HAT-P-33b

HAT-P-33b

HAT-P-33bは、地球から1，310光年離れたHAT-P-33の軌道にある惑星です。その発見は2011年6月に報告されましたが、早くも2004年に惑星であると疑われました。惑星は木星の約4分の3の質量ですが、木星よりもほぼ80パーセント大きいです。このインフレは、同様の惑星WASP-17bとHAT-P-32bの発見と同様に、（温度以外の）これらの惑星を非常に大きくする原因の問題を提起しました。
HAT-P-33b
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6月6日公開
検出方法
トランジット方法
軌道特性
準主軸
0.0505 ± 0.0018AU _
偏心
0.180+0.11 −0.096
公転周期（恒星時）
3.47447472 ± 0.0000000 88 d _
傾斜
88.2+1.2 −1.3
ペリアストロンの時間
2 457 046 .20+0.22 −0.23
近地点引数の議論
88+33 −34
半振幅
78 ± 12 星 HAT-P-33（GSC 02461-00988）
体格的特徴
平均半径
1.87+0.26 −0.20 R J
質量
0.72+0.13 −0.12 M J
平均
密度
0.134+0.053 −0.042 g cm -3
表面重力
2.70+0.10 −0.11 m/s²
温度
1920年+140 −120
HAT-P-33bは、その星が高いジッターを経験し、正確な測定値を取得する能力を混乱させたため、確認が困難でした。そのため、確認のために多数の視線速度観測値が収集されましたが、後でHAT-P-33bは視線速度法を使用して決定できないことが判明しました。惑星の光度曲線が収集された後に惑星の確認が行われ、Blendanalプロセスはほとんどの誤検知シナリオを除外しました。

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
HAT-P-33bの存在は、6望遠鏡のHATnetコラボレーションによる観測の後に最初に示唆されました。これは、ホスト星の通過中または前を通過する惑星を空で探すプロジェクトです。高レベルのジッターが検出されたものの、HAT-P-33の軌道に惑星が存在することが早くも2004年に疑われていました。このジッター、または測定の精度を曇らせるランダムで不安定な外観は、惑星候補のホスト星の視線速度を簡単に確認することを困難にしました。これは通常、惑星の確認に要約的につながります。

  WMケック天文台はHAT-P-33の視線速度に関するデータを収集するために使用されまし
た まず、HAT-P-33のスペクトルは、アリゾナ州の1.5メートルのフレッドローレンスホイップル天文台にあるデジタルスピードメーターを使用して作成されました。収集されたデータは、星がわずかな回転を示す単一の矮星であることを発見しました。有効温度や表面重力など、いくつかのパラメータが見つかりました。さらに、フランスのオートプロヴァンス天文台にある1.93メートルの望遠鏡でのSOPHIEエシェル分光器を使用して星を観測しました。結果として得られたデータは、惑星の存在を示すことが多い異常を示す可能性のある視線速度測定が、（惑星ではなく）背景の歪みによるものである可能性を招きました。この可能性は、この惑星を検証する科学者の能力を著しく複雑にしました。観察後、フォローアップは数年間延期されました。
2008年9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）装置を使用して22個のスペクトルが収集されました。このデータは、HAT-P-33の視線速度を導出するために使用されました。HAT-P-33の場合、データのジッター効果を補正するために惑星候補で通常収集される数よりもはるかに多くのスペクトルが収集されました。データのジッターは、他の惑星の存在ではなく、恒星の活動によって引き起こされたと結論付けられました。
視線速度データだけではHAT-P-33bの存在を証明できないことが調査科学チームに明らかになりました。そのため、 HAT-P-33の測光観測は、KeplerCamCCD機器をホストしているフレッドローレンスホイップル天文台の1.2メートル望遠鏡を使用して行われました。このデータは、HAT-P-33の光度曲線を作成するために使用されました。そうすることで、HAT-P-33bがその星を通過したと信じられていた場所でわずかな減光が観察されました。
ケプラーによって発見された惑星を検証するために使用されるブレンダー技術と同様のブレンダーと呼ばれるプログラムを使用して、 HAT-P-33を観測する天文学者は、HAT-P- 33で見られる惑星のような信号を説明できる偽陽性の代替案を除外することを望みました。光度曲線と視線速度。Blendanalの使用は、信号が階層的な三重星の信号、または背景の明るい星と連星の混合によって引き起こされた可能性を排除しました。HAT-P-33が実際には連星であり、その二次的な伴星が薄暗すぎて明るい星と区別できない可能性を排除することはできませんでした。しかし、データは惑星HAT-P-33bが実際に存在したことを示しました。

