NGTS-1 b: differenze tra le versioni

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===Proprietà stellari e modello planetario===

La difficoltà di classificazione delle nane rosse è da imputare al debole segnale emesso e alla conseguente diffoltà nell'analisi spettroscopica; particolarmente complesso è determinare la [[metallicità]], che ha un grande impatto sui parametri stellari, dal momento che il raggio stellare è molto dipendente da quest'ultima. I dati di NGTS-1 vengono comparati con altre stelle simili, senza trovare eccesso o penuria di metalli rispetto alle stelle "sorelle". Le informazioni in possesso dei ricercatori consente la stima di massa, raggio, [[Temperatura efficace|temperatura effettiva]] e [[Oggetto stellare giovane|SED]], in tre passi:<ref name="pdf.com" />

#Stima didella '''[[Temperatura efficace|Temperaturatemperatura efficace]]''', del '''raggio''' e della '''massa stimata''': questoquesta passaggioserie di passaggi è resoresa possibile dalla predizione della Temperaturatemperatura efficace tramite la gamma di colori emessa dal sistema.<ref name="pdf.com" />

#Modellazione deldella SED (distribuzione spettrale dell'energia (SED).<ref name="pdf.com" />

#Definizione di una '''massa definitiva''' data dall'unione dei dati riguardanti SED e massa stimata.<ref name="pdf.com" />

Utilizzando i risultati fotometrici, la [[velocità radiale]] e i parametri stellari derivati, è stato possibile determinare i dati planetari del sistema, tramite il modello gaussiano GP-EBOP<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Edward Gillen [[et al.]]|titolo=New low-mass eclipsing binary systems in Praesepe discovered by K2|rivista=[[The Astrophysical Journal ]]|volume=849|numero=1|lingua=en|doi=10.3847/1538-4357/aa84b3}}</ref> di pianeta transitante e stella (originariamente applicato ad un sistema binario con una [[nana bruna]] come stella madre); in questo modello, la curva della luce è rappresentata da una [[funzione gaussiana]], e i dati della velocità radiale sono modellati simultaneamente con la fotometria disponibile, incorporando un algoritmo che inserisce variazioni "in tempo reale" ai dati. La difficoltà di modellazione deriva dal transito di tipo radente, molto probabile dato il rapporto di raggio stella/pianeta (0.239 +0.100−0100 −0.054), NGTS-1 b viene messo a paragone con altri pianeti gioviani caldi, allineando la distribuzione statistica di massa e densità al modello planetario iniziale, fornendo una stima definitiva delle caratteristiche di quest'ultimo (M = 0.812 +0.066−0066− 0.075 volte la massa di Giove; R = 1.33 +0.61−061 −0.33 volte il raggio di Giove).<ref name="pdf.com" />

==Discussione dei risultati==

NGTS-1 b ha una massa circa 0.812 volte quella di Giove ed è il terzo gigante gassoso scoperto orbitare attorno ad una nana rossa; gli altri due sono [[Kepler-45 b]] (m=0.505 volte la massa di Giove) e [[HATS-6 b]] (m=0.32 volte la massa di Giove), rendendolo alla data della scoperta il più grande pianeta conosciuto di questo tipo. Il raggio invece continua ad essere un valore stimato, data la natura del transito. La speranza è che il "[[Transiting Exoplanet Survey Satellite|Transiting exoplanet Survey Satellite]]" (TESS) possa fornire una misura più affidabile del raggio.<ref name="pdf.com" />