HAT-P-32b es un planeta en la órbita de la estrella de tipo G o F HAT-P-32 , que se encuentra aproximadamente a 950 años luz [5] de la Tierra. HAT-P-32b fue reconocido por primera vez como un posible planeta por el Proyecto HATNet de búsqueda de planetas en 2004, aunque las dificultades para medir su velocidad radial impidieron a los astrónomos verificar el planeta hasta después de tres años de observación. El programa Blendanal ayudó a descartar la mayoría de las alternativas que podrían explicar qué era HAT-P-32b, lo que llevó a los astrónomos a determinar que lo más probable es que HAT-P-32b fuera un planeta. El descubrimiento de HAT-P-32b y de HAT-P-33b fue enviado a una revista el 6 de junio de 2011.
Descubrimiento | |
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Descubierto por | Hartman y col. [1] |
Sitio de descubrimiento | HATNet ( FLWO ) / Keck [1] |
Fecha de descubrimiento | Publicado el 3 de noviembre de 2011 [1] |
Método de detección | Método de tránsito [1] |
Características orbitales | |
Época J2000 | |
Semieje mayor | 0,0343 ± 0,0004 AU [2] |
Excentricidad | 0,0072+0,07 −0,0064[2] |
Periodo orbital | 2.150 008 15 ± 0,000 000 13 d [3] |
Inclinación | 88,9 ° ± 0,4 ° [2] |
Argumento de periastrón | 96+180 −11[2] |
Estrella | HAT-P-32 (GSC 3281-00800) |
Características físicas | |
Radio medio | 1,789 ± 0,025 R J [2] |
Masa | 0,86 ± 0,164 M J [2] |
Gravedad superficial | 2,75 ± 0,07 m / s 2 [1] |
Temperatura | 1248 ± 92 [4] |
El planeta se considera un Júpiter caliente y, aunque es un poco menos masivo que Júpiter, está hinchado hasta casi el doble del tamaño de Júpiter. En el momento de su descubrimiento, HAT-P-32b tenía uno de los radios más grandes conocidos entre los planetas extrasolares. Este fenómeno, que también se ha observado en planetas como WASP-17b y HAT-P-33b , ha demostrado que algo más que la temperatura está influyendo por qué estos planetas se vuelven tan grandes. [1]
Descubrimiento
Se había sugerido que un planeta estaba en la órbita de la estrella HAT-P-32 ya en 2004; Estas observaciones fueron recopiladas por el Proyecto HATNet de seis telescopios , una organización en busca de planetas en tránsito o planetas que se cruzan frente a sus estrellas anfitrionas vistos desde la Tierra. Sin embargo, los intentos de confirmar el candidato planetario fueron extremadamente difíciles debido a un alto nivel de jitter (una desviación aleatoria e inestable en las mediciones de la velocidad radial de HAT-P-32 ) presente en las observaciones de la estrella. La fluctuación de alto nivel impidió que la técnica más común, la del análisis de bisectriz, revelara la velocidad radial de la estrella con suficiente certeza para confirmar la existencia del planeta. [1]
El espectro de HAT-P-32 se recopiló utilizando el velocímetro digital en el Observatorio Fred Lawrence Whipple de Arizona (FLWO). El análisis de los datos encontró que HAT-P-32 era una sola estrella enana de rotación moderada . También se derivaron algunos de sus parámetros, incluida su temperatura efectiva y la gravedad de la superficie . [1]
Entre agosto de 2007 y diciembre de 2010, se recolectaron veintiocho espectros utilizando el espectrómetro Echelle de alta resolución (HIRES) en el Observatorio WM Keck en Hawai. Se utilizaron veinticinco de estos espectros para deducir la velocidad radial de HAT-P-32. Para compensar la fluctuación, se recopiló un mayor número de espectros que el habitual para los candidatos planetarios. A partir de esto, se concluyó que la actividad estelar (y no la presencia de planetas aún no descubiertos) era la causa del nerviosismo. [1]
Debido a que los astrónomos concluyeron que el uso de la velocidad radial no podía, por sí solo, establecer la existencia del planeta HAT-P-32b, se utilizó el instrumento KeplerCam CCD en el telescopio de 1.2 m de FLWO para tomar observaciones fotométricas de HAT-P-32. Los datos recopilados con KeplerCam CCD ayudaron a los astrónomos a construir la curva de luz de HAT-P-32 . La curva de luz mostró una ligera atenuación en un punto donde se creía que HAT-P-32b transitaba su estrella. [1]
Los astrónomos utilizaron Blendanal , un programa utilizado para eliminar las posibilidades de falsos positivos . Este proceso tiene un propósito similar a la técnica de Blender , que se utilizó para verificar algunos planetas descubiertos por la nave espacial Kepler . Al hacerlo, se descubrió que la firma similar a un planeta de HAT-P-32 no fue causada ni por un sistema estelar triple jerárquico ni por una mezcla de luz entre una estrella única brillante y la de una estrella binaria en el fondo. Aunque no se pudo descartar la posibilidad de que HAT-P-32 sea en realidad una estrella binaria con una compañera secundaria tenue casi indistinguible de la compañera principal, HAT-P-32b se confirmó como un planeta basado en el análisis de Blendanal. [1]
Debido a la alta fluctuación de la estrella, la mejor manera de recopilar más datos sobre HAT-P-32b sería observar una ocultación de HAT-P-32b detrás de su estrella utilizando el Telescopio Espacial Spitzer . [1]
El descubrimiento de HAT-P-32b se informó con el de HAT-P-33b en el Astrophysical Journal . [1]
