HAT-P-32b

HAT-P-32b
HAT-P-32b
디스커버리
검색 대상하트만 [1]외
검색 사이트HATNet(FLO)/케크[1]
발견일자2011년[1] 11월 3일 발행
트랜짓 방식[1]
궤도 특성
에포크 J2000
0.0343±0.0004AU[2]
편심성0.0072+0.07
−0.0064[2]
2.15000815±0.00000013 d[3]
기울기88.9°±0.4°[2]
96+180
−11[2]
별HAT-P-32(GSC 3281-00800)
물리적 특성
평균 반지름
1.789±0.025 RJ[2]
미사0.86±0.164 MJ[2]
2.75±0.07m/s2[1]
온도1248±92[4]

HAT-P-32b는 지구에서 약 950광년[5] 떨어져 있는 G형 또는 F형 별 HAT-P-32를 공전하는 행성이다. HAT-P-32b는 2004년 행성탐색 HATNet 프로젝트에서 처음으로 가능한 행성으로 인정받았지만, 방사상 속도 측정에 어려움이 있어 천문학자들이 3년간의 관측을 거쳐서까지 행성을 검증할 수 없었다. 블렌다날 프로그램은 HAT-P-32b가 무엇인지 설명할 수 있는 대안의 대부분을 배제하는 데 도움을 주었고, 천문학자들은 HAT-P-32b가 행성일 가능성이 가장 높은 것으로 판단하였다. HAT-P-32b와 HAT-P-33b의 발견은 2011년 6월 6일 저널에 제출되었다.

이 행성은 뜨거운 목성으로 여겨지고 있으며, 목성보다 약간 덜 거대하지만 목성 크기의 거의 두 배까지 부풀어 있다. 발견 당시, HAT-P-32b는 외계 행성들 사이에서 알려진 가장 큰 반지름 중 하나를 가지고 있었다. WASP-17b, HAT-P-33b와 같은 행성에서도 관측된 이 현상은 온도 이상의 무언가가 왜 이 행성들이 그렇게 큰 지에 영향을 주고 있다는 것을 보여주었다.[1]

디스커버리

2004년에 이르면 2004년에 행성이 HAT-P-32 궤도를 돌고 있다는 것이 제안되었다; 이러한 관측들은 지구에서 본 것처럼 그들의 숙주 별들 앞을 가로지르는 행성이나 행성을 찾기 위한 단체인 6-텔레스코프 HATNet 프로젝트에 의해 수집되었다. 그러나 항성의 관측에 존재하는 높은 수준의 지터(HAT-P-32의 방사형 속도 측정에서 무작위적이고 흔들리는 편차) 때문에 행성 후보 확인을 위한 시도는 극히 어려웠다. 고준위 지터는 이등분석의 가장 일반적인 기법인 별의 방사상 속도를 행성의 존재를 확인할 수 있을 만큼 충분히 확실하게 밝히는 것을 막았다.[1]

HAT-P-32 스펙트럼은 애리조나 주 프레드 로렌스 휘플 천문대(FLWO)의 디지털 속도계를 이용해 수집됐다. 데이터를 분석한 결과 HAT-P-32는 적당히 회전하는 단일 왜성이었다. 유효 온도와 표면 중력을 포함하여 일부 매개변수도 도출되었다.[1]

2007년 8월부터 2010년 12월까지 하와이 W.M. Keck 천문대에서 고해상도 Echelle Spectrometer(HIRES)를 사용해 28개의 스펙트럼을 수집했다. 이러한 스펙트럼 중 25개는 HAT-P-32의 방사상 속도를 추론하는 데 사용되었다. 지터를 보상하기 위해 행성 후보들에 대해 평소보다 많은 수의 스펙트럼이 수집되었다. 이를 통해 별의 활동(아직 발견되지 않은 행성의 존재는 아님)이 지터의 원인이라고 결론지었다.[1]

천문학자들은 방사상 속도 사용만으로는 HAT-P-32b 행성의 존재를 확인할 수 없다고 결론내렸기 때문에, FLO의 1.2m 망원경에 있는 KeplerCam CCD 기구를 사용하여 HAT-P-32의 측광학적 관측을 했다. KeplerCam CCD를 사용하여 수집된 데이터는 천문학자들이 HAT-P-32의 광 곡선을 만드는 데 도움을 주었다. 이 광선 곡선은 HAT-P-32b가 항성을 통과한다고 여겨지는 지점에서 약간 조광하는 모습을 보였다.[1]

천문학자들은 잘못된 긍정의 가능성을 제거하기 위해 사용되는 프로그램인 Blendanal을 이용했다. 이 과정은 케플러 우주선에 의해 발견된 일부 행성을 검증하기 위해 사용되었던 블렌더 기법과 유사한 목적을 제공한다. 이를 통해 HAT-P-32의 행성상 같은 서명은 위계적 3중성계나 밝은 단일 별과 배경에 있는 이진성 사이의 빛의 혼합에 의한 것이 아닌 것으로 밝혀졌다. 비록 HAT-P-32가 사실상 1차 동반자와 거의 구별할 수 없는 희미한 2차 동반자를 가진 이진성일 가능성도 배제할 수 없었지만, HAT-P-32b는 블렌다날 분석을 토대로 행성으로 확인되었다.[1]

