HAT-P-33b
एच. ए. टी.-पी.-33बी, एच. ए. टी.-पी.-33 की कक्षा में एक ग्रह है, जो पृथ्वी से 1,310 प्रकाश वर्ष दूर स्थित है। इसकी खोज की सूचना जून 2011 में दी गई थी, हालांकि इसके 2004 की शुरुआत में एक ग्रह होने का संदेह था। यह ग्रह बृहस्पति के द्रव्यमान का लगभग तीन-चौथाई है, लेकिन बृहस्पति की तुलना में लगभग अस्सी प्रतिशत बड़ा है; इस मुद्रास्फीति ने, जैसा कि समान ग्रह डब्ल्यूएएसपी-17बी और एचएटी-पी-32बी की खोज के साथ, सवाल उठाया है कि (तापमान के अलावा) इन ग्रहों के इतने बड़े होने का कारण क्या है। एच. ए. टी.-पी.-33बी. की पुष्टि करना मुश्किल था क्योंकि इसका तारा उच्च झटके का अनुभव करता है, जिससे सटीक माप प्राप्त करने की क्षमता बाधित हो जाती है। इस प्रकार, पुष्टि करने के लिए अधिक संख्या में रेडियल वेग अवलोकन एकत्र किए गए, हालांकि बाद में यह निर्धारित किया गया कि एचएटी-पी-33बी को रेडियल वेग विधि का उपयोग करके निर्धारित नहीं किया जा सका। ग्रह की पुष्टि ग्रह के प्रकाश वक्र को एकत्र करने के बाद हुई, और ब्लेंडनल प्रक्रिया ने अधिकांश गलत सकारात्मक परिदृश्यों को खारिज कर दिया। डिस्कवरी एच. ए. टी.-पी.-33बी. के अस्तित्व का सुझाव पहली बार छह-दूरबीन एच. ए. टी. नेट सहयोग द्वारा टिप्पणियों के बाद दिया गया था, एक परियोजना जो अपने मेजबान सितारों के पारगमन या उनके सामने पार करने वाले ग्रहों के लिए आकाश की खोज करती है। एच. ए. टी.-पी.-33 की कक्षा में एक ग्रह की उपस्थिति का संदेह 2004 की शुरुआत में किया गया था, हालांकि उच्च स्तर के झटके का पता चला था। यह घबराहट, या एक यादृच्छिक और अस्थिर उपस्थिति जो माप की सटीकता को कम करती है, ने ग्रह उम्मीदवार के मेजबान तारे के रेडियल वेग को आसानी से सत्यापित करना मुश्किल बना दिया, जो आमतौर पर ग्रह की पुष्टि के लिए संक्षेप में जाता है। शुरुआत में, एच. ए. टी.-पी.-33 के स्पेक्ट्रम को एरिजोना में फ्रेड लॉरेंस व्हिपल वेधशाला में डिजिटल स्पीडोमीटर का उपयोग करके बनाया गया था। एकत्र किए गए आंकड़ों में पाया गया कि तारा एक एकल बौना तारा था जो थोड़ा घूर्णन प्रदर्शित कर रहा था। इसके प्रभावी तापमान और सतह के गुरुत्वाकर्षण सहित इसके कई मापदंड पाए गए। इसके अतिरिक्त, फ्रांस के हौते-प्रोवेंस वेधशाला में एक 1.93-meter दूरबीन पर सोफ़ी échelle स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग तारे का निरीक्षण करने के लिए किया गया था। परिणामी डेटा ने इस संभावना को आमंत्रित किया कि रेडियल वेग माप, जो विसंगतियों को प्रदर्शित कर सकते हैं जो अक्सर एक ग्रह की उपस्थिति का संकेत देते हैं, पृष्ठभूमि विरूपण (और एक ग्रह नहीं) के कारण हो सकता है। इस संभावना ने इस ग्रह को सत्यापित करने की वैज्ञानिकों की क्षमता को काफी जटिल बना दिया। टिप्पणियों के बाद, अनुवर्ती कार्रवाई को कई वर्षों के लिए स्थगित कर दिया गया। सितंबर 2008 और दिसंबर 2010 के बीच, हवाई के डब्ल्यू. एम. में हाई रिज़ॉल्यूशन इकोल स्पेक्ट्रोमीटर (एच. आई. आर. ई. एस.) उपकरण का उपयोग करके बाईस स्पेक्ट्रा एकत्र किए गए थे। केक वेधशाला। इस डेटा का उपयोग एच. ए. टी.-पी.-33 के रेडियल वेग को प्राप्त करने के लिए किया गया था। एच. ए. टी.