HAT-P-33b es un planeta en la órbita de HAT-P-33 , que se encuentra a 1.310 años luz de la Tierra. Su descubrimiento se informó en junio de 2011, aunque se sospechaba que era un planeta ya en 2004. El planeta tiene aproximadamente tres cuartas partes de la masa de Júpiter, pero es casi un ochenta por ciento más grande que Júpiter; esta inflación, al igual que con el descubrimiento de planetas similares WASP-17b y HAT-P-32b , ha planteado la cuestión de qué (además de la temperatura) hace que estos planetas se vuelvan tan grandes. [1]
Descubrimiento | |
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Descubierto por | Hartman y col. [1] |
Sitio de descubrimiento | HATNet ( FLWO ) / Keck [1] |
Fecha de descubrimiento | Publicado el 6 de junio de 2011 [2] |
Método de detección | método de tránsito [1] |
Características orbitales | |
Semieje mayor | 0,0505 ± 0,0018 AU |
Excentricidad | 0,180+0,11 −0,096[3] |
Periodo orbital | 3,474 474 72 ± 0,000 000 88 [3] d |
Inclinación | 88,2+1,2 −1,3[3] |
Tiempo de periastrón | 2 457 046 0,20+0,22 −0,23[3] |
Argumento de periastrón | 88+33 −34[3] |
Semi-amplitud | 78 ± 12 [3] |
Estrella | HAT-P-33 (GSC 02461-00988) [4] |
Características físicas | |
Radio medio | 1,87+0,26 −0,20[3] R J |
Masa | 0,72+0,13 −0,12[3] M J |
Densidad media | 0,134+0.053 −0.042 g cm −3 |
Gravedad superficial | 2,70+0,10 −0,11 m / s² |
Temperatura | 1920+140 −120[3] |
HAT-P-33b fue difícil de confirmar porque su estrella experimenta una gran fluctuación , lo que interrumpió la capacidad de obtener mediciones precisas. Como tal, se recopiló un mayor número de observaciones de velocidad radial para hacer la confirmación, aunque más tarde se determinó que HAT-P-33b no se pudo determinar utilizando el método de velocidad radial . La confirmación del planeta se produjo después de que se recopiló la curva de luz del planeta , y el proceso Blendanal descartó la mayoría de los escenarios de falsos positivos .
Descubrimiento
La existencia de HAT-P-33b se sugirió por primera vez después de las observaciones de la colaboración de seis telescopios HATnet , un proyecto que busca en el cielo planetas en tránsito o cruzando frente a sus estrellas anfitrionas. La presencia de un planeta en la órbita de HAT-P-33 se sospechaba ya en 2004, aunque se detectaron altos niveles de inestabilidad . Esta fluctuación, o una apariencia aleatoria e inestable que nubla la precisión de las mediciones, hizo que fuera difícil verificar fácilmente la velocidad radial de la estrella anfitriona del candidato planetario, lo que generalmente conduce sumariamente a la confirmación del planeta. [1]
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/2/20/Kecknasa.jpg/440px-Kecknasa.jpg)
Para empezar, el espectro de HAT-P-33 se compuso utilizando el velocímetro digital en el Observatorio Fred Lawrence Whipple de 1,5 metros en Arizona. Los datos recopilados encontraron que la estrella era una sola estrella enana que exhibía una ligera rotación. Se encontraron varios de sus parámetros, incluida su temperatura efectiva y gravedad superficial . [1] Además, se utilizó el espectrógrafo SOPHIE échelle en un telescopio de 1,93 metros en el Observatorio de Haute-Provence de Francia para observar la estrella. Los datos resultantes invitaron a la posibilidad de que las mediciones de velocidad radial, que pueden mostrar anomalías que a menudo indican la presencia de un planeta, se hayan debido a la distorsión del fondo (y no a un planeta). Esta posibilidad complicó significativamente la capacidad de los científicos para verificar este planeta. Después de las observaciones, los seguimientos se pospusieron durante varios años. [1]
