HAT-P-32b
एचएटी-पी-32बी एक ग्रह है जो जी-प्रकार या एफ-प्रकार के तारे एचएटी-पी-32 की परिक्रमा कर रहा है, जो पृथ्वी से लगभग 950 प्रकाश वर्ष दूर है। एच. ए. टी.-पी.-32बी. को पहली बार 2004 में ग्रह-खोज एच. ए. टी. नेट परियोजना द्वारा एक संभावित ग्रह के रूप में मान्यता दी गई थी, हालांकि इसके रेडियल वेग को मापने में कठिनाइयों ने खगोलविदों को तीन साल के अवलोकन के बाद तक ग्रह को सत्यापित करने से रोक दिया था। ब्लेंडनल कार्यक्रम ने अधिकांश विकल्पों को खारिज करने में मदद की जो यह समझा सकते थे कि एचएटी-पी-32बी क्या था, खगोलविदों ने यह निर्धारित करने के लिए अग्रणी किया कि एचएटी-पी-32बी संभवतः एक ग्रह था। एच. ए. टी.-पी.-32बी और एच. ए. टी.-पी.-33बी की खोज 6 जून 2011 को एक पत्रिका को प्रस्तुत की गई थी। ग्रह को एक गर्म बृहस्पति माना जाता है, और हालांकि यह बृहस्पति की तुलना में थोड़ा कम विशाल है, लेकिन यह बृहस्पति के आकार से लगभग दोगुना फूल गया है। अपनी खोज के समय, एच. ए. टी.-पी.-32बी में सौर के बाहर के ग्रहों में ज्ञात सबसे बड़ी त्रिज्यों में से एक थी। यह घटना, जो डब्ल्यू. ए. एस. पी.-17बी और एच. ए. टी.-पी.-33बी जैसे ग्रहों में भी देखी गई है, ने दिखाया है कि तापमान से अधिक कुछ इस बात को प्रभावित कर रहा है कि ये ग्रह इतने बड़े क्यों हो जाते हैं। खोज यह सुझाव दिया गया था कि एक ग्रह 2004 की शुरुआत में एच. ए. टी.-पी.-32 की परिक्रमा कर रहा था; ये अवलोकन छह-दूरबीन एच. ए. टी. नेट परियोजना द्वारा एकत्र किए गए थे, जो पारगमन ग्रहों, या ग्रहों की खोज में एक संगठन है जो पृथ्वी से देखे गए अपने मेजबान सितारों के सामने से गुजरते हैं। हालांकि, तारों के अवलोकन में मौजूद उच्च स्तर के झटके (एच. ए. टी.-पी.-32 के रेडियल वेग के माप में एक यादृच्छिक, अस्थिर विचलन) के कारण ग्रहों के उम्मीदवार की पुष्टि करने के प्रयास बेहद कठिन थे। उच्च-स्तरीय झटके ने ग्रह के अस्तित्व की पुष्टि करने के लिए पर्याप्त निश्चितता के साथ तारे के रेडियल वेग को प्रकट करने से सबसे आम तकनीक, द्विभाजक विश्लेषण को रोक दिया। एच. ए. टी.-पी.-32 के स्पेक्ट्रम को एरिजोना के फ्रेड लॉरेंस व्हिपल वेधशाला (एफ. एल. डब्ल्यू. ओ.) पर डिजिटल स्पीडोमीटर का उपयोग करके एकत्र किया गया था। आंकड़ों के विश्लेषण में पाया गया कि एच. ए. टी.-पी.-32 एक एकल, मध्यम रूप से घूमने वाला बौना तारा था। इसके कुछ मापदंड भी प्राप्त किए गए थे, जिसमें इसका प्रभावी तापमान और सतह का गुरुत्वाकर्षण शामिल था। अगस्त 2007 और दिसंबर 2010 के बीच, डब्ल्यू. एम. में हाई रिज़ॉल्यूशन इकोल स्पेक्ट्रोमीटर (एच. आई. आर. ई. एस.) का उपयोग करके अट्ठाईस स्पेक्ट्रा एकत्र किए गए थे। हवाई में केक वेधशाला। इनमें से पच्चीस स्पेक्ट्रा का उपयोग एच. ए. टी.-पी.-32 के रेडियल वेग का पता लगाने के लिए किया गया था। घबराहट की भरपाई के लिए, ग्रहों के उम्मीदवारों के लिए सामान्य से अधिक संख्या में स्पेक्ट्रा एकत्र किया गया था। इससे, यह निष्कर्ष निकाला गया कि तारकीय गतिविधि (और अभी तक अनदेखे ग्रहों की उपस्थिति नहीं) घबराहट का कारण थी। क्योंकि खगोलविदों ने निष्कर्ष निकाला कि रेडियल वेग का उपयोग अकेले ग्रह एचएटी-पी-32बी के अस्तित्व को स्थापित नहीं कर सकता है, एफएलडब्ल्यूओ के 1.2 मीटर दूरबीन पर केपलरकैम सीसीडी उपकरण का उपयोग एचएटी-पी-32 के फोटोमेट्रिक अवलोकन लेने के लिए किया गया था। केपलरकैम सी. सी. डी. का उपयोग करके एकत्र किए गए आंकड़ों ने खगोलविदों को एच. ए. टी.