-पी.-33 के लिए डेटा के घबराहट प्रभाव की भरपाई के लिए आमतौर पर ग्रहों के उम्मीदवारों के लिए एकत्र की गई संख्या की तुलना में कहीं अधिक संख्या में स्पेक्ट्रा एकत्र किए गए थे। यह निष्कर्ष निकाला गया कि आंकड़ों में घबराहट तारकीय गतिविधि के कारण हुई थी न कि अन्य ग्रहों की उपस्थिति के कारण। जाँचकर्ता विज्ञान दल के लिए यह स्पष्ट हो गया कि अकेले रेडियल वेग डेटा एच. ए. टी.-पी.-33बी के अस्तित्व को साबित नहीं कर सका। इस प्रकार, एच. ए. टी.-पी.-33 के फोटोमेट्रिक अवलोकन फ्रेड लॉरेंस व्हिपल वेधशाला के 1.2-meter दूरबीन का उपयोग करके किए गए थे, जिसमें केपलरकैम सी. सी. डी. उपकरण का उपयोग किया गया था। इस डेटा का उपयोग एच. ए. टी.-पी.-33 का प्रकाश वक्र बनाने के लिए किया गया था। ऐसा करते हुए, एक मामूली मंदता देखी गई जहां माना जाता था कि एचएटी-पी-33बी ने अपने तारे को पारगमन किया था। केप्लर द्वारा खोजे गए ग्रहों को सत्यापित करने के लिए उपयोग की जाने वाली ब्लेंडर तकनीक के समान ब्लेंडनल नामक एक कार्यक्रम का उपयोग करते हुए, एच. ए. टी.-पी.-33 का निरीक्षण करने वाले खगोलविदों ने गलत सकारात्मक विकल्पों को खारिज करने की उम्मीद की जो एच. ए. टी.-पी.-33 के प्रकाश वक्र और रेडियल वेग में देखे गए ग्रह जैसे संकेत की व्याख्या कर सकते हैं। ब्लेंडनाल के उपयोग ने इस संभावना को खारिज कर दिया कि संकेत एक पदानुक्रमित ट्रिपल स्टार या पृष्ठभूमि में एक उज्ज्वल तारे और एक द्विआधारी तारे के बीच मिश्रण के कारण हुआ था। इस संभावना से इनकार नहीं किया जा सकता है कि एच. ए. टी.-पी.-33 वास्तव में एक द्विआधारी तारा है जिसका द्वितीयक साथी इतना मंद है कि उज्ज्वल तारे से अलग नहीं किया जा सकता है। हालांकि, आंकड़ों ने संकेत दिया कि एचएटी-पी-33बी ग्रह वास्तव में मौजूद था। डब्ल्यू. ए. एस. पी.-17बी के साथ उच्च त्रिज्या वाले ग्रह एच. ए. टी.-पी.-33बी और एच. ए. टी.-पी.-32बी की खोजों ने इस सवाल में योगदान दिया कि तापमान के अलावा कौन से कारक इन फूलते ग्रहों की बड़ी त्रिज्या में योगदान करते हैं। विसंगति डब्ल्यूएएसपी-18बी ग्रह में है, जो नए खोजे गए एचएटी ग्रहों और डब्ल्यूएएसपी-17बी की तुलना में कहीं अधिक गर्म है, लेकिन इसकी त्रिज्या बहुत कम है। एच. ए. टी.-पी.-33बी और एच. ए. टी.-पी.-32बी की खोजों की सूचना एस्ट्रोफिजिकल जर्नल में एक साथ दी गई थी। पेपर 6 जून, 2011 को प्रस्तुत किया गया था। ग्रहों के खोज पत्र के लेखकों ने अपनी विशेषताओं को बेहतर ढंग से परिभाषित करने के लिए अपने तारे के पीछे एचएटी-पी-33बी के गुप्तता का निरीक्षण करने के लिए स्पिट्जर स्पेस टेलीस्कोप के उपयोग का सुझाव दिया। मेजबान तारा एचएटी-पी-33, या जीएससी 2461-00988, एक एफ-प्रकार का तारा है जो पृथ्वी से लगभग 401 पारसेक (1,310 प्रकाश वर्ष) दूर स्थित है। इस तारे में 1.403 सौर द्रव्यमान और 1.777 सौर त्रिज्या है; दूसरे शब्दों में, यह तारा सूर्य से 40 प्रतिशत अधिक विशाल और 77 प्रतिशत बड़ा है। 6401 केल्विन के प्रभावी तापमान के साथ, एच. ए. टी.-पी.-33 सूर्य से अधिक गर्म है। यह अधिक धातु-समृद्ध भी है, जिसमें एक धातुता है जिसे [फ़े/एच] = 0.05 पर मापा जाता है। इसका मतलब है कि एच. ए. टी.