HAT-P-32b
HAT-P-32bは、地球から約950光年離れたG型またはF型の星HAT-P-32を周回する惑星です。HAT-P-32bは、2004年に惑星探索HATNetプロジェクトによって惑星の可能性があると最初に認識されましたが、視線速度の測定が困難であったため、天文学者は3年間の観測後まで惑星を検証できませんでした。Blendanalプログラムは、HAT-P-32bが何であるかを説明できるほとんどの選択肢を除外するのに役立ち、天文学者はHAT-P-32bが惑星である可能性が最も高いと判断しました。HAT-P-32bとHAT-P-33bの発見2011年6月6日にジャーナルに投稿されました。
HAT-P-32b
発見
によって発見された
Hartmanetal 。
ディスカバリーサイト
HATNet（FLWO）/ケック
発見日
2011年11月3日公開
検出方法
トランジット方法
軌道特性
エポックJ2000
準主軸
0.0343 ± 0.0004AU
偏心
0.0072+0.07 −0.0064
公転周期（恒星時）
2.15000815 ± 0.0000013 d _ _
傾斜
88.9 ° ± 0.4 °
近地点引数の議論
96+180 −11 星 HAT-P-32（GSC 3281-00800）
体格的特徴
平均半径
1.789 ± 0.025RJ
質量
0.86 ± 0.164MJ
表面重力
2.75 ± 0.07m / s 2
温度
1248 ± 92
惑星はホットジュピターと見なされており、木星よりもわずかに小さいですが、木星のほぼ2倍のサイズに膨れ上がっています。その発見の時点で、HAT-P-32bは太陽系外惑星の中で知られている最大の半径の1つを持っていました。WASP-17bやHAT-P-33bのような惑星でも観察されているこの現象は、これらの惑星が非常に大きくなる理由に、温度以上の何かが影響していることを示しています。
コンテンツ
1 発見
2 ホストスター
3 特徴
4 参考文献
発見
惑星は早くも2004年にHAT-P-32を周回していたことが示唆されていました。これらの観測は、通過する惑星、または地球から見たときにホスト星の前を横切る惑星を探している組織である、6つの望遠鏡のHATNetプロジェクトによって収集されました。しかし、星の観測には高レベルのジッター（HAT-P-32の視線速度の測定値のランダムで不安定な偏差）が存在するため、惑星候補を確認する試みは非常に困難でした。高レベルのジッターは、最も一般的な手法である二等分線解析の手法で、惑星の存在を確認するのに十分な確実性で星の視線速度を明らかにすることを妨げました。
HAT-P-32のスペクトルは、アリゾナ州のフレッドローレンスホイップル天文台（FLWO）のデジタルスピードメーターを使用して収集されました。データの分析により、HAT-P-32は単一の適度に回転する矮星であることがわかりました。有効温度や表面重力など、そのパラメータのいくつかも導き出されました。
2007年8月から2010年12月の間に、ハワイのWMケック天文台で高分解能エシェル分光計（HIRES）を使用して28個のスペクトルが収集されました。これらのスペクトルの25は、HAT-P-32の視線速度を推定するために使用されました。ジッタを補正するために、惑星候補の通常よりも多くのスペクトルが収集されました。このことから、恒星の活動（まだ発見されていない惑星の存在ではない）がジッターの原因であると結論付けられました。
天文学者は、視線速度の使用だけでは惑星HAT-P-32bの存在を確立できないと結論付けたため、FLWOの1.2m望遠鏡のKeplerCamCCD機器を使用してHAT -P-32の測光観測を行いました。KeplerCam CCDを使用して収集されたデータは、天文学者がHAT-P-32の光度曲線を作成するのに役立ちました。光度曲線は、HAT-P-32bがその星を通過すると考えられていた地点でわずかな減光を示しました。
天文学者は、誤検知の可能性を排除するために使用されるプログラムであるBlendanalを利用しました。このプロセスは、ケプラー宇宙船によって発見されたいくつかの惑星を検証するために使用されたブレンダー技術と同様の目的を果たします。そうすることで、HAT-P-32の惑星のような特徴は、階層的な三重星系によって、または明るい単一の星と背景の連星のそれとの間の光の混合によって引き起こされないことがわかりました。HAT-P-32が実際には一次コンパニオンとほとんど区別がつかない薄暗い二次コンパニオンを持つ連星である可能性を排除することはできませんでしたが、HAT-P-32bはBlendanal分析に基づいて惑星として確認されました。
星のジッターが高いため、HAT-P-32bに関するより多くのデータを収集する最良の方法は、スピッツァー宇宙望遠鏡を使用して、星の背後にあるHAT-P-32bの食を観察することです。
HAT-P-32bの発見は、 AstrophysicalJournalのHAT-P-33bの発見とともに報告されました。
