HAT-P-1 b | |
Srovnání velikosti Jupitera s velikostí HAT-P-1 b. | |
Hvězda | |
---|---|
Příjmení | ADS 16402 B (nebo HAT-P-1) |
Souhvězdí | Ještěrka |
Správný vzestup | 22 h 57 m 47 s |
Deklinace | 38 ° 40 ′ 30 ″ |
Spektrální typ | G0V |
Umístění v souhvězdí: Ještěrka | |
Planeta | |
Typ | Horký oteklý jupiter |
Orbitální charakteristiky | |
Půl hlavní osa ( a ) | 0,0553 ± 0,0014 ua |
Výstřednost ( e ) | <0,067 |
Období ( P ) | 4,4652934 ± 0,0000093 d |
Naklonění ( i ) | 86,28 ± 0,20 ° |
Epocha ( τ ) | 2 453 984 397 ± 0,009 JJ |
Fyzikální vlastnosti | |
Hmotnost ( m ) | 0,524 ± 0,031 M J |
Rádius ( R ) | 1,225 ± 0,059 R J |
Hustota ( ρ ) | 290 ± 30 kg / m 3 |
Objev | |
Objevitelé | Projekt HATNet |
Metoda | Astronomický tranzit , metoda radiální rychlosti |
Datováno | Čtvrtek 14. září 2006 |
Postavení | Vyslán |
HAT-P-1b je extrasolární planeta obíhající kolem hvězdy typu sluneční HAT-P-1 , také známý jako ADS 16402 B . To se nachází 453 kol na Zemi v souhvězdí na Lizard . HAT-P-1 je nejslabší prvek v systému binárních hvězd ADS 16402 . Tyto dvě hvězdy jsou odděleny přibližně 1 500krát větší vzdáleností od Země ke Slunci. Jsou podobné Slunci, ale mladší, asi 3,6 miliardy let proti 4,5 miliardám let existence Slunce. HAT-P-1b je jednou z nejméně dosud objevených planet.
HAT-P-1b byl detekován hledáním tranzitů kolem mateřské hvězdy planet obíhajících kolem ní. Když planeta prochází před svou hvězdou (při pohledu ze Země), blokuje malou část světla, které se k nám dostává z hvězdy. HAT-P-1b byl poprvé detekován poklesem jasu hvězdy o 0,6% . To umožnilo stanovení poloměru a oběžnou dobu na planetě . Tento objev je dílem týmu Smithsonianských astronomů využívajících síť malých dalekohledů HAT (projekt Hungarian HATNet Project: Hungarian Automated Telescope Network ) umístěných v Arizoně a na Havaji ; bylo oznámeno dne14. září 2006. Nově objevená planeta se velmi lišila od jakéhokoli jiného do té doby známého světa.
HAT-P-1b se nachází na oběžné dráze velmi blízko své hvězdy, jejíž dokončení trvá jen 4,47 dne. Je tedy součástí kategorie horkých Jupiterů . Nachází se pouhých 8,27 milionu kilometrů od hvězdy, slapové síly by obíhaly oběžnou dráhu, pokud by v systému nebylo jiné rušivé těleso. V současné době Stávající měření nestačí k určení jeho orbitální excentricity , takže objevitelé předpokládali kruhovou dráhu. Bylo však vypočítáno, že výstřednost planety nepřesahuje 0,067.
v Srpna 2008, nejnovější výpočty týkající se Rossiterova-McLaughlinova jevu HAT-P-1b, a tedy úhlu sklonu mezi osou otáčení hvězdy a kolmo k rovině oběžné dráhy („úhel rotace oběžné dráhy“) byly ty Johnsona. Jejich výsledky dávají úhel +3,6 ± 2,0 stupně.
K určení hmotnosti planety byla změnami radiální rychlosti hvězdy provedena konsorcium N2K (in) . Toho bylo dosaženo pozorováním Dopplerova posunu ve spektru hvězdy. V kombinaci se známým sklonem oběžné dráhy určeným tranzitními pozorováními to umožnilo získat hmotnost planety a odhadnout ji na 0,53 ± 0,04krát větší než Jupiter .
S poloměrem ekvivalentní s 1,38 časů to Jupiter , planeta je samozřejmě větší než Jupiter, ale je polovina jako masivní, astronomové odhadnout jeho hustota být jen čtvrtina hustoty vody, což je z nejméně hustých exoplanet známých. Tato data umožňují bezesporu zařadit tuto planetu do třídy plynných obřích planet , velmi pravděpodobně složených hlavně z vodíku a hélia . Planeta by proto neměla přesně definovaný povrch. Současné teorie předpovídají, že takové planety se formují ve vnějších oblastech jejich planetárního systému a poté v rámci systému migrují, dokud nedosáhnou své současné oběžné dráhy.
Není to poprvé, co astronomové objevili planetu s velmi nízkou hustotou. První takový exoplanet , HD 209458b ( aka Osiris ) na HD 209458 systému , objevil se o 20% větší, než je teoreticky předvídat. V případě HAT-P-1b je planeta o 24% větší, než předpovídaly modely, takže její existence naznačuje, že v teoriích formování planet, které jsou považovány za dostatečně úspěšné, bude chybět parametr. To by mohlo znamenat přítomnost dalšího vnitřního zdroje tepla. Jedním z možných kandidátů je „ přílivový ohřev“ na excentrické oběžné dráze, což je možnost, která nebyla z dostupných měření vyloučena. Ukázalo se však, že HD 209458 b je na kruhové oběžné dráze.
Alternativní možností je, že planeta má velmi nakloněnou osu , jako je Uran v naší sluneční soustavě. Problém tohoto vysvětlení spočívá v tom, že se předpokládá, že je dost obtížné získat planetu v takové konfiguraci, takže mít v tomto případě dvě planety v souboru aktuálně známých tranzitních planet je problematické.