HAT-P-1 b

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
HAT-P-1 b
Porównanie rozmiarów Jowisza i HAT-P-1 b
Porównanie rozmiarów Jowisza i HAT-P-1 b
Parametry orbity
Półoś wielka (a) 0,05561 +0,00082−0,00083[1] j.a.
Mimośród (e) <0,067
Okres orbitalny (P) 4,46529976 ± 55[1] d
Inklinacja (i) 85,634 ± 0,056[1]°
Epoka 2 453 979,93202 ± 0,00024[1] JD
Charakterystyka fizyczna


Masa 0,525 ± 0,019[1] MJ
Promień 1,319 ± 0,019[1] RJ
Gęstość 282 +10−9[1] kg/
Temperatura 1322 +14−15[1] K
Odkrycie
Odkrywcy Projekt HATNet
Data 14 września 2006

HAT-P-1 bplaneta pozasłoneczna orbitująca wokół jednego ze składników gwiazdy podwójnej, ADS 16402 B, znajdującej się około 450 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Jaszczurki. Jej odkrycie ogłoszono we wrześniu 2006. W momencie odkrycia była największą i najmniej gęstą spośród planet o znanej średnicy (odkryta niedługo później TrES-4 okazała się zarówno większa, jak i jeszcze mniej gęsta). Gęstość HAT-P-1 b jest prawie cztery razy mniejsza od gęstości wody. Jej średnica została wyznaczona na 1,32 średnicy Jowisza, a masa to trochę więcej niż połowa jego masy. Planeta nie posiada skalnego jądra.

Jej gęstość sugeruje, że należy do klasy gazowych olbrzymów. Składa się głównie z wodoru i helu. W jej atmosferze wykryto także cząsteczki wody i sodu[1].

HAT-P-1 b znajduje się około 0,056 j.a. od ADS 16402 B, a jej rok wynosi 4,5 dni.

Mimo że HAT-P-1 b należy do największych znanych planet, istnieje wiele innych gazowych olbrzymów, których masa jest wielokrotnie większa. Dla większości z nich, ze względu na skąpe dane obserwacyjne i trudności techniczne, średnica nie została wyznaczona. HAT-P-1 b jest natomiast niewątpliwie planetą o unikatowych cechach. Jej znikoma gęstość, której nie wyjaśnia rozdmuchiwanie atmosfery gorącego jowisza przez wiatr słoneczny gwiazdy, wokół której krąży, stoi w sprzeczności ze wszystkimi znanymi obecnie teoriami na temat powstawania planet.

Odkrycie[edytuj | edytuj kod]

HAT-P-1 b została odkryta w ramach programu HATNet używającego teleskopów w znajdujących się w Arizonie i na Hawajach. Odkrycie nowej planety ogłoszono oficjalnie 14 września 2006. Nowo odkryta planeta została zauważona, gdyż w czasie tranzytu zasłania nieco gwiazdę, którą okrąża, przez co zmienia się nieco obserwowana jasność tej gwiazdy. W momencie zasłonięcia gwiazdy ADS 16402 B przez HAT-P-1 b, jej jasność obserwowana z Ziemi spada o 0,6%.

Orbita i masa[edytuj | edytuj kod]

HAT-P-1 b znajduje się zaledwie 8,3 miliona kilometrów od ADS 16402 B i należy do kategorii gorących jowiszy. Obecnie nie ma jeszcze wystarczających danych, aby wyliczyć mimośród orbity, ale planeta znajduje się tak blisko swego słońca, że jeżeli w tym systemie nie ma innych obiektów o znacznej masie, jej orbita jest zapewne bardzo zbliżona do kołowej. Okres orbitalny (miejscowy rok) HAT-P-1 b wynosi zaledwie 4,5 dnia.

Masa planety została wyliczona na podstawie zmian w prędkości radialnej ADS 16402 B, co z kolei zostało wyliczone na podstawie obserwacji przesunięcia dopplerowskiego w widmie gwiazdy. Połączenie tych informacji ze znaną inklinacją planety pozwoliło na wyliczenie jej masy wynoszącej ok. połowę masy Jowisza oraz gęstości – ok. 282 kg/.

Charakterystyka[edytuj | edytuj kod]

Biorąc pod uwagę znaczne rozmiary i stosunkowo niską masę, HAT-P-1 b jest najprawdopodobniej gazowym olbrzymem składającym się głównie z wodoru i helu i nie ma dobrze zdefiniowanej powierzchni. Według obecnych teorii uważa się, że takie planety powstały najprawdopodobniej na obrzeżach układów planetarnych i pod wpływem procesu migracji planetarnej mogły przesunąć się bliżej swojego słońca.

Rozmiary HAT-P-1 b w porównaniu do jej masy są znacznie większe niż przewidują to wszystkie obecne teorie na temat powstawania planet. Nie jest wykluczone, że wewnątrz planety znajduje się jakieś źródło ciepła. Według jednej z hipotez może być to powodowane przez siły pływowe wynikające z wysokiej ekscentryczności orbity, niemniej wartość ta nie jest jeszcze znana, a inna podobnie „rozdęta” planeta HD 209458 b porusza się po orbicie kołowej.

Innym hipotetycznym wytłumaczeniem jest bardzo duże nachylenie osi planety w stosunku do płaszczyzny orbity, jak dla Urana w naszym systemie planetarnym.

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 1,8 N. Nikolov et al.. Hubble Space Telescope hot Jupiter transmission spectral survey: a detection of Na and strong optical absorption in HAT-P-1b. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 437 (1), s. 46-66, 2014-01-01. doi:10.1093/mnras/stt1859 (ang.). 

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]