Entre septiembre de 2008 y diciembre de 2010, se recopilaron veintidós espectros utilizando el instrumento del espectrómetro Echelle de alta resolución (HIRES) en el Observatorio WM Keck de Hawái . Estos datos se utilizaron para derivar la velocidad radial de HAT-P-33. Se recopiló un número mucho mayor de espectros para HAT-P-33 que el número normalmente recopilado para los candidatos planetarios para compensar el efecto de fluctuación de los datos. Se concluyó que la fluctuación en los datos fue causada por la actividad estelar y no por la presencia de otros planetas. [1]
Se hizo evidente para el equipo científico investigador que los datos de velocidad radial por sí solos no podían probar la existencia de HAT-P-33b. Como tal, las observaciones fotométricas de HAT-P-33 se realizaron utilizando el telescopio de 1,2 metros del Observatorio Fred Lawrence Whipple, que albergaba el instrumento KeplerCam CCD. Estos datos se utilizaron para crear la curva de luz de HAT-P-33. Al hacerlo, se observó un ligero oscurecimiento donde se creía que HAT-P-33b había transitado su estrella. [1]
Usando un programa llamado Blendanal, similar a la técnica de Blender utilizada para verificar los planetas descubiertos por Kepler , los astrónomos que observaban HAT-P-33 esperaban descartar alternativas de falsos positivos que pudieran explicar la señal similar a un planeta vista en HAT-P-33 curva de luz y velocidad radial. El uso de Blendanal descartó la posibilidad de que la señal fuera causada por la de una estrella triple jerárquica o una mezcla entre una estrella brillante y una estrella binaria en el fondo. No se puede descartar la posibilidad de que HAT-P-33 sea en realidad una estrella binaria cuya compañera secundaria sea demasiado tenue para poder distinguirse de la estrella más brillante. Sin embargo, los datos indicaron que el planeta HAT-P-33b sí existió. [1]
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/9/98/Exoplanet_Comparison_WASP-17_b.png/220px-Exoplanet_Comparison_WASP-17_b.png)
Los descubrimientos de los planetas de alto radio HAT-P-33b y HAT-P-32b , junto con el de WASP-17b , contribuyeron a la pregunta de qué factores, además de la temperatura, contribuyen a los grandes radios de estos planetas inflados. La discrepancia radica en el planeta WASP-18b , que es mucho más caliente que los planetas HAT recién descubiertos y WASP-17b, pero tiene un radio mucho más pequeño. [1]
Los descubrimientos de HAT-P-33b y HAT-P-32b se informaron juntos en el Astrophysical Journal . El artículo fue presentado el 6 de junio de 2011. [2] Los autores del artículo de descubrimiento de los planetas sugirieron el uso del Telescopio Espacial Spitzer para observar la ocultación de HAT-P-33b detrás de su estrella para definir mejor sus características. [1]
Estrella anfitriona
HAT-P-33, o GSC 2461-00988, es una estrella de tipo F que se encuentra aproximadamente a 401 parsecs (1.310 años luz ) de la Tierra. La estrella tiene 1.403 masas solares y 1.777 radios solares ; la estrella es, en otras palabras, un 40% más masiva y un 77% más grande que el Sol. Con una temperatura efectiva de 6401 K , HAT-P-33 es más caliente que el sol. También es más rico en metales, con una metalicidad que se mide en [Fe / H] = 0.05. Esto significa que HAT-P-33 tiene un 12% más de hierro que la cantidad medida en el sol. HAT-P-33 es más joven que el Sol, con una edad estimada de 2.400 millones de años. [5] Se determina que la gravedad superficial de la estrella es 4.09. [1] Todos los valores anteriores se determinan asumiendo que el planeta HAT-P-33b tiene una órbita irregular o excéntrica . [1]
HAT-P-33 tiene una magnitud visual aparente de 11,89. No se puede ver desde la Tierra a simple vista porque es muy tenue. [5]