ホストスター
HAT-P-32、またはGSC 3281–00800は二重星です。一次星はG型またはF型の 矮星であり、二次星はM型の 矮星です。システムは、地球から292パーセク（950 ly）離れた場所に 1.176の太陽質量と1.387の太陽半径を備えた、HAT-P-32Aは、太陽よりも大きく、質量も大きくなっています。HAT-P-32Aの有効温度は6，001Kで、太陽よりもわずかに高温になっていますが、推定年齢は38億年と推定されており、始生代が地球上で始まって間もなく核融合が始まります。4.031 ± 0。003 億年前。 HAT-P-32Aは金属が不足しています。測定された金属量は = -0.16であり、これは太陽の鉄含有量が69％であることを意味します。星の表面重力は4.22と決定されていますが、その光度は、太陽が放出するエネルギー量の2.43倍を放出していることを示唆しています。これらのパラメータは、惑星HAT-P-32bが不規則な（離心率の）軌道を持っているという条件を考慮して採用されています。
HAT-P-32の見かけの等級は11.197で、肉眼では見えません。 MMT天文台で補償光学を使用してバイナリコンパニオンスターを検索したところ、プライマリスターより3.4等級暗いコンパニオンが2.9秒角の距離にあることがわかりました。
星のスペクトルで非常に高いレベルのジッタが検出されました。調光二次コンパニオンによりジッタが発生する可能性がHAT-P-32の調光成分は、おそらく太陽の質量の半分未満の質量を持っていますが、温度は3565 ± 82K 。_
HAT-P-32bの軌道よりも小さい軌道周期を持つ他の惑星がこのシステムに存在する可能性がしかし、惑星の発見が発表されたとき、これが事実であるかどうかを決定するのに十分な視線速度測定値が収集されていませんでした。
特徴
HAT-P-32bは、木星質量が0.941、木星半径が2.037のホットジュピターです。言い換えれば、HAT-P-32bは、木星のサイズのほぼ2倍ですが、木星よりもわずかに軽量です。惑星のホスト星からの平均距離は、0.0344 AUであり、これは地球と太陽の間の平均距離の約3％です。2.150009日（51.6時間）ごとに軌道を完了します。 HAT-P-32bの平衡温度は1888Kで、木星の平衡温度の15倍です。それにもかかわらず、2020年に測定された四肢の温度は1248 ± 92Kではるかに涼しかった。
説明されている特性の多くは、HAT-P-32bの軌道が楕円形（偏心）であるという仮定に基づいています。HAT-P-32bの軌道離心率に最適なのは0.163で、わずかに楕円軌道を示しますが、そのホスト星で観測されたジッター効果により、惑星の離心率を正確に見つけることが困難になっています。発見者はまた、惑星が円軌道を持っていると仮定して惑星の特性を導き出しましたが、彼らは楕円モデルを優先しました。
地球に対するHAT-P-32bの軌道傾斜角は88.7度であるため、惑星は地球に対してほぼ真っ直ぐに見えます。ホスト星を通過することがわかっています。
ロシター-マクラフリン効果を利用した2012年の研究では、惑星は星の自転に対してほぼ極軌道で周回しており、ずれは85 ± 1.5°に等しいことがわかりました。
HAT-P-32bは、発見時に惑星の中で知られている最も高い半径の1つを持っていました。同様に膨張する惑星HAT-P-33bとWASP-17bのように、この背後にあるメカニズムは不明です。効果があることが知られている温度だけに関係しているわけではありません。これは、前述のHATおよびWASP惑星よりも高温の惑星であるWASP-18bと比較すると特に明らかですが、その温度にもかかわらず、その半径は対応する惑星よりもはるかに小さくなっています。
惑星のスペクトルは、ロッシュローブのオーバーフローと毎秒約1000万トンの急速な質量損失の証拠を示しています。
また、惑星通過で観測された惑星の半径は、波長によって変化することがわかりました。レイリー散乱ヘイズが灰色の雲のデッキと組み合わされている大気から、波長ごとに異なる半径が生じる可能性が HAT-P-32bの大気中の水の検出とともに、厚い（圧力レベル0.4-33 kPaまでの雲）雲の甲板とその上の曇りが2020年に実際に確認されました。
参考文献
^ k l m n o p q r s t u v Hartman、JD; etal。（2011）。「HAT-P-32bとHAT-P-33b：高ジッター星を通過する2つの高度に膨張したホットジュピター」。アストロフィジカルジャーナル。742（1）。59. arXiv：1106.1212。Bibcode：2011ApJ … 742…59H。土井：10.1088 / 0004-637X/742/1/59。S2CID118590713 。_ ^ k Jean Schneider（2011）。「PlanetHAT-P-32b」。太陽系外惑星エンサイクロペディア。
