HAT-P-33b
ایچ اے ٹی-پی-33 بی ایچ اے ٹی-پی-33 کے مدار میں ایک سیارہ ہے، جو زمین سے 1,310 روشنی سال کے فاصلے پر واقع ہے۔ اس کی دریافت کی اطلاع جون 2011 میں دی گئی تھی، حالانکہ 2004 کے اوائل میں اس کے سیارے ہونے کا شبہ تھا۔ یہ سیارہ مشتری کی کمیت کا تقریبا تین چوتھائی ہے، لیکن مشتری سے تقریبا 80 فیصد بڑا ہے۔ اس افراط زر نے، جیسا کہ اسی طرح کے سیاروں ڈبلیو اے ایس پی-17 بی اور ایچ اے ٹی-پی-32 بی کی دریافت کے ساتھ، یہ سوال اٹھایا ہے کہ (درجہ حرارت کے علاوہ) ان سیاروں کے اتنے بڑے ہونے کی وجہ کیا ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-33 بی کی تصدیق کرنا مشکل تھا کیونکہ اس کے ستارے میں تیز جھٹک کا تجربہ ہوتا ہے، جس سے درست پیمائش حاصل کرنے کی صلاحیت میں خلل پڑتا ہے۔ اس طرح، تصدیق کرنے کے لیے شعاعی رفتار کے مشاہدات کی ایک بڑی تعداد جمع کی گئی، حالانکہ بعد میں یہ طے کیا گیا کہ شعاعی رفتار کے طریقہ کار کا استعمال کرتے ہوئے ایچ اے ٹی-پی-33 بی کا تعین نہیں کیا جا سکا۔ سیارے کی تصدیق سیارے کی روشنی کے منحنی خطوط کو جمع کرنے کے بعد ہوئی، اور بلینڈینل عمل نے زیادہ تر غلط مثبت منظرناموں کو مسترد کردیا۔ ڈسکوری ایچ اے ٹی-پی-33 بی کا وجود سب سے پہلے چھ دوربین والے ایچ اے ٹی نیٹ تعاون کے مشاہدات کے بعد تجویز کیا گیا تھا، یہ ایک ایسا منصوبہ ہے جو اپنے میزبان ستاروں کے گزرنے یا ان کے سامنے سے گزرنے والے سیاروں کے لیے آسمان کی تلاش کرتا ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-33 کے مدار میں ایک سیارے کی موجودگی کا شبہ 2004 کے اوائل میں ہی کیا گیا تھا، حالانکہ جھٹک کی اعلی سطح کا پتہ چلا تھا۔ یہ گھبراہٹ، یا ایک بے ترتیب اور متزلزل ظاہری شکل جس سے پیمائش کی درستگی کو دھندلا جاتا ہے، نے سیاروں کے امیدوار کے میزبان ستارے کی شعاعی رفتار کی آسانی سے تصدیق کرنا مشکل بنا دیا، جو عام طور پر سیارے کی تصدیق کی طرف لے جاتا ہے۔ شروعات کے طور پر، ایچ اے ٹی-پی-33 کا سپیکٹرم ایریزونا میں فریڈ لارنس وپل آبزرویٹری میں ڈیجیٹل اسپیڈومیٹر کا استعمال کرتے ہوئے بنایا گیا تھا۔ جمع کردہ اعداد و شمار سے پتہ چلا کہ یہ ستارہ ایک واحد بونے ستارہ تھا جو ہلکی گردش کا مظاہرہ کر رہا تھا۔ اس کے موثر درجہ حرارت اور سطح کی کشش ثقل سمیت اس کے کئی پیرامیٹرز پائے گئے۔ مزید برآں، ستارے کا مشاہدہ کرنے کے لیے فرانس کے ہوٹے-پروونس آبزرویٹری میں ایک 1.93-meter دوربین پر سوفی échelle سپیکٹرو گراف کا استعمال کیا گیا۔ نتیجے میں حاصل ہونے والے اعداد و شمار نے اس امکان کو مدعو کیا کہ شعاعی رفتار کی پیمائش، جو بے ضابطگیوں کو ظاہر کر سکتی ہے جو اکثر کسی سیارے کی موجودگی کی نشاندہی کرتی ہے، پس منظر کی مسخ کی وجہ سے ہو سکتی ہے (نہ کہ کسی سیارے کی)۔ اس امکان نے سائنسدانوں کی اس سیارے کی تصدیق کرنے کی صلاحیت کو نمایاں طور پر پیچیدہ بنا دیا۔ مشاہدات کے بعد، پیروی کئی سالوں کے لیے ملتوی کر دی گئی۔ ستمبر 2008 اور دسمبر 2010 کے درمیان، ہوائی کے ڈبلیو ایم میں ہائی ریزولوشن ایکیل سپیکٹرومیٹر (ایچ آئی آر ای ایس) آلے کا استعمال کرتے ہوئے بائیس سپیکٹرا جمع کیے گئے۔ کیک آبزرویٹری۔ یہ ڈیٹا ایچ اے ٹی-پی-33 کی شعاعی رفتار حاصل کرنے کے لیے استعمال کیا گیا تھا۔ ایچ اے ٹی-پی-33 کے لیے سپیکٹرم کی ایک بہت بڑی تعداد جمع کی گئی تھی جو کہ عام طور پر سیاروں کے امیدواروں کے لیے جمع کی جانے والی تعداد سے کہیں زیادہ تھی تاکہ اعداد و شمار کے پریشان کن اثر کی تلافی کی جا سکے۔ یہ نتیجہ اخذ کیا گیا کہ اعداد و شمار میں جٹر ستاروں کی سرگرمی کی وجہ سے ہوا تھا نہ کہ دوسرے سیاروں کی موجودگی کی وجہ سے۔ تفتیشی سائنس ٹیم کے لیے یہ واضح ہو گیا کہ صرف شعاعی رفتار کا ڈیٹا ہی ایچ اے ٹی-پی-33 بی کے وجود کو ثابت نہیں کر سکتا۔ اس طرح، ایچ اے ٹی-پی-33 کے فوٹو میٹرک مشاہدات فریڈ لارنس وپل آبزرویٹری کے 1.2-meter دوربین کا استعمال کرتے ہوئے کیے گئے، جس نے کیپلر کیم سی سی ڈی آلے کی میزبانی کی۔ یہ ڈیٹا ایچ اے ٹی-پی-33 کا لائٹ وکر بنانے کے لیے استعمال کیا گیا تھا۔ ایسا کرتے ہوئے، ایک ہلکا سا دھندلا پن دیکھا گیا جہاں خیال کیا جاتا تھا کہ ایچ اے ٹی-پی-33 بی نے اپنے ستارے کو منتقل کیا ہے۔ بلینڈینل نامی پروگرام کا استعمال کرتے ہوئے، جو کیپلر کے دریافت کردہ سیاروں کی تصدیق کے لیے استعمال ہونے والی بلینڈر تکنیک سے ملتا جلتا ہے، ایچ اے ٹی-پی-33 کا مشاہدہ کرنے والے ماہرین فلکیات نے جھوٹے مثبت متبادل کو مسترد کرنے کی امید کی جو ایچ اے ٹی-پی-33 کے روشنی کے منحنی خطوط اور شعاعی رفتار میں نظر آنے والے سیارے جیسے سگنل کی وضاحت کر سکتے ہیں۔ بلینڈنال کے استعمال نے ان امکانات کو مسترد کر دیا کہ سگنل ایک درجہ بندی ٹرپل اسٹار یا پس منظر میں ایک روشن اسٹار اور بائنری اسٹار کے درمیان مرکب کی وجہ سے ہوا تھا۔ اس امکان کو مسترد نہیں کیا جا سکتا کہ ایچ اے ٹی-پی-33 دراصل ایک بائنری ستارہ ہے جس کا ثانوی ساتھی اتنا مدھم ہے کہ روشن ستارے سے ممتاز نہیں کیا جا سکتا۔ تاہم، اعداد و شمار سے پتہ چلتا ہے کہ سیارہ ایچ اے ٹی-پی-33 بی واقعی موجود تھا۔ ڈبلیو اے ایس پی-17 بی کے ساتھ ساتھ ہائی ریڈی سیاروں ایچ اے ٹی-پی-33 بی اور ایچ اے ٹی-پی-32 بی کی دریافتوں نے اس سوال میں اہم کردار ادا کیا کہ درجہ حرارت کے علاوہ کون سے عوامل ان پھولے ہوئے سیاروں کے بڑے ریڈیائی میں حصہ ڈالتے ہیں۔ یہ تضاد سیارے ڈبلیو اے ایس پی-18 بی میں ہے، جو نئے دریافت شدہ ایچ اے ٹی سیاروں اور ڈبلیو اے ایس پی-17 بی سے کہیں زیادہ گرم ہے، لیکن اس کا رداس بہت چھوٹا ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-33 بی اور ایچ اے ٹی-پی-32 بی کی دریافتوں کو ایسٹرو فزیکل جرنل میں ایک ساتھ رپورٹ کیا گیا تھا۔ یہ مقالہ 6 جون 2011 کو پیش کیا گیا تھا۔ سیاروں کے دریافت کے مقالے کے مصنفین نے اسپٹزر خلائی دوربین کے استعمال کی تجویز پیش کی تاکہ اس کے ستارے کے پیچھے ایچ اے ٹی-پی-33 بی کے پوشیدہ ہونے کا مشاہدہ کیا جا سکے تاکہ اس کی خصوصیات کی بہتر وضاحت کی جا سکے۔ میزبان ستارہ ایچ اے ٹی-پی-33، یا جی ایس سی 2461-00988، ایک ایف قسم کا ستارہ ہے جو زمین سے تقریبا 401 پارسیک (1,310 روشنی سال) کے فاصلے پر واقع ہے۔ اس ستارے میں 1.403 شمسی کمیت اور 1.777 شمسی ریڈیائی ہے ؛ دوسرے لفظوں میں یہ ستارہ سورج سے 40 فیصد زیادہ بڑا اور 77 فیصد بڑا ہے۔ 6401 K کے موثر درجہ حرارت کے ساتھ، HAT-P-33 سورج سے زیادہ گرم ہے۔ یہ دھات سے بھی زیادہ مالا مال ہے، جس میں دھات کاری ہے جس کی پیمائش [فی/ایچ] = 0.05 پر کی جاتی ہے۔ اس کا مطلب یہ ہے کہ ایچ اے ٹی-پی-33 میں سورج میں ناپی گئی مقدار سے 12 فیصد زیادہ آئرن ہوتا ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-33 سورج سے چھوٹا ہے، جس کی تخمینہ عمر 2.4 ارب سال ہے۔ ستارے کی سطح کی کشش ثقل 4.09 مقرر کی گئی ہے۔ مذکورہ بالا تمام اقدار کا تعین اس مفروضے کے ساتھ کیا جاتا ہے کہ سیارہ ایچ اے ٹی-پی-33 بی کا مدار بے قاعدہ یا سنکی ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-33 کی ظاہری شدت 11.89 ہے۔ اسے زمین سے ننگی آنکھوں سے نہیں دیکھا جا سکتا کیونکہ یہ بہت مدھم ہے۔ چونکہ ایچ اے ٹی-پی-33 کے سپیکٹرم میں جھٹک کی اعلی سطح کا پتہ چلا ہے، اس لیے سب سے زیادہ حساس شعاعی رفتار کی پیمائش کو جمع کرنے کی صلاحیت کو کم کر دیا گیا ہے۔ درستگی کے نقصان نے ماہرین فلکیات کو اس امکان کو نظر انداز کرنے سے روک دیا ہے کہ ایچ اے ٹی-پی-33 دراصل ایک بائنری اسٹار ہے، جہاں ثانوی، مدھم ساتھی روشن بنیادی ساتھی سے بصری طور پر ناقابل شناخت ہے۔ اگر ایسا ہے تو ایچ اے ٹی-پی-33 نظام میں مدھم ستارے کی کمیت سورج سے 0.05 گنا کم ہونی چاہیے۔ ایم ایم ٹی آبزرویٹری میں انکولی آپٹکس کا استعمال کرتے ہوئے بائنری ساتھی ستارے کی تلاش منفی تھی۔ یہ ممکن ہے کہ نظام میں ایچ اے ٹی-پی-33 بی سے کم مداری ادوار والے دوسرے سیارے موجود ہوں۔ تاہم، ایچ اے ٹی-پی-33 بی کی دریافت کے وقت، اس بات کا تعین کرنے کے لیے کہ آیا ایسا ہے، کافی شعاعی رفتار کی پیمائش جمع نہیں کی گئی تھی۔ خصوصیات HAT-P-33b ایک ایسا سیارہ ہے جس میں 0.764 جپٹر ماس اور 1.827 جپٹر ریڈی ہے۔ دوسرے لفظوں میں، یہ جپٹر سے تقریبا تین چوتھائی بڑا ہے، لیکن جپٹر کے سائز سے دوگنا سے تھوڑا کم ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-33 بی اپنے ستارے کے گرد اوسط فاصلے 0.0503 اے یو پر چکر لگاتا ہے، جو سورج اور زمین کے درمیان اوسط فاصلے کا تقریبا 5 فیصد ہے۔ یہ مدار ہر 3.474474 دن (83.39 گھنٹے) میں مکمل ہوتا ہے۔ HAT-P-33b کا توازن درجہ حرارت 1838 K ہے، جو مشتری (124 K) کے ماپا توازن درجہ حرارت سے تقریبا پندرہ گنا زیادہ گرم ہے۔ ایچ اے ٹی-پی-33 بی کے مدار کی شکل کے لیے بہترین فٹ سے پتہ چلتا ہے کہ مدار قدرے انڈاکار ہے، کیونکہ سیارے کی مداری سنکیتا 0.148 کے لیے فٹ ہے۔ تاہم، چونکہ ایچ اے ٹی-پی-33 ستارے میں اتنی زیادہ جٹر ہے، اس لیے سیارے کی سنکیتا کو درستگی کے ساتھ روکنا مشکل ہے۔ سیارے کی زیادہ تر متعین خصوصیات اس مفروضے پر مبنی ہیں کہ ایچ اے ٹی-پی-33 بی کا ایک انڈاکار مدار ہے، حالانکہ سیارے کے دریافت کنندگان نے ایچ اے ٹی-پی-33 بی کی خصوصیات بھی اس مفروضے پر اخذ کی ہیں کہ سیارے کا ایک سرکلر مدار ہے۔ انڈاکار ماڈل کا انتخاب اس لیے کیا گیا ہے کیونکہ اسے سب سے زیادہ ممکنہ منظر نامہ سمجھا جاتا ہے۔ HAT-P-33b کا مداری جھکاؤ 86.7º ہے جیسا کہ زمین سے دیکھا جاتا ہے۔ اس طرح یہ سیارہ زمین سے دیکھنے پر تقریبا کنارے پر ہے۔ سیارے کو اپنے میزبان ستارے کو منتقل کرنے کے لیے دیکھا گیا ہے۔ حوالہ جات جیمنی (نکشتر) 2011 میں دریافت ہونے والے ایکسوپلینیٹس ہاٹ جپٹرس ٹرانزٹنگ ایکسوپلینیٹس وشال سیارے ایکسوپلینیٹس جنہیں ایچ اے ٹی نیٹ نے دریافت کیا