WASP-33b - WASP-33b

WASP-33b
Objev[1]
ObjevilVOSA
Datum objevu2010
Tranzit
Orbitální charakteristiky
0,02555 ± 0,00017 AU (3 822 200 ± 25 432 km) [1]
1,21987089 ± 0,00000015 dní (105,396,845 ± 0,013 s; 29,2769014 ± 3,6×10−6 h) [2]
Sklon87.67±1.81°[1]
Semi-amplituda0,59 km / s (1300 mph) [1]
Fyzikální vlastnosti
Střední poloměr
1.497±0.095 RJ[1]
Hmotnost2.81±0.53 MJ[3]
Albedo0.369±0.050[3]
Teplota2710 ± 50 K (2440 ± 50,0 ° C; 4420 ± 90,0 ° F) [1]

WASP-33b je extrasolární planeta obíhající kolem hvězda HD 15082. Je to první objevená planeta obíhající kolem a Proměnná Delta Scuti hvězda. S poloviční osa 0,026 AU a hmotnost, která je pravděpodobně větší než Jupiter Hmotnost,[1] patří do horký Jupiter třída planet.

Objev

V roce 2010 SuperWASP projekt oznámil objev extrasolární planeta obíhající kolem hvězdy HD 15082. Objev byl učiněn detekcí tranzit planety, jak prochází před svou hvězdou, událost, ke které dochází každých 1,22 dne.

Obíhat

Studie z roku 2012 s využitím a Rossiter – McLaughlinův efekt, určili, že planetární oběžná dráha je silně nesouosá s rovníkovou rovinou hvězdy, nesouosost se rovná -107,7 ± 1,6 °, takže oběžná dráha WASP-33b retrográdní.[4]

Fyzikální vlastnosti

Limity z měření radiální rychlosti naznačují, že má méně než 4,1násobek hmotnosti Jupitera.[1] The exoplaneta obíhá tak blízko své hvězdy, že jeho povrchová teplota je asi 3 200 ° C (5 790 ° F).[5] Tranzit byl později obnoven v Hipparcos data.[6]

Atmosféra

Června 2015 NASA oznámila, že exoplaneta má a stratosféra a atmosféra obsahuje oxid titaničitý který vytváří stratosféru. Oxid titaničitý je jednou z mála sloučenin, která silně pohlcuje viditelné a ultrafialový záření, které ohřívá atmosféru a může existovat v plynném stavu v horké atmosféře.[7][8] Detekce teplotní inverze (stratosféry), vody a oxidu titaničitého byla vyvrácena vyššími údaji o kvalitě získanými do roku 2020. Pouze horní hranice rychlosti míšení objemu oxidu titaničitého rovna 1 ppb lze získat.[9]

Atmosféra WASP-33b byla detekována monitorováním světla, když planeta prošla za svou hvězdou (nahoře) - vyšší teploty mají za následek nízkou stratosféru v důsledku molekul absorbujících záření z hvězdy (vpravo) - nižší teploty ve vyšších nadmořských výškách by vznikly, kdyby existovaly žádná stratosféra (vlevo)[7]

V roce 2020, s detekcí sekundárních zatmění (když je planeta blokována svou hvězdou), byla měřena hmotnost planety spolu s teplotním profilem přes její povrch. The WASP-33b mají v atmosféře silný vítr podobný Venuši, který posunuje nejteplejší místo o 28,7 ± 7,1 stupňů na západ. Průměrná rychlost větru je 8,5+2.1
−1.9 km / s v termosféře.[10] Teplota jasu na straně osvětlení je 3014 ± 60 K, zatímco teplota jasu v noci je 1605 ± 45 K.[3]

Atmosférický únik poháněný vodíkem Lisovací linka absorpce je relativně skromná a dosahuje zhruba jedné až deseti hmotností Země za miliardu let.[11]

Nekeplerovské vlastnosti pohybu pro HD 15082 b

S ohledem na vysokou rychlost otáčení mateřské hvězdy může být orbitální pohyb HD 15082 b měřitelným způsobem ovlivněn obrovským oblateness hvězdy a účinky obecné relativity.

