som också har observerats i planeter som WASP-17b och HAT-P-33b, har visat att något mer än temperatur påverkar varför dessa planeter blir så stora.

Upptäckt

Det hade föreslagits att en planet kretsade kring HAT-P-32 så tidigt som 2004; dessa observationer samlades in av sex-teleskopet HATNet Project , en organisation som letar efter transiterande planeter, eller planeter som korsar framför sina värdstjärnor sett från jorden. Men försök att bekräfta planetkandidaten var extremt svåra på grund av en hög nivå av jitter (en slumpmässig, skakig avvikelse i mätningarna av HAT-P-32:s radiella hastighet ) som fanns i stjärnans observationer. Högnivåjitter förhindrade den vanligaste tekniken, den med bisektoranalys, från att avslöja stjärnans radiella hastighet med tillräcklig säkerhet för att bekräfta planetens existens.

Spektrum av HAT-P-32 samlades in med hjälp av den digitala hastighetsmätaren på Arizonas Fred Lawrence Whipple Observatory (FLWO) . Analys av data fann att HAT-P-32 var en enda, måttligt roterande dvärgstjärna . Några av dess parametrar härleddes också, inklusive dess effektiva temperatur och ytgravitation .

Mellan augusti 2007 och december 2010 samlades tjugoåtta spektra med hjälp av High Resolution Echelle Spectrometer (HIRES) vid WM Keck Observatory på Hawaii. Tjugofem av dessa spektra användes för att härleda HAT-P-32:s radiella hastighet. För att kompensera för jitter samlades ett större antal spektra än vanligt för planetkandidater. Av detta drogs slutsatsen att stjärnaktivitet (och inte närvaron av ännu oupptäckta planeter) var orsaken till jitter.

Eftersom astronomer drog slutsatsen att användningen av radiell hastighet inte enbart kunde fastställa existensen av planeten HAT-P-32b, användes KeplerCam CCD-instrumentet på FLWO:s 1,2 m teleskop för att ta fotometriska observationer av HAT-P- 32 . Data som samlats in med KeplerCam CCD hjälpte astronomer att konstruera HAT-P-32:s ljuskurva . Ljuskurvan visade en lätt nedtoning vid en punkt där HAT-P-32b troddes passera sin stjärna.

Astronomerna använde Blendanal, ett program som användes för att eliminera möjligheterna till falska positiva resultat . Denna process tjänar ett liknande syfte som Blender-tekniken, som användes för att verifiera några planeter som upptäckts av rymdfarkosten Kepler . Därigenom visade sig HAT-P-32:s planetliknande signatur inte orsakas av vare sig ett hierarkiskt trippelstjärnsystem eller av en blandning av ljus mellan en ljusstark enstjärna och den av en dubbelstjärna i bakgrunden. Även om möjligheten att HAT-P-32 faktiskt är en dubbelstjärna med en svag sekundär följeslagare som nästan inte kan skiljas från den primära följeslagaren inte kunde uteslutas, bekräftades HAT-P-32b som en planet baserat på Blendanal-analysen.

På grund av stjärnans höga jitter skulle det bästa sättet att samla in mer data om HAT-P-32b vara att observera en ockultation av HAT-P-32b bakom dess stjärna med hjälp av Spitzer Space Telescope .

HAT-P-32bs upptäckt rapporterades med den av HAT-P-33b i Astrophysical Journal .

Värdstjärna

HAT-P-32, eller GSC 3281–00800, är ​​en dubbelstjärna; den primära är en dvärgstjärna av G-typ eller F-typ , och den sekundära är en dvärgstjärna av M-typ . Systemet är beläget 292 parsecs (950 ly) bort från jorden. Med 1 176 solmassor och 1 387 solradier är HAT-P-32A både större och mer massiv än solen. HAT-P-32A:s effektiva temperatur är 6 001 K , vilket gör den något varmare än solen, även om den är yngre, vid en uppskattad ålder av 3,8 miljarder år, och börjar alltså kärnfusion i dess kärna inte långt efter att den arkeiska eonen startade på jorden 4.031 ± 0,003 miljarder år sedan. HAT-P-32A är metallfattig; dess uppmätta metallicitet är [Fe/H] = -0,16, vilket betyder att den har 69 % av solens järninnehåll. Stjärnans ytgravitation bestäms till 4,22, medan dess ljusstyrka antyder att den avger 2,43 gånger den mängd energi som solen sänder ut. Dessa parametrar antas under förutsättning att planeten HAT-P-32b har en oregelbunden ( excentrisk ) bana.