항성의 지터가 높기 때문에, HAT-P-32b에 대한 더 많은 데이터를 수집하는 가장 좋은 방법은 스피처 우주 망원경을 사용하여 항성 뒤에 HAT-P-32b가 나타나는 것을 관찰하는 것이다.[1]

HAT-P-32b의 발견은 Astrophysical Journal에 HAT-P-33b의 발견과 함께 보고되었다.[1]

숙주별

HAT-P-32, 또는 GSC 3281–00800은 이중 항성이다. 1차 항성은 G형 또는 F형 왜성이고,[1] 2차 항성은 M형 왜성이다.[6] 이 시스템은 지구에서 292파섹(950 ly) 떨어져 있다.[5] With 1.176 solar masses and 1.387 solar radii, HAT-P-32A is both larger and more massive than the Sun. HAT-P-32A's effective temperature is 6,001 K, making it slightly hotter than the Sun, although it is younger, at an estimated age of 3.8 billion years, thus beginning nuclear fusion in its core not long after the Archean eon started on Earth 4.0310억3천만년 전.[2] HAT-P-32A는 금속이 빈약하며, 측정된 금속성은 [Fe/H] = -0.16으로 태양의 철분 함량이 69%라는 것을 의미한다.[2] 이 별의 표면 중력은 4.22로 결정되는 반면, 그 광도는 태양이 방출하는 에너지의 2.43배를 방출하는 것으로 보인다.[1] 이 매개변수는 HAT-P-32b 행성이 불규칙한 (기질적) 궤도를 갖는다는 조건을 고려하여 채택된다.[1]

HAT-P-32는 겉보기 크기가 11.197로 육안으로는 보이지 않는다.[7] MMT 천문대에서 적응광학을 이용한 2진 동반성 탐색 결과 1차 항성보다 3.4배 더 희미한 2.9 아크초의 거리에서 동반자를 발견했다.[8]

별의 스펙트럼에서 매우 높은 수준의 지터가 검출되었다. 조광기 보조 동반자에 의해 지터가 유도될 가능성이 있다. HAT-P-32의 조광기 성분은 아마도 태양 질량의 절반 이하인 [1]질량을 가지고 있는 반면 기온은 3565±82K이다.[6]

HAT-P-32b의 궤도보다 작은 궤도 주기를 가진 다른 행성들은 이 시스템에 존재할 수 있다. 그러나, 행성의 발견이 발표되었을 때, 방사상 속도 측정치가 충분히 수집되지 않아, 이것이 사실인지 판단하지 못했다.[1]

특성.

HAT-P-32b는 목성 질량이 0.941이고 목성 반지름이 2.037개인 뜨거운 목성이다. 즉, HAT-P-32b는 목성의 거의 두 배 크기지만 목성보다 약간 덜 거대하다.[2] 이 행성의 숙주 항성으로부터의 평균 거리는 0.0344AU로 지구와 태양 사이의 평균 거리의 약 3%이다. 2.15,0009일(51.6시간)마다 궤도를 완성한다.[2] HAT-P-32b는 평형온도가 1888K로 [1]목성의 평형온도보다 15배 높다.[9] 그럼에도 불구하고 2020년에 측정한 사지 온도는 1248±92K로 훨씬 더 차가웠다.[4]

기술된 특성들 중 많은 것은 HAT-P-32b가 타원형(기질적)의 궤도를 가지고 있다는 가정 하에 도출된다. HAT-P-32b의 궤도 편심률에 가장 잘 맞는 것은 0.163으로, 비록 주성별에서 관측된 지터 효과로 행성의 편심률을 정확히 찾기 어렵게 만들었지만 약간 타원 궤도를 나타낸다. 발견자들은 타원형 모델을 선호했지만, 행성이 원형 궤도를 가지고 있다고 가정하는 행성의 특성도 도출해냈다.[1]

지구에 대한 HAT-P-32b의 궤도 경사도는 88.7º이기 때문에 지구와 관련해 행성이 거의 에지온으로 보인다.[2] 그것은 숙주별을 옮기는 것으로 밝혀졌다.[1]

로시터-맥러플린 효과를 이용한 2012년 연구는 행성이 85±1.5°[10]에 해당하는 항성의 자전에 비해 거의 극 궤도를 돌고 있다는 것을 밝혀냈다.