Nejprve je zde deformovaný tvar hvězdy gravitační pole odchýlit se od obvyklých Newtonian zákon inverzního čtverce. Totéž platí pro slunce a část precese oběžné dráhy Merkuru je z tohoto důvodu. Odhaduje se však, že je větší pro HD 15082b.[12]

U HD 15082b budou také větší efekty. Zejména, precese kvůli obecné relativistické tažení rámu mělo by větší pro HD 15082b než pro Rtuť, kde je zatím příliš malý na to, aby jej bylo možné pozorovat. Bylo argumentováno, že oblatness HD 15082 by mohla být měřena s procentní přesností z 10leté analýzy časových variací tranzitů planety.[12] Účinky způsobené oblatitou planety jsou menší alespoň o jeden řád a závisí na neznámém úhlu mezi rovníkem planety a orbitální rovinou, což je možná dělá nezjistitelnými. Účinky přetahování snímků jsou mírně malé, aby je bylo možné měřit takovým experimentem.

Reference

  1. ^ A b C d E F G h Collier Cameron, A .; et al. (2010). „Lineární profilová tomografie exoplanetových tranzitů - II. Plynová obří planeta procházející rychle rotující hvězdou A5“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 407 (1): 507. arXiv:1004.4551. Bibcode:2010MNRAS.407..507C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.16922.x. S2CID  11989684.
  2. ^ Zhang, Michael; et al. (2017). "Fázové křivky WASP-33b a HD 149026b a nová korelace mezi posunem fázové křivky a teplotou ozařování". Astronomický deník. 155 (2): 83. arXiv:1710.07642. Bibcode:2018AJ .... 155 ... 83Z. doi:10,3847 / 1538-3881 / aaa458. S2CID  54755276.
  3. ^ A b C von Essen, C .; Mallonn, M .; Borre, C. C .; Antoci, V .; Stassun, K. G .; Khalafinejad, S .; Tautvaivsiene, G. (2020). „TESS odhaluje fázovou křivku WASP-33b. Charakterizace planetární atmosféry a pulzace z hvězdy“. Astronomie a astrofyzika. 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, Gašpar; Hartman, Joel D. (2012), „Obliquities of Hot Jupiter host stars: Evidence for slap interakce a prvotní nesouososti“, Astrofyzikální deník, 757 (1): 18, arXiv:1206.6105, Bibcode:2012ApJ ... 757 ... 18A, doi:10.1088 / 0004-637X / 757/1/18, S2CID  17174530
  5. ^ „Nejžhavější planeta je žhavější než některé hvězdy“. Citováno 2015-06-12.
  6. ^ McDonald, I .; Kerins, E. (2018). "Tranzity před objevem exoplanet WASP-18b a WASP-33b od společnosti Hipparcos". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 477 (1): L21. arXiv:1803.06187. Bibcode:2018MNRAS.477L..21M. doi:10.1093 / mnrasl / sly045. S2CID  49547292.
  7. ^ A b „Hubbleův dalekohled NASA detekuje vrstvu„ opalovacího krému “na vzdálené planetě“. 2015-06-11. Citováno 2015-06-11.
  8. ^ Haynes, Korey; Mandell, Avi M .; Madhusudhan, Nikku; Deming, Drake; Knutson, Heather (2015). „Spektroskopický důkaz teplotní inverze v denní atmosféře horkého Jupitera WASP-33b“. Astrofyzikální deník. 806 (2): 146. arXiv:1505.01490. Bibcode:2015ApJ ... 806..146H. doi:10.1088 / 0004-637X / 806/2/146. S2CID  35485407.
  9. ^ Herman, Miranda K .; Mooij, Ernst J. W. de; Jayawardhana, Ray; Brogi, Matteo (2020). „VYHLEDÁVÁNÍ TIO A OPTICKÉ NOČNÍ EMISE Z EXOPLANET WASP-33b“. Astronomický deník. 160 (2): 93. arXiv:2006.10743. Bibcode:2020AJ .... 160 ... 93H. doi:10.3847 / 1538-3881 / ab9e77. S2CID  219792767.
  10. ^ Wilson Cauley, P .; Wang, Ji; Shkolnik, Evgenya L .; Ilyin, Ilya; Strassmeier, Klaus G .; Redfield, Seth; Jensen}, Adam (2020), Časově rozlišené rotační rychlosti v horní atmosféře WASP-33 b, arXiv:2010.02118CS1 maint: extra interpunkce (odkaz) CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  11. ^ Detekce vodíkových balmerových vedení v ultra horkém Jupiteru WASP-33b, 2020, arXiv:2011.07888
  12. ^ A b Iorio, Lorenzo (2010-07-25), „Klasické a relativistické precesní efekty uzlů ve WASP-33b a perspektivy jejich detekce“, Astrofyzika a vesmírná věda, 331 (2): 485–496, arXiv:1006.2707, Bibcode:2011Ap & SS.331..485I, doi:10.1007 / s10509-010-0468-x, S2CID  119253639