WASP-33b
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WASP-33b
Descubrimiento [1]
Descubierto porAVISPA
Fecha de descubrimiento2010
Método de detecciónTránsito
Características orbitales
Semieje mayor0,02555 ± 0,00017 AU (3,822,200 ± 25,432 km) [1]
Periodo orbital1,21987089 ± 0,00000015 días (105,396,845 ± 0,013 s; 29,2769014 ± 3,6 × 10 −6  h) [2]
Inclinación87,67 ± 1,81 ° [1]
Semi-amplitud0,59 km / s (1300 mph) [1]
Características físicas
Radio medio1,497 ± 0,095 R J [1]
Masa2,81 ± 0,53 M J [3]
Albedo0,369 ± 0,050 [3]
Temperatura2710 ± 50 K (2440 ± 50,0 ° C; 4420 ± 90,0 ° F) [1]

WASP-33b es un planeta extrasolar que orbita la estrella HD 15082 . Es el primer planeta descubierto en orbitar una estrella variable Delta Scuti . Con un semieje mayor de 0.026 AU y una masa que probablemente sea mayor que la masa de Júpiter , [1] pertenece a la clase de planetas calientes Júpiter .

Descubrimiento

En 2010, el proyecto SuperWASP anunció el descubrimiento de un planeta extrasolar orbitando la estrella HD 15082 . El descubrimiento se realizó al detectar el tránsito del planeta a su paso frente a su estrella, evento que ocurre cada 1.22 días.

Orbita

Un estudio realizado en 2012, utilizando el efecto Rossiter-McLaughlin , determinó que la órbita planetaria está muy desalineada con el plano ecuatorial de la estrella, una desalineación igual a −107,7 ± 1,6 °, lo que hace que la órbita de WASP-33b sea retrógrada . [4]

Características físicas

Los límites de las mediciones de velocidad radial implican que tiene menos de 4.1 veces la masa de Júpiter. [1] El exoplaneta orbita tan cerca de su estrella que la temperatura de su superficie es de aproximadamente 3.200 ° C (5.790 ° F). [5] El tránsito se recuperó más tarde en los datos de Hipparcos . [6]

Atmósfera

En junio de 2015, la NASA informó que el exoplaneta tiene una estratosfera y que la atmósfera contiene óxido de titanio que crea la estratosfera. El óxido de titanio es uno de los pocos compuestos que absorbe fuertemente la radiación visible y ultravioleta , que calienta la atmósfera y puede existir en estado gaseoso en una atmósfera caliente. [7] [8] La detección de inversión de temperatura (estratosfera), agua y óxido de titanio fue refutada con los datos de mayor calidad obtenidos para 2020. Solo se puede obtener el límite superior de la tasa de mezcla de volumen de óxido de titanio igual a 1 ppb . [9]Investigaciones posteriores reconfirmaron la existencia de óxido de titanio en la atmósfera de WASP-33b, aunque en concentraciones no detectables por HARPS-N . También se detectó el hierro neutro. [10]

La atmósfera de WASP-33b se detectó monitoreando la luz a medida que el planeta pasaba detrás de su estrella (arriba); las temperaturas más altas dan como resultado la estratosfera baja debido a las moléculas que absorben la radiación de la estrella (derecha); si hubiera sin estratosfera (izquierda) [7]

En 2020, con la detección de eclipses secundarios (cuando el planeta está bloqueado por su estrella), se midió la masa del planeta junto con el perfil de temperatura en su superficie. WASP-33b tiene fuertes vientos en su atmósfera, similares a Venus, desplazando el punto más caliente 28,7 ± 7,1 grados hacia el oeste. La velocidad media del viento es 8.5+2,1
−1,9km / s en la termosfera. [11] La temperatura de brillo del lado iluminado es 3014 ± 60 K, mientras que la temperatura de brillo del lado nocturno es 1605 ± 45 K. [3]

El escape atmosférico impulsado por la absorción de la línea de Balmer de hidrógeno es relativamente modesto, con un total de entre una y diez masas terrestres por mil millones de años. [12]

El agua en la atmósfera del lado del día de WASP-33b se disocia principalmente en radicales hidroxilo debido a la alta temperatura, como indicaron los espectros de emisión planetaria. [13]

Características de movimiento no keplerianas para WASP-33b

En vista de la alta velocidad de rotación de su estrella madre, el movimiento orbital de WASP-33b puede verse afectado de manera mensurable por la enorme achatamiento de la estrella y los efectos de la relatividad general.

Primero, la forma distorsionada de la estrella hace que su campo gravitacional se desvíe de la ley del cuadrado inverso de Newton habitual . Lo mismo ocurre con el Sol , y parte de la precesión de la órbita de Mercurio se debe a este efecto. Sin embargo, se estima que sea mayor para WASP-33b. [14]

Otros efectos también serán mayores para WASP-33b. En particular, la precesión debida al arrastre del marco relativista general debería ser mayor para WASP-33b que para Mercurio , donde es demasiado pequeño para haber sido observado. Se ha argumentado que el achatamiento de HD 15082 podría medirse con un porcentaje de precisión a partir de un análisis de 10 años de las variaciones de tiempo de los tránsitos del planeta. [14] Los efectos debidos al achatamiento del planeta son menores en al menos un orden de magnitud, y dependen del ángulo desconocido entre el ecuador del planeta y el plano orbital, lo que quizás los haga indetectables. Los efectos del arrastre de fotogramas son un poco demasiado pequeños para ser medidos por un experimento de este tipo.