HAT-P-32b는 발견 당시 행성들 사이에서 알려진 가장 높은 반지름 중 하나를 가지고 있었다. 유사하게 팽창된 HAT-P-33b, WASP-17b 행성과 마찬가지로 이면의 메커니즘은 알 수 없으며, 온도와만 관련이 있는 것이 아니라 효과가 있는 것으로 알려져 있다. 이는 앞서 언급한 HAT 및 WASP 행성보다 더 뜨거운 행성인 WASP-18b와 비교하면 특히 분명하지만, 그 온도에도 불구하고 그 반지름은 상대 행성보다 훨씬 낮다.[1]

행성 스펙트럼은 로체 로브 오버플로와 초당 약 천만 톤의 빠른 질량 손실의 증거를 보여준다.[11]

행성의 트랜지트로 관측되는 행성의 반지름은 파장에 따라 다르다는 사실도 밝혀졌다. 각 파장에 대해 다른 반경이 Rayleigh 산란 안개와 회색 구름 갑판이 결합된 대기에서 발생할 수 있다.[12] 짙은 구름 갑판(압력 0.4-33kPa까지 흐림)과 그 위 아지랑이는 HAT-P-32b 대기 중 물 검출과 함께 2020년에 확인되었다.[4]

참조

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v Hartman, J. D.; et al. (2011). "HAT-P-32b and HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-jitter Stars". The Astrophysical Journal. 742 (1). 59. arXiv:1106.1212. Bibcode:2011ApJ...742...59H. doi:10.1088/0004-637X/742/1/59. S2CID 118590713.
  2. ^ a b c d e f g h i j k Jean Schneider (2011). "Planet HAT-P-32b". Extrasolar Planets Encyclopaedia. Retrieved 15 June 2011.
  3. ^ Martin J F Fowler; Sienkiewicz, Frank F.; Zellem, Robert T.; Dussault, Mary E. (2020), Observing transiting exoplanets with the MicroObservatory: 43 new transit light curves of the hot Jupiter HAT-P-32b, arXiv:2007.13381
  4. ^ a b c Alam, Munazza K.; Lopez-Morales, Mercedes; Nikolov, Nikolay; Sing, David K.; Henry, Gregory W.; Baxter, Claire; Desert, Jean-Michel; Barstow, Joanna K.; Mikal-Evans, Thomas; Bourrier, Vincent; Lavvas, Panayotis; Wakeford, Hannah R.; Williamson, Michael H.; Sanz-Forcada, Jorge; Buchhave, Lars A.; Cohen, Ofer; Antonio Garcia Munoz (2020). "The HST PanCET Program: An Optical to Infrared Transmission Spectrum of HAT-P-32Ab". arXiv:2005.11293. doi:10.3847/1538-3881/ab96cb. S2CID 218862997. {{cite journal}}: Cite 저널은 필요로 한다. journal= (도움말)
  5. ^ a b Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  6. ^ a b 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). "Characterization of the Atmosphere of the Hot Jupiter HAT-P-32Ab and the M-dwarf Companion HAT-P-32B". The Astrophysical Journal. 796 (2): 115. arXiv:1410.0968. Bibcode:2014ApJ...796..115Z. doi:10.1088/0004-637X/796/2/115. S2CID 44031425.
  7. ^ Henden, A. A.; et al. (2016). "VizieR Online Data Catalog: AAVSO Photometric All Sky Survey (APASS) DR9 (Henden+, 2016)". VizieR On-line Data Catalog: II/336. Originally Published in: 2015AAS...22533616H. 2336. Bibcode:2016yCat.2336....0H.Vizier 카탈로그 항목
  8. ^ Adams, E. R.; et al. (2013). "Adaptive Optics Images. II. 12 Kepler Objects of Interest and 15 Confirmed Transiting Planets". 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". Ames Research Center. NASA. 2011. Archived from the original on 27 May 2010. Retrieved 15 June 2011.
  10. ^ Albrecht, Simon; Winn, Joshua N.; Johnson, John A.; Howard, Andrew W.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Arriagada, Pamela; Crane, Jeffrey D.; Shectman, Stephen A.; Thompson, Ian B.; Hirano, Teruyuki; Bakos, Gaspar; Hartman, Joel D. (2012), "Obliquities of Hot Jupiter host stars: Evidence for tidal interactions and primordial misalignments", The Astrophysical Journal, 757: 18, arXiv:1206.6105, doi:10.1088/0004-637X/757/1/18, S2CID 17174530
  11. ^ Hα and He i absorption in HAT-P-32 b observed with CARMENES Detection of Roche lobe overflow and mass loss, 2021, arXiv:2110.13582
  12. ^ Tregloan-Reed, J.; Southworth, J.; Mancini, L.; Mollière, P.; Ciceri, S.; Bruni, I.; Ricci, D.; Ayala-Loera, C.; Henning, T. (2018). "Possible detection of a bimodal cloud distribution in the atmosphere of HAT-P-32 a b from multiband photometry". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 474 (4): 5485. arXiv:1712.00415. Bibcode:2018MNRAS.474.5485T. doi:10.1093/mnras/stx3147. S2CID 54073250.