-पी.-33 में सूर्य की तुलना में 12 प्रतिशत अधिक लोहा होता है। एच. ए. टी.-पी.-33 सूर्य से छोटा है, जिसकी अनुमानित आयु 2.40 करोड़ वर्ष है। तारे की सतह का गुरुत्वाकर्षण 4.09 निर्धारित किया गया है। उपरोक्त सभी मान इस धारणा के साथ निर्धारित किए जाते हैं कि एच. ए. टी.-पी.-33बी ग्रह की कक्षा अनियमित या विलक्षण है। एच. ए. टी.-पी.-33 का स्पष्ट परिमाण 11.89 है। इसे पृथ्वी से नंगी आंखों से नहीं देखा जा सकता क्योंकि यह बहुत मंद है। चूंकि एच. ए. टी.-पी.-33 के स्पेक्ट्रम में झटके के उच्च स्तर का पता चला है, इसलिए सबसे संवेदनशील रेडियल वेग माप को इकट्ठा करने की क्षमता को कम कर दिया गया है। सटीकता के नुकसान ने खगोलविदों को इस संभावना की अवहेलना करने से रोक दिया है कि एचएटी-पी-33 वास्तव में एक द्विआधारी तारा है, जहां द्वितीयक, मंद साथी उज्ज्वल प्राथमिक साथी से दृष्टि से अप्रभेद्य है। यदि ऐसा है, तो एच. ए. टी.-पी.-33 प्रणाली में मंद तारे का द्रव्यमान सूर्य से 0.5 गुना कम होना चाहिए। एमएमटी वेधशाला में अनुकूली प्रकाशिकी का उपयोग करके एक द्विआधारी साथी तारे की खोज नकारात्मक थी। यह संभव है कि एचएटी-पी-33बी की तुलना में कम कक्षीय अवधि वाले अन्य ग्रह इस प्रणाली में मौजूद हों। हालांकि, एचएटी-पी-33बी की खोज के समय, यह निर्धारित करने के लिए पर्याप्त रेडियल वेग माप एकत्र नहीं किए गए थे कि क्या ऐसा है। विशेषताएँ एच. ए. टी.-पी.-33बी एक ऐसा ग्रह है जिसमें 0.764 बृहस्पति द्रव्यमान और 1.827 बृहस्पति त्रिज्या है। दूसरे शब्दों में, यह बृहस्पति के आकार का लगभग तीन-चौथाई बड़ा है, लेकिन बृहस्पति के आकार के दोगुने से थोड़ा कम है। एचएटी-पी-33बी अपने तारे की परिक्रमा 0.0503 एयू की औसत दूरी पर करता है, जो सूर्य और पृथ्वी के बीच की औसत दूरी का लगभग 5 प्रतिशत है। यह कक्षा हर 3.474474 दिनों (83.39 घंटे) में पूरी होती है। एच. ए. टी.-पी.-33बी. का संतुलन तापमान 1838 केल्विन है, जो बृहस्पति के मापा संतुलन तापमान (124 केल्विन) से लगभग पंद्रह गुना अधिक गर्म है। एच. ए. टी.-पी.-33बी. की कक्षा के आकार के लिए सबसे उपयुक्त होने से पता चलता है कि कक्षा थोड़ी अण्डाकार है, क्योंकि ग्रह की कक्षीय उत्केन्द्रता 0.148 के लिए उपयुक्त है। हालाँकि, क्योंकि एच. ए. टी.-पी.-33 तारे में घबराहट का स्तर इतना अधिक है, इसलिए ग्रह की विलक्षणता को सटीकता के साथ रोकना मुश्किल है। ग्रह की अधिकांश परिभाषित विशेषताएं इस धारणा पर आधारित हैं कि एचएटी-पी-33बी की एक अण्डाकार कक्षा है, हालांकि ग्रह के खोजकर्ताओं ने इस धारणा पर एचएटी-पी-33बी की विशेषताओं को भी प्राप्त किया है कि ग्रह की एक गोलाकार कक्षा है। अण्डाकार मॉडल को इसलिए चुना गया है क्योंकि इसे सबसे संभावित परिदृश्य माना जाता है। एच. ए. टी.-पी.-33बी का कक्षीय झुकाव 86.7º है जैसा कि पृथ्वी से देखा जाता है। इस प्रकार, पृथ्वी से देखने पर ग्रह लगभग किनारे पर है। ग्रह को अपने मेजबान तारे को पार करने के लिए देखा गया है। संदर्भ 2011 में खोजे गए मिथुन (नक्षत्र) एक्सोप्लैनेट गर्म बृहस्पति पारगमन एक्सोप्लैनेट एच. ए. टी. नेट द्वारा खोजे गए विशाल ग्रह एक्सोप्लैनेट