HAT-P-32b
ایچ اے ٹی-پی-32 بی ایک سیارہ ہے جو جی-ٹائپ یا ایف-ٹائپ اسٹار ایچ اے ٹی-پی-32 کے گرد چکر لگا رہا ہے، جو زمین سے تقریبا 950 روشن سال دور ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-32 بی کو پہلی بار 2004 میں سیارے کی تلاش کرنے والے ایچ اے ٹی نیٹ پروجیکٹ نے ممکنہ سیارے کے طور پر تسلیم کیا تھا، حالانکہ اس کی شعاعی رفتار کی پیمائش میں مشکلات نے ماہرین فلکیات کو تین سال کے مشاہدے کے بعد تک سیارے کی تصدیق کرنے سے روک دیا تھا۔ بلینڈینل پروگرام نے زیادہ تر متبادلات کو مسترد کرنے میں مدد کی جو اس بات کی وضاحت کر سکتے ہیں کہ ایچ اے ٹی-پی-32 بی کیا ہے، جس سے ماہرین فلکیات نے یہ طے کیا کہ ایچ اے ٹی-پی-32 بی ممکنہ طور پر ایک سیارہ تھا۔ ایچ اے ٹی-پی-32 بی اور ایچ اے ٹی-پی-33 بی کی دریافت 6 جون 2011 کو ایک جریدے میں پیش کی گئی تھی۔ اس سیارے کو گرم جپٹر سمجھا جاتا ہے، اور اگرچہ یہ جپٹر سے قدرے کم بڑا ہے، لیکن یہ جپٹر کے سائز سے تقریبا دگنا پھول گیا ہے۔ اس کی دریافت کے وقت، ایچ اے ٹی-پی-32 بی کے پاس ماورائے شمسی سیاروں میں جانا جانے والا سب سے بڑا ریڈی تھا۔ یہ رجحان، جو ڈبلیو اے ایس پی-17 بی اور ایچ اے ٹی-پی-33 بی جیسے سیاروں میں بھی دیکھا گیا ہے، نے دکھایا ہے کہ درجہ حرارت سے زیادہ کچھ اس بات پر اثر انداز ہو رہا ہے کہ یہ سیارے اتنے بڑے کیوں ہو جاتے ہیں۔ دریافت یہ تجویز کیا گیا تھا کہ ایک سیارہ 2004 کے اوائل میں ہی ایچ اے ٹی-پی-32 کے گرد چکر لگا رہا تھا۔ یہ مشاہدات چھ دوربین والے ایچ اے ٹی نیٹ پروجیکٹ کے ذریعے جمع کیے گئے تھے، جو منتقل ہونے والے سیاروں، یا سیاروں کی تلاش میں ایک تنظیم ہے جو اپنے میزبان ستاروں کے سامنے سے گزرتے ہیں جیسا کہ زمین سے دیکھا جاتا ہے۔ تاہم، سیاروں کے امیدوار کی تصدیق کرنے کی کوششیں انتہائی مشکل تھیں کیونکہ ستارے کے مشاہدات میں موجود ایک اعلی سطح کے جھٹکے (ایچ اے ٹی-پی-32 کی شعاعی رفتار کی پیمائش میں ایک بے ترتیب، متزلزل انحراف) کی وجہ سے۔ اعلی سطح کے جھٹکنے نے سب سے عام تکنیک، بائیسیکٹر تجزیہ کو، سیارے کے وجود کی تصدیق کرنے کے لیے کافی یقین کے ساتھ ستارے کی شعاعی رفتار کو ظاہر کرنے سے روک دیا۔ ایچ اے ٹی-پی-32 کا سپیکٹرم ایریزونا کے فریڈ لارنس وپل آبزرویٹری (ایف ایل ڈبلیو او) پر ڈیجیٹل اسپیڈومیٹر کا استعمال کرتے ہوئے جمع کیا گیا تھا۔ اعداد و شمار کے تجزیے سے پتہ چلا کہ ایچ اے ٹی-پی-32 ایک واحد، اعتدال سے گھومنے والا بونے ستارہ تھا۔ اس کے کچھ پیرامیٹرز بھی اخذ کیے گئے تھے، جن میں اس کا موثر درجہ حرارت اور سطح کی کشش ثقل شامل ہیں۔ اگست 2007 اور دسمبر 2010 کے درمیان، ڈبلیو ایم میں ہائی ریزولوشن ایکیل سپیکٹرومیٹر (ایچ آئی آر ای ایس) کا استعمال کرتے ہوئے اٹھائیس سپیکٹرا جمع کیے گئے۔ ہوائی میں کیک آبزرویٹری۔ ان میں سے پچیس سپیکٹرے کو ایچ اے ٹی-پی-32 کی شعاعی رفتار کا اندازہ لگانے کے لیے استعمال کیا گیا۔ جٹر کی تلافی کے لیے، سیاروں کے امیدواروں کے لیے معمول سے زیادہ سپیکٹرا جمع کیا گیا۔ اس سے یہ نتیجہ اخذ کیا گیا کہ ستاروں کی سرگرمی (اور ابھی تک دریافت نہ ہونے والے سیاروں کی موجودگی نہیں) جھٹک کی وجہ تھی۔ چونکہ ماہرین فلکیات نے یہ نتیجہ اخذ کیا ہے کہ شعاعی رفتار کا استعمال اکیلے سیارے ایچ اے ٹی-پی-32 بی کے وجود کو قائم نہیں کر سکتا، اس لیے ایف ایل ڈبلیو او کی 1.2 میٹر دوربین پر موجود کیپلر کیم سی سی ڈی آلہ کو ایچ اے ٹی-پی-32 کے فوٹو میٹرک مشاہدات لینے کے لیے استعمال کیا گیا۔ کیپلر کیم سی سی ڈی کا استعمال کرتے ہوئے جمع کردہ اعداد و شمار نے ماہرین فلکیات کو ایچ اے ٹی-پی-32 کے لائٹ وکر کی تعمیر میں مدد کی۔ روشنی کے منحنی خطوط نے ایک ایسے مقام پر ہلکا سا دھندلا پن ظاہر کیا جہاں ایچ اے ٹی-پی-32 بی کے بارے میں خیال کیا جاتا تھا کہ وہ اپنے ستارے کو منتقل کرتا ہے۔ ماہرین فلکیات نے بلینڈانال کا استعمال کیا، جو ایک ایسا پروگرام ہے جو غلط مثبت کے امکانات کو ختم کرنے کے لیے استعمال ہوتا ہے۔ یہ عمل بلینڈر تکنیک سے ملتا جلتا مقصد پورا کرتا ہے، جسے کیپلر خلائی جہاز کے ذریعے دریافت کیے گئے کچھ سیاروں کی تصدیق کے لیے استعمال کیا گیا تھا۔ ایسا کرتے ہوئے، ایچ اے ٹی-پی-32 کے سیارے جیسے اشارے کو نہ تو درجہ بندی کے ٹرپل اسٹار سسٹم کی وجہ سے یا پس منظر میں ایک روشن واحد ستارے اور بائنری اسٹار کے درمیان روشنی کے مرکب کی وجہ سے پایا گیا۔ اگرچہ اس امکان کو مسترد نہیں کیا جا سکتا کہ ایچ اے ٹی-پی-32 دراصل ایک بائنری ستارہ ہے جس میں ایک مدھم ثانوی ساتھی ہے جو بنیادی ساتھی سے تقریبا ناقابل شناخت ہے، لیکن بلینڈینل تجزیے کی بنیاد پر ایچ اے ٹی-پی-32 بی کی سیارے کے طور پر تصدیق ہوئی۔ ستارے کے اونچے جھٹکنے کی وجہ سے، ایچ اے ٹی-پی-32 بی پر مزید اعداد و شمار جمع کرنے کا بہترین طریقہ یہ ہوگا کہ اسپٹزر اسپیس ٹیلی اسکوپ کا استعمال کرتے ہوئے اس کے ستارے کے پیچھے ایچ اے ٹی-پی-32 بی کے پوشیدہ ہونے کا مشاہدہ کیا جائے۔ ایچ اے ٹی-پی-32 بی کی دریافت کی اطلاع ایسٹرو فزیکل جرنل میں ایچ اے ٹی-پی-33 بی کے ساتھ دی گئی تھی۔ میزبان ستارہ HAT-P-32، یا GSC 3281-00800، ایک دوہرا ستارہ ہے۔ بنیادی ایک G-قسم یا F-قسم کا بونے ستارہ ہے، اور ثانوی ایک M-قسم کا بونے ستارہ ہے۔ یہ نظام زمین سے دور واقع ہے۔ 1.176 شمسی کمیت اور 1.387 شمسی ریڈیائی کے ساتھ، HAT-P-32A سورج سے بڑا اور زیادہ بڑا دونوں ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-32 اے کا موثر درجہ حرارت 6,001 کے ہے، جو اسے سورج سے قدرے زیادہ گرم بناتا ہے، حالانکہ یہ 3.8 ارب سال کی تخمینہ عمر میں چھوٹا ہے، اس طرح ارچین ایون کے زمین پر اربوں سال پہلے شروع ہونے کے کچھ ہی عرصے بعد اس کے مرکز میں جوہری فیوژن کا آغاز ہوا۔ ایچ اے ٹی-پی-32 اے دھات سے ناقص ہے ؛ اس کی ناپی گئی دھات کاریت [فی/ایچ] =-0.16 ہے، جس کا مطلب ہے کہ اس میں سورج کی نسبت 69 فیصد لوہے کا مواد موجود ہے۔ ستارے کی سطح کی کشش ثقل کا تعین 4.22 ہے، جبکہ اس کی چمک سے پتہ چلتا ہے کہ یہ سورج کی طرف سے خارج ہونے والی توانائی سے 2.43 گنا زیادہ توانائی خارج کرتا ہے۔ ان پیرامیٹرز کو اس شرط کے پیش نظر اپنایا جاتا ہے کہ سیارہ ایچ اے ٹی-پی-32 بی کا غیر منظم (سنکی) مدار ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-32 کی ظاہری شدت 11.197 ہے، جو اسے ننگی آنکھوں کے لیے پوشیدہ بناتی ہے۔ ایم ایم ٹی آبزرویٹری میں انکولی آپٹکس کا استعمال کرتے ہوئے بائنری ساتھی ستارے کی تلاش نے 2.9 آرک سیکنڈ کے فاصلے پر ایک ساتھی دریافت کیا جو کہ بنیادی ستارے سے 3.4 شدت کم ہے۔ ستارے کے سپیکٹرم میں ایک بہت اونچی سطح کا جھٹکا پایا گیا ہے۔ اس بات کا امکان ہے کہ دھندلاپن مدھم ثانوی ساتھی کی طرف سے پیدا کیا جا سکتا ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-32 کے مدھم جزو کی کمیت شاید سورج کی کمیت کے نصف سے کم ہے، جبکہ اس کا درجہ حرارت کے ہے۔ دیگر سیارے جن کے مداری ادوار ایچ اے ٹی-پی-32 بی کے مدار سے چھوٹے ہیں اس نظام میں موجود ہو سکتے ہیں۔ تاہم، جب سیارے کی دریافت شائع ہوئی تو اس بات کا تعین کرنے کے لیے کہ آیا ایسا تھا، کافی شعاعی رفتار کی پیمائش جمع نہیں کی گئی تھی۔ خصوصیات HAT-P-32b ایک گرم جپٹر ہے جس میں 0.941 جپٹر ماس اور 2.037 جپٹر ریڈی ہے۔ دوسرے لفظوں میں، ایچ اے ٹی-پی-32 بی مشتری سے قدرے کم بڑا ہے، حالانکہ یہ مشتری سے تقریبا دوگنا بڑا ہے۔ اپنے میزبان ستارے سے سیارے کا اوسط فاصلہ 0.0344 AU ہے، یا زمین اور سورج کے درمیان اوسط فاصلے کا تقریبا 3 فیصد ہے۔ یہ ہر 2.150009 دن (51.6 گھنٹے) میں ایک مدار مکمل کرتا ہے۔ HAT-P-32b کا توازن درجہ حرارت 1888 K ہے، جو مشتری کے توازن درجہ حرارت سے پندرہ گنا زیادہ گرم ہے۔ بہر حال، 2020 میں ماپا گیا اعضاء کا درجہ حرارت 1248 K پر بہت ٹھنڈا تھا۔ بیان کردہ بہت سی خصوصیات اس مفروضے پر اخذ کی گئی ہیں کہ HAT-P-32b کا ایک مدار ہے جو انڈاشی (سنکی) ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-32 بی کی مداری سنکیتا کے لیے بہترین فٹ 0.163 ہے، جو قدرے انڈاکار مدار کی نشاندہی کرتا ہے، حالانکہ اس کے میزبان ستارے میں مشاہدہ کیے گئے جٹر اثر نے سیارے کی سنکیتا کو درست طریقے سے تلاش کرنا مشکل بنا دیا ہے۔ دریافت کرنے والوں نے سیارے کی خصوصیات کو بھی اخذ کیا ہے یہ فرض کرتے ہوئے کہ سیارے کا ایک سرکلر مدار ہے، حالانکہ انہوں نے ایلیپٹیکل ماڈل کو ترجیح دی ہے۔ چونکہ زمین کے حوالے سے ایچ اے ٹی-پی-32 بی کا مداری جھکاؤ 88.7º ہے، اس لیے سیارہ زمین کے حوالے سے تقریبا کنارے پر نظر آتا ہے۔ یہ اپنے میزبان ستارے کو منتقل کرنے کے لیے پایا گیا ہے۔ 2012 میں ایک مطالعہ، جس میں راسٹر-میک لولن اثر کا استعمال کرتے ہوئے، اس بات کا تعین کیا گیا ہے کہ سیارہ ستارے کی گردش کے مقابلے میں تقریبا قطبی مدار میں چکر لگا رہا ہے، جس کی غلط صف بندی 85° کے برابر ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-32 بی کی دریافت کے وقت سیاروں میں سب سے زیادہ ریڈیائی میں سے ایک تھا۔ سیاروں ایچ اے ٹی-پی-33 بی اور ڈبلیو اے ایس پی-17 بی کی طرح، جو اسی طرح پھولے ہوئے ہیں، اس کے پیچھے کا طریقہ کار نامعلوم ہے۔ اس کا تعلق صرف درجہ حرارت سے نہیں ہے، جس کے اثر کے بارے میں جانا جاتا ہے۔ یہ خاص طور پر واضح ہے جب ڈبلیو اے ایس پی-18 بی کے مقابلے میں، ایک ایسا سیارہ جو مذکورہ بالا ایچ اے ٹی اور ڈبلیو اے ایس پی سیاروں سے زیادہ گرم ہے، لیکن اس کے درجہ حرارت کے باوجود اس کا رداس اپنے ہم منصبوں کے مقابلے میں بہت کم ہے۔ سیاروں کا سپیکٹرم روچے لوب کے بہاؤ اور تیزی سے بڑے پیمانے پر نقصان 13 ملین ٹن فی سیکنڈ کے ثبوت دکھاتا ہے۔ یہ بھی پایا گیا کہ سیارے کا رداس، جو سیاروں کی منتقلی کے ساتھ مشاہدہ کیا جاتا ہے، طول موج کے مطابق مختلف ہوتا ہے۔ ہر طول موج کے لیے مختلف شعاعیں ایک ایسے ماحول سے پیدا ہو سکتی ہیں جہاں ریلیگ بکھرنے والی دھند کو سرمئی بادل ڈیک کے ساتھ ملایا جاتا ہے۔ موٹے (بادل 0.4-33 kPa کے دباؤ کی سطح تک) کلاؤڈ ڈیک اور اس کے اوپر دھند کی تصدیق 2020 میں ہوئی تھی، اس کے ساتھ ہی HAT-P-32b کے ماحول میں پانی کا پتہ چلا تھا۔ حوالہ جات اینڈرومیڈا (نکشتر) 2011 میں دریافت ہونے والے ایکسوپلینیٹس ٹرانزٹنگ ایکسوپلینیٹس ہاٹ جپٹرس وشال سیارے ایکسوپلینیٹس جنہیں ایچ اے ٹی نیٹ نے دریافت کیا