-पी.-32 के प्रकाश वक्र का निर्माण करने में मदद की। प्रकाश वक्र ने एक ऐसे बिंदु पर थोड़ा मंदता प्रदर्शित की जहां माना जाता था कि एच. ए. टी.-पी.-32बी अपने तारे को पार करता है। खगोलविदों ने ब्लेंडनाल का उपयोग किया, एक कार्यक्रम जिसका उपयोग गलत सकारात्मक की संभावनाओं को समाप्त करने के लिए किया जाता था। यह प्रक्रिया ब्लेंडर तकनीक के समान कार्य करती है, जिसका उपयोग केपलर अंतरिक्ष यान द्वारा खोजे गए कुछ ग्रहों को सत्यापित करने के लिए किया गया था। ऐसा करने में, एच. ए. टी.-पी.-32 के ग्रह जैसे हस्ताक्षर या तो एक पदानुक्रमित ट्रिपल स्टार प्रणाली या पृष्ठभूमि में एक उज्ज्वल एकल तारे और एक द्विआधारी तारे के बीच प्रकाश के मिश्रण के कारण नहीं पाए गए। हालांकि इस संभावना से इनकार नहीं किया जा सकता है कि एच. ए. टी.-पी.-32 वास्तव में एक द्विआधारी तारा है जिसमें एक मंद माध्यमिक साथी है जो प्राथमिक साथी से लगभग अप्रभेद्य है, एच. ए. टी.-पी.-32बी की ब्लेंडनल विश्लेषण के आधार पर एक ग्रह के रूप में पुष्टि की गई थी। तारे के उच्च झटके के कारण, एच. ए. टी.-पी.-32बी पर अधिक डेटा एकत्र करने का सबसे अच्छा तरीका स्पिट्जर स्पेस टेलीस्कोप का उपयोग करके अपने तारे के पीछे एच. ए. टी.-पी.-32बी के एक गुप्त का निरीक्षण करना होगा। एच. ए. टी.-पी.-32बी की खोज की सूचना एस्ट्रोफिजिकल जर्नल में एच. ए. टी.-पी.-33बी के साथ दी गई थी। मेजबान तारा एच. ए. टी.-पी.-32, या जी. एस. सी. 3281-00800, एक दोहरा तारा है; प्राथमिक एक जी-प्रकार या एफ-प्रकार का बौना तारा है, और माध्यमिक एक एम-प्रकार का बौना तारा है। यह प्रणाली पृथ्वी से दूर स्थित है। 1.176 सौर द्रव्यमान और 1.387 सौर त्रिज्या के साथ, HAT-P-32A सूर्य से बड़ा और अधिक विशाल दोनों है। एच. ए. टी.-पी.-32ए. का प्रभावी तापमान 6,001 केल्विन है, जो इसे सूर्य की तुलना में थोड़ा गर्म बनाता है, हालांकि यह 38 लाख वर्ष की अनुमानित आयु में छोटा है, इस प्रकार अरबों वर्ष पहले पृथ्वी पर आर्कियन ईऑन के शुरू होने के कुछ ही समय बाद इसके मूल में परमाणु संलयन की शुरुआत हुई। एच. ए. टी.-पी.-32ए धातु-गरीब है; इसकी मापी गई धातुता [एफ. ई./एच.] =-0.16 है, जिसका अर्थ है कि इसमें सूर्य की 69 प्रतिशत लौह सामग्री है। तारे की सतह का गुरुत्वाकर्षण 4.22 निर्धारित किया गया है, जबकि इसकी चमक से पता चलता है कि यह सूर्य द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा का 2.43 गुना उत्सर्जित करता है। इन मापदंडों को इस स्थिति को देखते हुए अपनाया जाता है कि एच. ए. टी.-पी.-32बी ग्रह की कक्षा अनियमित (विलक्षण) है। एच. ए. टी.-पी.-32 का स्पष्ट परिमाण 11.197 है, जो इसे नग्न आंखों के लिए अदृश्य बनाता है। एमएमटी वेधशाला में अनुकूली प्रकाशिकी का उपयोग करते हुए एक द्विआधारी साथी तारे की खोज ने 2.9 आर्कसेकंड की दूरी पर एक साथी की खोज की जो प्राथमिक तारे की तुलना में 3.4 परिमाण कम है। तारे के वर्णक्रम में घबराहट का एक बहुत उच्च स्तर पाया गया है। इस बात की संभावना है कि घबराहट मंद माध्यमिक साथी द्वारा प्रेरित हो सकती है। एच. ए. टी.-पी.-32 के मंद घटक का द्रव्यमान संभवतः सूर्य के द्रव्यमान के आधे से कम है, जबकि इसका तापमान के. है। कक्षीय अवधि वाले अन्य ग्रह जो एच. ए. टी.