HAT-P-1 b | |
![]() Vergleich der Größe von Jupiter mit der von HAT-P-1 b. | |
Star | |
---|---|
Nachname | ADS 16402 B (oder HAT-P-1) |
Konstellation | Eidechse |
Richtiger Aufstieg | 22 h 57 m 47 s |
Deklination | 38 ° 40 '30' ' |
Spektraltyp | G0V |
Ort im Sternbild: Eidechse ![]() ![]() | |
Planet | |
Art | Heiß geschwollener Jupiter |
Orbitalmerkmale | |
Semi-Major-Achse ( a ) | 0,0553 ± 0,0014 ua |
Exzentrizität ( e ) | <0,067 |
Periode ( P ) | 4,4652934 ± 0,0000093 d |
Neigung ( i ) | 86,28 ± 0,20 ° |
Epoche ( τ ) | 2,453,984,397 ± 0,009 JJ |
Physikalische Eigenschaften | |
Masse ( m ) | 0,524 ± 0,031 M J. |
Radius ( R ) | 1,225 ± 0,059 R J. |
Dichte ( ρ ) | 290 ± 30 kg / m 3 |
Entdeckung | |
Entdecker | HATNet-Projekt |
Methode | Astronomischer Transit , Radialgeschwindigkeitsmethode |
Datiert | Donnerstag 14. September 2006 |
Status | Gesendet |
HAT-P-1b ist ein Exoplanet des umlaufenden Sterntyp Solar HAT-P-1 , die auch als die bekannten ADS 16402 B . Es befindet sich 453 al der Erde im Sternbild der Eidechse . HAT-P-1 ist das schwächste Element im binären Sternensystem ADS 16402 . Diese beiden Sterne sind ungefähr 1.500 Mal so weit von der Erde zur Sonne entfernt. Sie sind der Sonne ähnlich, aber jünger, etwa 3,6 Milliarden Jahre gegenüber den 4,5 Milliarden Jahren der Existenz der Sonne. HAT-P-1b ist einer der am wenigsten entdeckten Planeten, die bisher entdeckt wurden.
HAT-P-1b wurde durch Suche nach Transiten hinter dem Elternstern von Planeten, die um ihn herum kreisen, entdeckt. Wenn der Planet vor seinem Stern vorbeikommt (von der Erde aus gesehen), blockiert er einen kleinen Teil des Lichts, das uns vom Stern aus erreicht. HAT-P-1b wurde zuerst durch einen Abfall der Helligkeit des Sterns um 0,6% nachgewiesen . Dies ermöglichte die Bestimmung des Radius und der Umlaufzeit des Planeten . Die Entdeckung ist die Arbeit eines Teams von Smithsonian-Astronomen, die das Netzwerk kleiner Teleskope HAT (Projekt Ungarisches HATNet-Projekt: Ungarisches automatisiertes Teleskopnetzwerk ) in Arizona und Hawaii nutzen . es wurde am angekündigt14. September 2006. Der neu entdeckte Planet war ganz anders als jede andere bis dahin bekannte Welt.
HAT-P-1b befindet sich in einer Umlaufbahn sehr nahe an seinem Stern, was nur 4,47 Tage dauert. Es ist daher Teil der Kategorie der heißen Jupiter . Nur 8,27 Millionen Kilometer vom Stern entfernt würden Gezeitenkräfte die Umlaufbahn zirkulieren, es sei denn, es gibt einen anderen störenden Körper im System. Gegenwärtig Reichen vorhandene Messungen nicht aus, um die Exzentrizität der Umlaufbahn zu bestimmen , sodass die Entdecker eine kreisförmige Umlaufbahn vermuteten. Es wurde jedoch berechnet, dass die Exzentrizität des Planeten 0,067 nicht überschreitet.
Im August 2008Die jüngsten Berechnungen bezüglich des Rossiter-McLaughlin-Effekts von HAT-P-1b und damit des Neigungswinkels zwischen der Rotationsachse des Sterns und der Senkrechten zur Ebene der Umlaufbahn ("Winkel-Spin-Umlaufbahn") waren solche von Johnson. Ihre Ergebnisse ergeben einen Winkel von +3,6 ± 2,0 Grad.
Um die Masse des Planeten zu bestimmen , wurden vom Konsortium N2K (in) Messungen der Änderung der Radialgeschwindigkeit des Sterns durchgeführt . Dies wurde durch Beobachtung der Doppler-Verschiebung im Spektrum des Sterns erreicht. In Kombination mit der bekannten Neigung der Umlaufbahn, die durch Transitbeobachtungen bestimmt wurde, war es möglich, die Masse des Planeten zu erhalten und sie auf das 0,53 ± 0,04-fache der des Jupiter zu schätzen .
Mit einem Radius, der dem 1,38-fachen des Jupiter entspricht , ist der Planet offensichtlich größer als der Jupiter, aber da er halb so massereich ist, schätzen Astronomen seine Dichte auf nur ein Viertel der Wasserdichte, was ihn zu einem der weniger dichten bekannten Exoplaneten macht . Diese Daten ermöglichen es ohne Zweifel, diesen Planeten in die Klasse der gasförmigen Riesenplaneten einzuteilen , die höchstwahrscheinlich hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen . Der Planet hätte daher keine genau definierte Oberfläche. Aktuelle Theorien sagen voraus, dass sich solche Planeten in den äußeren Regionen ihres Planetensystems bilden und dann innerhalb des Systems wandern , bis sie ihre aktuelle Umlaufbahn erreichen.
Dies ist nicht das erste Mal, dass Astronomen einen Planeten mit sehr geringer Dichte entdecken. Der erste derartige Exoplanet , HD 209458b (auch bekannt als Osiris ), des HD 209458- Systems , schien 20% größer zu sein als die vorhergesagte Theorie. Im Fall von HAT-P-1b ist der Planet 24% größer als die vorhergesagten Modelle, so dass seine Existenz darauf hindeutet, dass ein Parameter in den Theorien der Planetenbildung fehlen würde, die als ausreichend erfolgreich angesehen werden. Dies könnte ein Hinweis auf das Vorhandensein einer zusätzlichen internen Wärmequelle sein. Ein möglicher Kandidat ist die „ Gezeitenerwärmung“ in einer exzentrischen Umlaufbahn, eine Möglichkeit, die von den verfügbaren Messungen nicht ausgeschlossen wurde. Es stellt sich jedoch heraus, dass sich HD 209458 b in einer Kreisbahn befindet.
Eine alternative Möglichkeit ist, dass der Planet eine sehr geneigte Achse hat , wie Uranus in unserem Sonnensystem. Das Problem bei dieser Erklärung ist, dass angenommen wird, dass es ziemlich schwierig ist, einen Planeten in einer solchen Konfiguration zu erhalten, so dass es problematisch ist, in diesem Fall zwei Planeten in der Menge der derzeit bekannten Transitplaneten zu haben.