HAT-P-32 har en skenbar magnitud på 11.197, vilket gör den osynlig för blotta ögat. En sökning efter en binär följeslagningsstjärna med hjälp av adaptiv optik vid MMT-observatoriet upptäckte en följeslagare på ett avstånd av 2,9 bågsekunder som är 3,4 magnituder svagare än den primära stjärnan.

En mycket hög nivå av jitter har upptäckts i stjärnans spektrum. Det finns en möjlighet att jitter kan induceras av den dimmer sekundära följeslagaren. HAT-P-32:s dimmerbeståndsdel har troligen en massa som är under hälften av solens massa, medan den har en temperatur på 3565 ± 82 K .

Andra planeter med omloppsperioder som är mindre än HAT-P-32bs omloppsbana kan finnas i detta system. Men när upptäckten av planeten publicerades hade inte tillräckligt med radiella hastighetsmätningar samlats in för att avgöra om så var fallet.

Egenskaper

HAT-P-32b är en varm Jupiter som har 0,941 Jupitermassor och 2,037 Jupiterradier . Med andra ord, HAT-P-32b är något mindre massiv än Jupiter är, även om den är nästan dubbelt så stor som Jupiter. Planetens genomsnittliga avstånd från dess värdstjärna är 0,0344 AU , eller ungefär 3 % av medelavståndet mellan jorden och solen. Den genomför en omloppsbana var 2,150009:e dag (51,6 timmar). HAT-P-32b har en jämviktstemperatur på 1888 K, vilket är femton gånger varmare än Jupiters jämviktstemperatur. Ändå var extremitetstemperaturen uppmätt 2020 mycket svalare vid 1248 ± 92 K .

Många av de beskrivna egenskaperna härleds utifrån antagandet att HAT-P-32b har en bana som är elliptisk (excentrisk). Den bästa passformen för HAT-P-32bs orbitala excentricitet är 0,163, vilket anger en något elliptisk omloppsbana, även om jittereffekten som observerats i dess värdstjärna har gjort planetens excentricitet svår att hitta exakt. Upptäckarna har också härlett planetens egenskaper under förutsättning att planeten har en cirkulär bana, även om de har gett företräde åt den elliptiska modellen.

Eftersom HAT-P-32bs orbitallutning i förhållande till jorden är 88,7º, ses planeten nästan på kanten i förhållande till jorden. Det har visat sig passera sin värdstjärna.

En studie 2012, med användning av Rossiter-McLaughlin-effekten , har fastställt att planeten kretsar i en nästan polär omloppsbana i förhållande till stjärnans rotation, en snedställning lika med 85 ± 1,5°.

HAT-P-32b hade en av de högsta radierna som var kända bland planeter vid tiden för dess upptäckt. Liksom planeterna HAT-P-33b och WASP-17b , som är lika uppblåsta, är mekanismen bakom detta okänd; det är inte enbart relaterat till temperaturen, vilket är känt för att ha en effekt. Detta är särskilt tydligt jämfört med WASP-18b , en planet som är varmare än de tidigare nämnda HAT- och WASP-planeterna, men trots dess temperatur är dess radie mycket lägre än dess motsvarigheter.

Planetspektrat visar tecken på översvämning av Roche-loben och snabb massförlust omkring tio miljoner ton per sekund.

Man fann också att planetens radie, observerad med planettransiter, varierar med våglängden. Olika radier för varje våglängd kan uppstå från en atmosfär där ett Rayleigh-spridande dis kombineras med ett grått molndäck. Det tjocka (moln upp till en trycknivå på 0,4-33 kPa) molndäck och dis ovanför bekräftades verkligen 2020, tillsammans med upptäckten av vatten i atmosfären av HAT-P-32b.