Estrella anfitriona
HAT-P-32, o GSC 3281–00800, es una estrella doble; la primaria es una de tipo G o F de tipo estrella enana , [1] y el secundario es un M-tipo estrella enana . [6] El sistema está ubicado a 292 parsecs (950 ly) de la Tierra. [5] Con 1.176 masas solares y 1.387 radios solares , HAT-P-32A es más grande y más masivo que el Sol. La temperatura efectiva de HAT-P-32A es de 6.001 K , lo que lo hace un poco más caliente que el Sol, aunque es más joven, con una edad estimada de 3.800 millones de años, por lo que comenzó la fusión nuclear en su núcleo poco después de que comenzara el eón arcaico. Hace 4.031 ± 0.003 mil millones de años. [2] HAT-P-32A es pobre en metales; su metalicidad medida es [Fe / H] = -0,16, lo que significa que tiene un 69% del contenido de hierro del Sol. [2] Se determina que la gravedad de la superficie de la estrella es 4,22, mientras que su luminosidad sugiere que emite 2,43 veces la cantidad de energía que emite el Sol. [1] Estos parámetros se adoptan dada la condición de que el planeta HAT-P-32b tenga una órbita irregular ( excéntrica ). [1]
HAT-P-32 tiene una magnitud aparente de 11,197, lo que lo hace invisible a simple vista. [7] Una búsqueda de una estrella compañera binaria utilizando óptica adaptativa en el Observatorio MMT descubrió una compañera a una distancia de 2,9 segundos de arco que es 3,4 magnitudes más tenue que la estrella primaria. [8]
Se ha detectado un nivel muy alto de fluctuación en el espectro de la estrella. Existe la posibilidad de que la fluctuación sea inducida por el compañero secundario del atenuador. El componente atenuador de HAT-P-32 probablemente tiene una masa inferior a la mitad de la masa del Sol, [1] mientras que tiene una temperatura de3565 ± 82 K . [6]
Otros planetas con períodos orbitales más pequeños que el de la órbita de HAT-P-32b pueden estar presentes en este sistema. Sin embargo, cuando se publicó el descubrimiento del planeta, no se habían recopilado suficientes medidas de velocidad radial para determinar si este era el caso. [1]
Caracteristicas
HAT-P-32b es un Júpiter caliente que tiene 0.941 masas de Júpiter y 2.037 radios de Júpiter . En otras palabras, HAT-P-32b es un poco menos masivo que Júpiter, aunque es casi el doble del tamaño de Júpiter. [2] La distancia promedio del planeta desde su estrella anfitriona es 0.0344 AU , o aproximadamente el 3% de la distancia promedio entre la Tierra y el Sol. Completa una órbita cada 2.150009 días (51.6 horas). [2] HAT-P-32b tiene una temperatura de equilibrio de 1888 K, [1] que es quince veces más caliente que la temperatura de equilibrio de Júpiter. [9] No obstante, la temperatura extremidad medido en 2020 era mucho más fresco a 1248 ± 92 K . [4]
Muchas de las características descritas se derivan del supuesto de que HAT-P-32b tiene una órbita elíptica (excéntrica). El mejor ajuste para la excentricidad orbital de HAT-P-32b es 0.163, que denota una órbita ligeramente elíptica, aunque el efecto de jitter observado en su estrella anfitriona ha hecho que la excentricidad del planeta sea difícil de encontrar con precisión. Los descubridores también han derivado las características del planeta asumiendo que el planeta tiene una órbita circular, aunque han dado preferencia al modelo elíptico. [1]
Debido a que la inclinación orbital de HAT-P-32b con respecto a la Tierra es de 88,7º, el planeta se ve casi de canto con respecto a la Tierra. [2] Se ha descubierto que transita por su estrella anfitriona. [1]
El estudio de 2012, que utilizó un efecto Rossiter-McLaughlin , determinó que el planeta está orbitando en una órbita casi polar en relación con la rotación de la estrella, con una desalineación igual a 85 ± 1,5 °. [10]
HAT-P-32b tenía uno de los radios más altos conocidos entre los planetas en el momento de su descubrimiento. Al igual que los planetas HAT-P-33b y WASP-17b , que están inflados de manera similar, se desconoce el mecanismo detrás de esto; no está únicamente relacionado con la temperatura, que se sabe que tiene un efecto. Esto es especialmente claro cuando se compara con WASP-18b , un planeta que es más caliente que los planetas HAT y WASP antes mencionados, porque a pesar de su temperatura su radio es mucho más bajo que el de sus contrapartes. [1]
También se encontró que el radio del planeta, observado con tránsitos planetarios, varía con la longitud de onda. Diferentes radios para cada longitud de onda podrían surgir de una atmósfera donde una neblina de dispersión de Rayleigh se combina con una cubierta de nubes grises. [11] La capa de nubes espesa (nubes hasta un nivel de presión de 0,4-33 kPa) y la neblina sobre ella se confirmaron de hecho en 2020, junto con la detección de agua en la atmósfera de HAT-P-32b. [4]
Referencias
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v Hartman, JD; et al. (2011). "HAT-P-32b y HAT-P-33b: dos júpiter calientes altamente inflados que transitan estrellas de alta fluctuación". El diario astrofísico . 742 (1). 59. arXiv : 1106.1212 . Código bibliográfico : 2011ApJ ... 742 ... 59H . doi : 10.1088 / 0004-637X / 742/1/59 . S2CID 118590713 .
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