-पी.-32बी की कक्षा से छोटे हैं, इस प्रणाली में मौजूद हो सकते हैं। हालाँकि, जब ग्रह की खोज प्रकाशित हुई थी, तो यह निर्धारित करने के लिए पर्याप्त रेडियल वेग माप एकत्र नहीं किए गए थे कि क्या यह मामला था। विशेषता एच. ए. टी.-पी.-32बी एक गर्म बृहस्पति है जिसमें 0.941 बृहस्पति द्रव्यमान और 2.037 बृहस्पति त्रिज्या होती है। दूसरे शब्दों में, एचएटी-पी-32बी बृहस्पति की तुलना में थोड़ा कम विशाल है, हालांकि यह बृहस्पति के आकार से लगभग दोगुना है। अपने मेजबान तारे से ग्रह की औसत दूरी 0.0344 AU है, या पृथ्वी और सूर्य के बीच की औसत दूरी का लगभग 3 प्रतिशत है। यह हर 2.150009 दिनों (51.6 घंटे) में एक कक्षा पूरी करता है। एच. ए. टी.-पी.-32बी का संतुलन तापमान 1888 केल्विन है, जो बृहस्पति के संतुलन तापमान से पंद्रह गुना अधिक गर्म है। फिर भी, 2020 में मापा गया अंग तापमान 1248 केल्विन पर बहुत ठंडा था। वर्णित विशेषताओं में से कई इस धारणा पर व्युत्पन्न हैं कि एच. ए. टी.-पी.-32बी की एक कक्षा है जो अण्डाकार (विलक्षण) है। एच. ए. टी.-पी.-32बी. की कक्षीय विलक्षणता के लिए सबसे उपयुक्त 0.163 है, जो थोड़ी अण्डाकार कक्षा को दर्शाता है, हालांकि इसके मेजबान तारे में देखे गए झटके के प्रभाव ने ग्रह की विलक्षणता को सटीक रूप से खोजना मुश्किल बना दिया है। खोजकर्ताओं ने यह मानते हुए ग्रह की विशेषताओं को भी प्राप्त किया है कि ग्रह की एक गोलाकार कक्षा है, हालांकि उन्होंने अण्डाकार मॉडल को प्राथमिकता दी है। चूंकि पृथ्वी के संबंध में एचएटी-पी-32बी का कक्षीय झुकाव 88.7º है, इसलिए ग्रह को पृथ्वी के संबंध में लगभग किनारे पर देखा जाता है। यह अपने मेजबान तारे को पारगमन करते हुए पाया गया है। 2012 में रॉसिटर-मैकलॉघलिन प्रभाव का उपयोग करते हुए एक अध्ययन ने निर्धारित किया है कि ग्रह तारे के घूर्णन के सापेक्ष लगभग ध्रुवीय कक्षा में परिक्रमा कर रहा है, जो 85° के बराबर है। एच. ए. टी.-पी.-32बी की खोज के समय ग्रहों के बीच ज्ञात उच्चतम त्रिज्यों में से एक था। एच. ए. टी.-पी.-33बी और डब्ल्यू. ए. एस. पी.-17बी ग्रहों की तरह, जो समान रूप से फुलाए गए हैं, इसके पीछे का तंत्र अज्ञात है; यह केवल तापमान से संबंधित नहीं है, जो एक प्रभाव के लिए जाना जाता है। यह विशेष रूप से स्पष्ट है जब डब्ल्यूएएसपी-18बी की तुलना में, एक ग्रह जो उपरोक्त एचएटी और डब्ल्यूएएसपी ग्रहों की तुलना में अधिक गर्म है, लेकिन इसके तापमान के बावजूद इसकी त्रिज्या अपने समकक्षों की तुलना में बहुत कम है। ग्रहों का वर्णक्रम रोश लोब अतिप्रवाह और तेजी से द्रव्यमान हानि 13 मिलियन टन प्रति सेकंड के प्रमाण दिखाता है। यह भी पाया गया कि ग्रह की त्रिज्या, जो ग्रहों के पारगमन के साथ देखी जाती है, तरंग दैर्ध्य के साथ भिन्न होती है। प्रत्येक तरंगदैर्घ्य के लिए अलग-अलग त्रिज्याएँ एक ऐसे वातावरण से उत्पन्न हो सकती हैं जहाँ एक रेले स्कैटरिंग धुंध को एक ग्रे क्लाउड डेक के साथ जोड़ा जाता है। एच. ए. टी.-पी.-32बी. के वायुमंडल में पानी का पता लगाने के साथ-साथ 2020 में घने (बादल 0.4-33 के. पी. ए. के दबाव स्तर तक) बादल डेक और इसके ऊपर धुंध की पुष्टि की गई थी। संदर्भ 2011 में खोजे गए एंड्रोमेडा (तारामंडल) एक्सोप्लैनेट पारगमन एक्सोप्लैनेट गर्म बृहस्पति एच. ए. टी. नेट द्वारा खोजे गए विशाल ग्रह एक्सोप्लैनेट