^ マーティンJFファウラー; Sienkiewicz、Frank F .; ゼレム、ロバートT .; Dussault、Mary E.（2020）、MicroObservatoryで通過する太陽系外惑星を観測する：ホットジュピターHAT-P-32bの43の新しい通過光度曲線、arXiv：2007.13381
^ Alam、Munazza K .; ロペス-モラレス、メルセデス; ニコロフ、ニコライ; 歌う、デビッドK .; ヘンリー、グレゴリーW .; バクスター、クレア; 砂漠、ジャン=ミシェル; バーストー、ジョアンナK .; ミカル・エバンス、トーマス; ブリエ、ヴィンセント; Lavvas、Panayotis; ウェイクフォード、ハンナR .; ウィリアムソン、マイケルH .; Sanz-Forcada、ホルヘ; Buchhave、Lars A .; コーエン、オファー; アントニオガルシアムノス（2020）。「HSTPanCETプログラム：HAT-P-32Abの光から赤外線への透過スペクトル」。arXiv：2005.11293。土井：10.3847 / 1538-3881/ab96cb。S2CID218862997。_ ^ ブラウン、AGA; etal。（ガイアコラボ）。「ガイアデータリリース2：内容と調査プロパティの概要」。天文学＆天体物理学。616。A1。arXiv：1804.09365。Bibcode：2018A＆A … 616A…1G。土井：10.1051 / 0004-6361/201833051。
VizieRでのこのソースのGaiaDR2レコード。
^ 趙、明; オローク、ジョセフG .; ライト、ジェイソンT .; Knutson、Heather A .; バロウズ、アダム; フォートニー、ジョナサン; NGO、ヘンリー; フルトン、ベンジャミンJ .; バラネック、クリストフ; なぞなぞ、リード; 法、ニコラスM .; ミュアヘッド、フィリップS .; ヒンクリー、サーシャ; ショーマン、アダムP .; カーティス、ジェイソン; Burruss、Rick（2014）。「ホットジュピターHAT-P-32AbとM-矮星コンパニオンHAT-P-32Bの大気の特性評価」。アストロフィジカルジャーナル。796（2） ： 115。arXiv：1410.0968。Bibcode：2014ApJ…796..115Z。土井：10.1088 / 0004-637X/796/2/115。S2CID44031425。_ ^ ヘンデン、AA; etal。（2016）。「VizieRオンラインデータカタログ：AAVSO測光全天調査（APASS）DR9（Henden +、2016年）」。VizieRオンラインデータカタログ：II/336。当初の公開日：2015AAS…22533616H。2336。Bibcode：2016yCat.2336….0H。 Vizierカタログエントリ ^ アダムス、ER; etal。（2013）。「補償光学画像。II。関心のある12個のケプラーオブジェクトと15個の確認された通過惑星」。アストロノミカルジャーナル。146（1）。9. arXiv：1305.6548。Bibcode：2013AJ …. 146….9A。土井：10.1088 / 0004-6256/146/1/9。S2CID119117620。_ ^ 「ケプラーの発見」。エイムズ研究センター。NASA。2011年。 2010年5月27日のオリジナルからアーカイブ。
^ アルブレヒト、サイモン; ウィン、ジョシュアN .; ジョンソン、ジョンA .; ハワード、アンドリューW .; マーシー、ジェフリーW .; バトラー、R。ポール; Arriagada、Pamela; クレーン、ジェフリーD .; シェクトマン、スティーブンA .; トンプソン、イアンB .; 平野輝之; バコス、ガスパル; Hartman、Joel D.（2012）、「ホットジュピターホスト星の忘却：潮汐相互作用と原始的不整合の証拠」、The Astrophysical Journal、757：18、arXiv：1206.6105、doi：10.1088 / 0004-637X / 757/1 / 18、S2CID 17174530 ^ CARMENESで観察されたHAT-P-32bでのHαおよびHeiの吸収ロッシュローブのオーバーフローと質量損失の検出、2021、arXiv：2110.13582
^ Tregloan-Reed、J .; サウスワース、J .; マンチーニ、L .; Mollière、P .; Ciceri、S .; ブルーニ、私。リッチ、D .; Ayala-Loera、C .; ヘニング、T。（2018）。「マルチバンド測光からのHAT-P-32abの大気中の二峰性雲分布の検出の可能性」。王立天文学会月報。474（4）：5485。arXiv：1712.00415。Bibcode：2018MNRAS.474.5485T。土井：10.1093 / mnras/stx3147。S2CID54073250。_