Kuuma Jupiter (in Englanti kuuma Jupiter ), jota kutsutaan myös vaikka harvoin epistellar Jovian planeetta ( epistellar Jovian planeetta ) tai pegasid ( pegasid ), on kaasumainen valtava planeetta on massa verrattavissa tai suurempi kuin Jupiter ( 1, 9 x 10 27 kg ), jonka lämpötila on yli ~ 1000 Kelvin (~ 730 ° C ). Kuumimpia kutsutaan " super-kuumaksi Jupiteriksi " .
Nämä ominaisuudet tekevät näistä planeetoista yksinkertaisin tähdet havaita käyttäen säteisnopeus menetelmällä , koska ne ovat lähellä heidän tähti antaa sille nopean radial heilahtelut, joita on helppo seuraa Maahan .
Yksi parhaiten tunnetuista Jupiterin kaltaisista eksoplaneettoista on 51 Pegasi b , ensimmäinen aurinkokenno , joka löydettiin auringon kaltaisen tähden ympäriltä . HD 209458 b on toinen, jonka tiedetään menettävän 100-500 miljoonaa tonnia vetyä sekunnissa tähtensä voimakkaan tähtituulen vaikutuksesta kiertoradallaan 0,047 AU .
Nämä planeetat kuuluvat yleensä luokkaan IV ja Sudarsky luokitusta , vaikka niiden koostumus voi poiketa merkittävästi paradigma - esimerkiksi kuten WASP-12b , joiden kemiallinen luonne on lähellä on hiilipitoisen planeetta. .
Olemassaolo kuuma Jupiter - tyyppi planeetat ja niiden havaitseminen säteen nopeus spektroskooppisesti ehdotettiin, jo 1952 , että venäläinen - American tähtitieteilijä Otto Struven ( 1897 - 1963 ).
Vuonna 1995 kuuma Jupiter 51 Pegasi b oli ensimmäinen eksoplaneetta, joka löydettiin auringon kaltaisen tähden ympäriltä .
Vuonna 2001, ensimmäinen havaitsemisen eksoplaneetasta ilmapiiri on, että kuuma Jupiter HD 209458 b . Siellä havaittiin jopa 3 km / s tuulia.
Kuumilla Jupiterin kaltaisilla eksoplaneettoilla on useita yhteisiä ominaisuuksia.
Kuuman Jupiterin muodostumiselle on kaksi hypoteesia: muodostuminen suurella etäisyydellä isäntätähdestä, jota seuraa siirtyminen kohti tätä tähtiä, ja in situ -muodostus, toisin sanoen etäisyyksillä, joilta ne löydetään. Muuttohypoteesi on suotuisa.
In situ -hypoteesiSen sijaan, että ne olisivat planeettajärjestelmänsä sisällä muuttaneita kaasujättejä, tässä hypoteesissa kuumat Jupiter-ytimet alkoivat olla maapalloja , jotka ovat yleisempiä ja jotka kasvattivat kaasuvaippaansa nykyiseen sijaintiinsa ja tulivat kaasujätteiksi in situ. Yli-maapallot, jotka tuottavat ytimet tässä hypoteesissa, olisivat voineet muodostua joko in situ tai suuremmilla etäisyyksillä, ja ne ovat läpikäyneet migraation ennen kuin hankkivat kaasuvaipansa.
Koska supermaapallot ovat usein toveriensa kanssa - toisin sanoen muiden planeettojen kanssa järjestelmässään -, myös in situ muodostuneilla kuumilla Jupiterillä pitäisi usein olla niitä. Paikallisesti kasvavan kuuman Jupiterin massan lisääntymisellä on useita mahdollisia vaikutuksia naapurimaiden planeetoihin. Jos kuuma Jupiter ylläpitää yli 0,01 epäkeskisyyttä, maalliset resonanssit voivat lisätä kumppaniplaneetan epäkeskisyyttä, mikä voi aiheuttaa törmäyksen kuuman Jupiterin kanssa. Tässä tapauksessa kuuman Jupiterin sydän olisi epätavallisen massiivinen. Jos kuuman Jupiterin epäkeskisyys pysyy alhaisena, maalliset resonanssit voivat myös vaikuttaa perämiehen kallistukseen .
Perinteisesti in situ malli ei suosita, koska kokoonpano massiivinen ytimiä, mikä on tarpeen, että tällainen muodostuminen kuuma Jupiter, edellyttää pinnan tiheydet kiintoaineiden ≈ 10 4 g / cm 2 , tai enemmän. Sitä vastoin viimeaikaisissa tutkimuksissa on havaittu, että planeettajärjestelmien sisätilat ovat usein Maan supermaiden käytössä.