  HAT-P-33bは
木星の1.8倍のサイズ（左）で、 WASP-17b（右）
よりわずかに大きいです 高半径の惑星HAT-P-33bとHAT-P-32bの発見は、 WASP-17bの発見とともに、温度以外に、これらの膨張した惑星の大きな半径に寄与する要因の問題に貢献しました。不一致は惑星WASP-18bにこれは、新しく発見されたHAT惑星やWASP-17bよりもはるかに高温ですが、半径ははるかに小さくなっています。
HAT-P-33bとHAT-P-32bの発見は、AstrophysicalJournalで一緒に報告されました。この論文は2011年6月6日に提出されました。惑星の発見論文の著者は、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-33bの掩蔽を観察し、その特性をより明確にすることを提案しました。

ホストスター
HAT-P-33
HAT-P-33、またはGSC 2461-00988は、地球から約401パーセク（1，310光年）離れたところにあるF型星です。星の太陽質量は1.403、太陽半径は1.777です。言い換えれば、星は太陽よりも40％大きく、77％大きくなっています。有効温度は6401Kで、HAT-P-33は太陽よりも高温です。また、 = 0.05で測定される金属量で、より金属が豊富です。これは、HAT-P-33が太陽で測定された量より12％多い鉄を持っていることを意味します。HAT-P-33は太陽よりも若く、推定年齢は24億歳です。星の表面重力は4.09と決定されています。上記のすべての値は、惑星HAT-P-33bの軌道が不規則または離心率であると仮定して決定されています。
HAT-P-33の見かけの等級は11.89です。薄暗いので肉眼では地球からは見えません。
HAT-P-33のスペクトルで高レベルのジッターが検出されたため、可能な限り最も感度の高い視線速度測定値を収集する機能が低下しました。精度の低下により、天文学者は、HAT-P-33が実際には連星である可能性を無視できなくなりました。この場合、二次的な調光コンパニオンは、明るい一次コンパニオンと視覚的に区別できません。この場合、HAT-P-33システムの調光星は、太陽の0.55倍未満の質量を持っている必要が MMT天文台で補償光学を使用したバイナリコンパニオンスターの検索は否定的でした。
HAT-P-33bよりも公転周期が短い他の惑星がシステムに存在している可能性がしかし、HAT-P-33bの発見の時点では、これがそうであるかどうかを判断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-33bは、木星質量が0.764、木星半径が1.827の惑星です。つまり、木星の約4分の3の大きさですが、木星の2倍弱の大きさです。HAT-P-33bは、太陽と地球の間の平均距離の約5％である0.0503AUの平均距離でその星を周回しています。この軌道は3。474474日（83.39時間）ごとに完了します。 HAT-P-33bの平衡温度は1838Kであり、木星の測定された平衡温度（124 K）よりもほぼ15倍高温です。
HAT-P-33bの軌道の形状に最適なのは、惑星の軌道離心率が0.148に適合しているため、軌道がわずかに楕円形であることを示しています。しかし、星HAT-P-33は非常に高いレベルのジッターを持っているため、惑星の離心率を正確に制限することは困難です。惑星の定義された特性のほとんどは、HAT-P-33bが楕円軌道を持っているという仮定に基づいていますが、惑星の発見者は、惑星が円軌道を持っているという仮定に基づいてHAT-P-33bの特性も導き出しました。楕円モデルが選択されたのは、それが最も可能性の高いシナリオであると考えられているためです。
HAT-P-33bの軌道傾斜角は、地球から見て86.7度です。したがって、地球から見ると、惑星はほぼ真っ直ぐです。惑星は、そのホスト星を通過することが観察されています。

参考文献
^ k l m n o p q r s 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。
^ ab ハートマン ; バコス; トーレス; レイサム; Kovács; ベッキー; クイン; マゼ; Shporer（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。
^ i Wang、Yong-Hao; etal。（2017）。「トランジット系外惑星監視プロジェクト（TEMP）。II。HAT-P-33bの洗練されたシステムパラメータとトランジットタイミング分析」。アストロノミカルジャーナル。154（2）。49. arXiv：1705.08605。Bibcode：2017AJ …. 154…49W。土井：10.3847 / 1538-3881/aa7519。
^ 「HAT-P-33」。SIMBAD。ストラスブール天文データセンター。
^ Jean Schneider（2011）。「スターHAT-P-33に関する注意事項」。太陽系外惑星エンサイクロペディア。
^ 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。
^ 「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。
コーディネート：

  07 h 32 m 44 s、+33°50′06″”