Debido a que se han detectado altos niveles de jitter en el espectro de HAT-P-33, se ha debilitado la capacidad de recopilar las mediciones de velocidad radial más sensibles posibles. La pérdida de precisión ha impedido a los astrónomos ignorar la posibilidad de que HAT-P-33 sea en realidad una estrella binaria, donde la compañera secundaria más tenue es visualmente indistinguible de la compañera primaria más brillante. Si este es el caso, entonces la estrella más tenue en el sistema HAT-P-33 tendría que tener una masa menor a 0,55 veces la del Sol. [1] La búsqueda de una estrella compañera binaria utilizando óptica adaptativa en el Observatorio MMT fue negativa. [6]
Es posible que existan en el sistema otros planetas con períodos orbitales más cortos que HAT-P-33b. Sin embargo, en el momento del descubrimiento de HAT-P-33b, no se habían recopilado suficientes medidas de velocidad radial para determinar si esto es así. [1]
Caracteristicas
HAT-P-33b es un planeta que tiene 0,764 masas de Júpiter y 1,827 radios de Júpiter . En otras palabras, tiene aproximadamente tres cuartas partes de la masa de Júpiter, pero es un poco menos del doble del tamaño de Júpiter. HAT-P-33b orbita su estrella a una distancia promedio de 0.0503 AU , que es aproximadamente el 5% de la distancia promedio entre el Sol y la Tierra. Esta órbita se completa cada 3.474474 días (83.39 horas). [5] HAT-P-33b tiene una temperatura de equilibrio de 1838 K, [1] que es casi quince veces más caliente que la temperatura de equilibrio medida de Júpiter (124 K). [7]
El mejor ajuste para la forma de la órbita de HAT-P-33b sugiere que la órbita es ligeramente elíptica, ya que la excentricidad orbital del planeta se ajusta a 0,148. [5] Sin embargo, debido a que la estrella HAT-P-33 tiene un nivel tan alto de inestabilidad, es difícil limitar la excentricidad del planeta con precisión. La mayoría de las características definidas del planeta se basan en la suposición de que HAT-P-33b tiene una órbita elíptica, aunque los descubridores del planeta también han derivado las características de HAT-P-33b en la suposición de que el planeta tiene una órbita circular. Se ha elegido el modelo elíptico porque se considera que es el escenario más probable. [1]
HAT-P-33b tiene una inclinación orbital de 86,7º visto desde la Tierra. Por lo tanto, el planeta está casi de canto cuando se ve desde la Tierra. [5] Se ha observado que el planeta transita por su estrella anfitriona. [1]
Referencias
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s 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 .
- ^ a b Hartman; Bakos; Torres; Latham; Kovács; Béky; Quinn; Mazeh; Shporer (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 .
- ^ a b c d e f g h yo Wang, Yong-Hao; et al. (2017). "Proyecto de monitoreo de exoplanetas en tránsito (TEMP). II. Parámetros del sistema refinado y análisis de tiempo de tránsito de HAT-P-33b". El diario astronómico . 154 (2). 49. arXiv : 1705.08605 . Código Bib : 2017AJ .... 154 ... 49W . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aa7519 .
- ^ "SOMBRERO-P-33" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . Consultado el 14 de abril de 2018 .
- ^ a b c d e Jean Schneider (2011). "Notas para la estrella HAT-P-33" . Enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 15 de junio de 2011 .
- ^ Adams, ER; et al. (2013). "Imágenes de óptica adaptativa. II. 12 objetos de interés de Kepler y 15 planetas en tránsito confirmados". El diario astronómico . 146 (1). 9. arXiv : 1305.6548 . Código bibliográfico : 2013AJ .... 146 .... 9A . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 146/1/9 .
- ^ "Descubrimientos de Kepler" . Centro de Investigación Ames . NASA . 2011 . Consultado el 15 de junio de 2011 .
Coordenadas : 07 h 32 m 44 s , + 33 ° 50 ′ 06 ″