MuuttohypoteesiAlle siirtymisen hypoteesin, kuuma Jupiter muodostaa yli jää linja , rock, jään ja kaasun kautta kertymistä planeettojen muodostuminen . Sitten planeetta vaeltaa tähtijärjestelmänsä sisällä, missä se lopulta löytää vakaan kiertoradan. On myös mahdollista, että vaellus oli äkillisempi johtuen törmäyksestä toisen planeetan kanssa tässä järjestelmässä, jota seurasi kiertoradan kiertäminen vuorovesi-vuorovaikutuksella tähden kanssa.
Kozain resonanssi voi myös vaikuttaa radan kuuma Jupiter. Tämä koostuu vaihtoa kallistus ja epäkeskisyyden , joka johtaa matalaan perihelissä korkeaan epäkeskisyyden kiertoradalle , yhdessä vuorovesi kitkaa . Se vaatii massiivisen ruumiin - toisen planeetan tai tähtitoverin - kauemmas ja kallistetulla kiertoradalla; noin 50 prosentilla kuumista Jupitereista on kaukaisia Jovian massan seuralaisia tai enemmän, mikä voi aiheuttaa kuumalle Jupiterille kiertoradan tähden kiertoon nähden.
Siirtyminen hypoteettiseen ktonisten planeettojen tyyppiinOn mahdollista, että tällaiset planeetat, jotka sijaitsevat hyvin lähellä tähtiään ja joutuvat sen vuoksi voimakkaalle tähtituulelle, kuten HD 209458 b ( Osiris ), näkevät, että niiden kaasumaiset kerrokset haihtuvat kokonaan miljardien vuosien ajan, kunnes ne 'pelkistetään metalliseksi ja kiviseksi ytimeksi. , mikä tekisi niistä muutaman maamassan kiinteän pinnan planeettoja, jotka ulkonäöltään ovat hyvin samanlaisia kuin maanpäälliset, mutta kiertävät hyvin lähellä tähtensä pintaa; jotta voidaan erottaa toisaalta haihtuneiden kaasumaisten planeettojen ytimet ja toisaalta telluuriplaneetat, ottaen huomioon näiden kahden tähtityypin erilaiset perimät, tällaisia planeettoja kutsutaan ktonisiksi planeetoiksi . CoRoT-7b- ja Kepler-10b- eksoplaneetit , joista viimeksi mainittu on lähes 12 miljardin vuoden ikäisen tähden ympärillä, olisivat ensimmäiset tunnistetut ktoniset planeetat.
Kuumilla Jupiterilla on tapana olla "yksinäisiä" siinä mielessä, että kuumalla Jupiterilla tähdillä on usein seuralaisia laajalla kiertoradalla, mutta niillä ei yleensä ole planeetan lähellä olevia kumppaneita, jotka ovat kiertoradan etäisyydellä pienempiä kuin kertoimet 2 tai 3. Ainoat tunnetut poikkeukset ovat WASP-47 , Kepler-730 ja TOI-1130 .
Teorian mukaan kuumalla Jupiterilla ei todennäköisesti ole kuita johtuen liian pienestä mäen säteestä ja sen kiertämän tähden vuorovesivoimista , mikä horjuttaa kuun kiertorataa mahdollista ja vielä enemmän massiivisemmalle kuulle. Joten useimmille kuumille Jupiterille mikä tahansa vakaa satelliitti olisi pienen asteroidin kokoinen runko . WASP-12b: n havainnot viittaavat kuitenkin siihen, että se isännöi ainakin yhden massiivisen eksoluunin .
Kuumalla, lyhytaikaisella Jupiterilla on kiertorata alle päivässä ja isäntätähden alle noin 1,25 aurinkomassaa .
Linnunradan alueella, joka tunnetaan galaktisena sipulina, on tunnistettu viisi lyhytaikaista planeettaa . Lyhytaikaisten kuumien Jupiterien, joiden on vahvistettu olevan, ovat WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b ja WASP-103b .
Joitakin kuumimmista kuumista Jupitereista, joiden lämpötila on yleensä yli 2000 Kelviniä ( 1730 ° C ) ja siksi erittäin lyhyitä, vain muutaman päivän tai lyhyempiä kierrosjaksoja, kutsutaan joskus erittäin kuumiksi Jupiteriksi. Näiden tulistettua planeetat on yleensä suhteellisen suuri halkaisija ( terminen inflaatio ilmiö ) ja voi läpikäydä haihduttamalla niiden ilmakehässä lämpö- paeta ja kuva-haihduttamalla . Tämän tyyppisiä planeettoja ei ole aurinkokunnassa, mutta muissa planeettajärjestelmissä on havaittu useita esimerkkejä , kuten erittäin lyhyt kierrosjakso WASP-18 b- planeetta , sininen jättiläinen HD 189733 b tai jopa CoRoT -1 b . Erittäin kuuman Jupiterin epätarkka määrittelijä on kuitenkin nyt hävinnyt, ja tämän tyyppisiä esineitä kutsutaan yleensä yksinkertaisesti kuumiksi Jupiteriksi, lukuun ottamatta erityisen kuumien Jupiterien tapausta (katso alla oleva oma kohta).