La precesión nodal de WASP-33b, causada por el achatamiento de la estrella madre, se midió en 2021. Se encontró que el momento cuadrupolo gravitacional de la HD 15082 era igual a 6,73 ± 0,22 × 10 −5 . Se espera que la precesión no kepleriana sea 500 veces más pequeña, pero aún no se ha detectado. [15]

Ver también

  • WASP-121b

Referencias

  1. ^ a b c d e f g h Collier Cameron, A .; et al. (2010). "Tomografía de perfil de línea de tránsitos de exoplanetas - II. Un planeta gigante gaseoso en tránsito por una estrella A5 que gira rápidamente". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 407 (1): 507. arXiv : 1004.4551 . Código bibliográfico : 2010MNRAS.407..507C . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16922.x . S2CID  11989684 .
  2. ^ Zhang, Michael; et al. (2017). "Curvas de fase de WASP-33b y HD 149026b y una nueva correlación entre la compensación de la curva de fase y la temperatura de irradiación". El diario astronómico . 155 (2): 83. arXiv : 1710.07642 . Código bibliográfico : 2018AJ .... 155 ... 83Z . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aaa458 . S2CID 54755276 . 
  3. ↑ a b c von Essen, C .; Mallonn, M .; Borre, CC; Antoci, V .; Stassun, KG; Khalafinejad, S .; Tautvaivsiene, G. (2020). "TESS da a conocer la curva de fase de WASP-33b. Caracterización de la atmósfera planetaria y las pulsaciones de la estrella". Astronomía y Astrofísica . A34 : 639. arXiv : 2004.10767 . Bibcode : 2020A & A ... 639A..34V . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 202037905 . S2CID 216080995 . 
  4. ^ 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), "Oblicuidades de las estrellas anfitrionas de Júpiter calientes: evidencia de interacciones de mareas y desalineaciones primordiales", The Astrophysical Journal , 757 (1): 18, arXiv : 1206.6105 , Bibcode : 2012ApJ ... 757 .. .18A , doi : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/18 , S2CID 17174530 
  5. ^ "El planeta más caliente es más caliente que algunas estrellas" . Consultado el 12 de junio de 2015 .
  6. ^ McDonald, I .; Kerins, E. (2018). "Tránsitos previos al descubrimiento de los exoplanetas WASP-18b y WASP-33b de Hipparcos". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 477 (1): L21. arXiv : 1803.06187 . Código Bib : 2018MNRAS.477L..21M . doi : 10.1093 / mnrasl / sly045 . S2CID 49547292 . 
  7. ^ a b "El telescopio Hubble de la NASA detecta la capa de 'protector solar' en un planeta distante" . 2015-06-11 . Consultado el 11 de junio de 2015 .
  8. ^ Haynes, Korey; Mandell, Avi M .; Madhusudhan, Nikku; Deming, Drake; Knutson, Heather (2015). "Evidencia espectroscópica de una inversión de temperatura en la atmósfera diurna del Júpiter caliente WASP-33b". El diario astrofísico . 806 (2): 146. arXiv : 1505.01490 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 806..146H . doi : 10.1088 / 0004-637X / 806/2/146 . S2CID 35485407 . 
  9. ^ Herman, Miranda K .; Mooij, Ernst JW de; Jayawardhana, Ray; Brogi, Matteo (2020). "BÚSQUEDA DE TiO Y EMISIÓN NOCTURNA ÓPTICA DESDE EXOPLANET WASP-33b". El diario astronómico . 160 (2): 93. arXiv : 2006.10743 . Código Bibliográfico : 2020AJ .... 160 ... 93H . doi : 10.3847 / 1538-3881 / ab9e77 . S2CID 219792767 . 
  10. ^ Detección de Fe y evidencia de TiO en el espectro de emisión del lado diurno de WASP-33b , 2021, arXiv : 2105.10230
  11. ^ Wilson Cauley, P .; Wang, Ji; Shkolnik, Evgenya L .; Ilyin, Ilya; Strassmeier, Klaus G .; Redfield, Seth; Jensen, Adam (2021), "Velocidades de rotación resueltas en el tiempo en la atmósfera superior de WASP-33 b", The Astronomical Journal , 161 (3): 152, arXiv : 2010.02118 , Bibcode : 2021AJ .... 161..152C , doi : 10.3847 / 1538-3881 / abde43 , S2CID 222132849 
  12. ^ Yan, F .; Wyttenbach, A .; Casasayas-Barris, N .; Reiners, A .; Pallé, E .; Henning, Th .; Mollière, P .; Czesla, S .; Nortmann, L .; Molaverdikhani, K .; Chen, G .; Snellen, IAG; Zechmeister, M .; Huang, C .; Ribas, I .; Quirrenbach, A .; Caballero, JA; Amado, PJ; Cont, D .; Khalafinejad, S .; Khaimova, J .; López-Puertas, M .; Montes, D .; Nagel, E .; Oshagh, M .; Pedraz, S .; Stangret, M. (2021), "Detección de las líneas de Balmer de hidrógeno en el Júpiter ultracaliente WASP-33b", Astronomy & Astrophysics , 645 : A22, arXiv : 2011.07888 , Bibcode : 2021A & A ... 645A..22Y , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 202039302 , S2CID 226965524 
  13. ^ Primera detección de emisión de radicales hidroxilo de una atmósfera de exoplaneta: Caracterización de alta dispersión de WASP-33b usando Subaru / IRD , 2021, arXiv : 2103.03094
  14. ^ a b Iorio, Lorenzo (2010-07-25), "Efectos de precesión de nodo clásico y relativista en WASP-33b y perspectivas para detectarlos", Astrofísica y ciencia espacial , 331 (2): 485-496, arXiv : 1006.2707 , Código bibliográfico : 2011Ap y SS.331..485I , doi : 10.1007 / s10509-010-0468-x , S2CID 119253639 
  15. ^ El programa GAPS con HARPS-N en TNG XXXI. El sistema WASP-33 revisado con HARPS-N , 2021, arXiv : 2105.12138
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