Myös hyvin pienissä erotteluissa ovat "turvonnut planeetat". Järjestyksessä löytö, seuraavat ovat tunnettuja: HAT-P-1b , CoRoT-1b , TrES-4 , WASP- 12b , WASP-17b ja Kepler-7b .
Monilla kuumilla Jupitereilla on havaittu olevan taaksepäin kiertävät kiertoradat, mikä asettaa kyseenalaiseksi teoriat planeettajärjestelmien muodostumisesta, vaikka häiriintyneen planeetan kiertoradan sijasta voi olla, että tämä tai tähti itse kääntyi järjestelmän muodostumisen alku tähtien magneettikentän ja planeettajärjestelmän muodostuslevyn välisten vuorovaikutusten vuoksi. Yhdistämällä uudet havainnot vanhoihin tietoihin havaittiin, että yli puolella kaikista tutkituista kuumista Jupitereista kiertoradat olivat väärässä suunnassa isäntätähtensä pyörimisakselin kanssa, ja tässä tutkimuksessa kuusi eksoplaneettaa liikkui taaksepäin.
Viimeaikaiset tutkimukset ovat paljastaneet, että useat kuumat Jupiterit ovat väärässä järjestelmässä. Tämä vääristymä voi liittyä fotosfäärin lämpöön, jossa kiertää kuuma Jupiter. Tarjolla on monia teorioita siitä, miksi näin voisi tapahtua. Yksi tällainen teoria sisältää vuoroveden haihtumisen ja viittaa siihen, että kuumien Jupiterien tuottamiseksi on vain yksi mekanismi ja tämä mekanismi antaa joukon vinosti. Viileämmät tähdet, joilla on korkeampi vuorovesihäviö, vaimentavat kaltevuutta (minkä vuoksi viileämpiä tähtiä kiertävät kuumat Jupiters ovat hyvin linjassa), kun taas kuumemmat tähdet eivät vaimenta kaltevuutta (mikä selittää havaitun vääristymän syyn).
On ehdotettu, että vaikka tällaista planeettaa ei ole toistaiseksi löydetty, kaasujätit, jotka kiertävät punaisia jättiläistähtiä Jupiterin kaltaisilla etäisyyksillä, voivat olla kuumia Jupiterit johtuen niiden tähdiltä saamastaan voimakkaasta säteilytyksestä. On hyvin todennäköistä, että aurinkokunnassa Jupiterista tulee kuuma Jupiter, kun aurinko muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.
Punaisten jättiläisten ympärillä kiertävät kuumat Jupiterit eroaisivat kiertoradalla olevien pääsekvenssitähtien tähdistä useilla tavoilla, mukaan lukien kyky kerätä materiaalia isäntätähtensä tähtituulista ja olettaen nopea pyöriminen (ei synkronisesti tähden kanssa) paljon tasaisemmin jakautunut lämpötila monilla kapeakaistaisilla suihkukoneilla. Heidän havaitseminen kauttakulkumenetelmällä olisi paljon vaikeampaa johtuen niiden pienestä koosta kiertämiinsä tähtiin nähden sekä sen vuoksi, että yksi henkilö tarvitsee aikaa (kuukausia tai jopa vuosia) kuljettaakseen tähtensä läpi ja varmistaakseen sen. .
Erittäin kuuma Jupiter on, mukaan annetun määritelmän Taylor J. Bell ja Nicolas B. Cowan niiden 2018 artikkelissa, joka on " valtava kaasu eksoplaneetasta , jossa lämpötila on 2200 Kelvin jossain planeetta " . Tämä kriteeri vastaa planeettoja, joissa dihydrogeenin (H 2) Thermolyzed on riittävä rekombinaatioprosessit ja dissosiaation H 2ovat hallitsevat tekijät, jotka vaikuttavat niiden lämpökapasiteettiin . On päivän puolella , The ilmapiiri näiden planeettojen muistuttaa täten tunnelma tähdet . Mukaan Bell ja Cowan, dissosiaation ja vedyn rekombinaatioon voi lisätä huomattavasti siirtää lämpöä välillä päivän ja yön puolin planeetan. Näille planeetoille on tapahduttava merkittävää vedyn dissosiaatiota päivän puolella voimakkaasti säteilytettynä , joka kuljettaa osan päivän puolelle talletetusta energiasta yön puolelle, jossa vetyatomit rekombinoituvat vedyksi. Tämä mekanismi on siten samanlainen kuin piilevän lämmön .
: tämän artikkelin lähteenä käytetty asiakirja.