Un Jupiter fierbinte (în engleză hot Jupiter ), numit și deși rareori planeta epistelară Joviană ( planeta epistelară joviană ) sau pegasidă ( pegasidă ), este o planetă gigantică gazoasă de masă comparabilă sau mai mare decât cea a lui Jupiter ( 1, 9 × 10 27 kg ) cu o temperatură peste ~ 1000 Kelvin (~ 730 ° C ). Cele mai fierbinți sunt numite „ Jupiter super-fierbinte ” .
Aceste caracteristici fac din aceste planete cele mai simple stele de detectat folosind metoda vitezei radiale , deoarece apropierea lor de steaua îi conferă oscilații radiale rapide care sunt ușor de urmărit de pe Pământ .
Una dintre cele mai cunoscute exoplanete asemănătoare lui Jupiter este 51 Pegasi b , prima planetă extrasolară descoperită în jurul unei stele asemănătoare soarelui . HD 209458 b este un altul, despre care se știe că pierde între 100 și 500 de milioane de tone de hidrogen pe secundă sub efectul vântului stelar intens al stelei sale pe orbita sa de 0,047 UA rază.
Aceste planete aparțin în general clasei a IV- a a clasificării Sudarsky , deși compoziția lor se poate abate semnificativ de la paradigmă - de exemplu ca WASP-12b , a cărui natură chimică este apropiată de cea a unei planete carbonice .
Existența planetelor fierbinți de tip Jupiter și detectarea lor prin metoda spectroscopică a vitezei radiale au fost sugerate, încă din 1952 , de astronomul ruso - american Otto Struve ( 1897 - 1963 ).
În 1995 , fierbinte Jupiter 51 Pegasi b a fost prima exoplanetă descoperită în jurul unei stele asemănătoare soarelui .
În 2001, prima detectare a unei atmosfere de exoplanetă a fost cea a fierbintei Jupiter HD 209458 b . Vânturi de 3 km / s au fost chiar detectate acolo.
Exoplanetele fierbinți de tip Jupiter au o serie de caracteristici comune.
Există două ipoteze pentru formarea lui Jupiter fierbinte: formarea la o mare distanță de steaua gazdă, urmată de o migrație către această stea și formarea in situ, adică la distanțele unde sunt descoperite. Ipoteza migrației este favorizată.
Ipoteza in situÎn loc să fie giganți gazoși care au migrat în interiorul sistemului lor planetar, în această ipoteză, miezurile fierbinți de Jupiter au început ca super-Pământuri , care sunt mai frecvente, care și-au mărit învelișul de gaze până la locația lor actuală, devenind gigante gazoase in situ. Super-Pământurile care furnizează nucleele din această ipoteză s-ar fi putut forma fie in situ, fie la distanțe mai mari și ar fi suferit o migrație înainte de a-și dobândi învelișul de gaz.
Întrucât super-Pământurile se găsesc adesea alături de însoțitori - adică alte planete din sistemul lor - Jupiterii fierbinți formați in situ ar trebui să aibă adesea și ei. Creșterea masei Jupiterului fierbinte la nivel local are o serie de efecte posibile asupra planetelor vecine. Dacă Jupiterul fierbinte menține o excentricitate mai mare de 0,01, rezonanțele seculare pot crește excentricitatea unei planete însoțitoare, ceea ce poate provoca o coliziune cu Jupiterul fierbinte. În acest caz, inima fierbinte a lui Jupiter ar fi neobișnuit de masivă. Dacă excentricitatea Jupiterului fierbinte rămâne scăzută, atunci rezonanțele seculare pot afecta și înclinarea perechii.
În mod tradițional, modelul in situ nu este favorizat deoarece asamblarea nucleelor masive, care este necesară pentru o astfel de formare a unui Jupiter fierbinte, necesită densități de suprafață ale solidelor ≈ 10 4 g / cm 2 sau mai mult. În contrast, studiile recente au descoperit că regiunile interioare ale sistemelor planetare sunt frecvent ocupate de super-Pământuri.
Ipoteza migrațieiPotrivit ipotezei migrației, un Jupiter fierbinte se formează dincolo de linia de gheață , din rocă, gheață și gaz prin acreția de formare planetară . Apoi, planeta migrează în interiorul sistemului său stelar, unde găsește în cele din urmă o orbită stabilă. De asemenea, este posibil ca migrația să fi fost mai bruscă din cauza unei coliziuni cu o altă planetă din acest sistem, urmată de circularizarea orbitei prin interacțiunea mareelor cu steaua.
Mecanismul Kozai poate afecta , de asemenea orbita unui Jupiter fierbinte. Aceasta constă într-un schimb de înclinare pentru excentricitate , ceea ce are ca rezultat o orbită de periheliu scăzut către excentricitate ridicată, în combinație cu frecare de maree . Necesită un corp masiv - o altă planetă sau un tovarăș stelar - pe o orbită mai îndepărtată și înclinată; aproximativ 50% dintre Jupiterii fierbinți au însoțitori îndepărtați de masă joviană sau mai mult, ceea ce poate face ca Jupiterul fierbinte să aibă o orbită înclinată față de rotația stelei.
Trecerea la tipul ipotetic al planetelor chtoniceEste posibil ca astfel de planete, situate foarte aproape de steaua lor și, prin urmare, supuse unui vânt stelar intens ca HD 209458 b ( Osiris ), să vadă straturile lor gazoase evaporându-se în întregime de-a lungul a miliarde de ani până când vor fi reduse la miezul lor metalic și stâncos. , ceea ce le-ar face planete de suprafață solidă de câteva mase terestre foarte asemănătoare ca aspect cu planetele terestre, dar care orbitează foarte aproape de suprafața stelei lor; pentru a distinge, pe de o parte, nucleele planetelor gazoase evaporate și, pe de altă parte, planetele telurice, ținând seama de geneza diferită a acestor două tipuri de stele, astfel de planete se numesc planete chtonice . Exoplanetele CoRoT-7b și Kepler-10b , acestea din urmă în jurul unei stele vechi de aproape 12 miliarde de ani, ar fi primele planete chtonice identificate.
Jupiterii fierbinți tind să fie „singuri”, în sensul în care stelele cu un Jupiter fierbinte au adesea însoțitori pe orbite largi, dar tind să nu aibă însoțitori planetari mai mici decât un factor de 2 sau 3 în ceea ce privește distanța orbitală. Singurele excepții cunoscute sunt WASP-47 , Kepler-730 și TOI-1130 .
Teoria sugerează că un Jupiter fierbinte probabil nu are luni , din cauza unei raze prea mici a Hill și a forțelor de maree ale stelei pe care o orbitează, ceea ce ar destabiliza orbita lunii. Posibil, și cu atât mai mult pentru o lună mai masivă. Deci, pentru majoritatea Jupiterilor fierbinți, orice satelit stabil ar fi un corp de mărimea unui mic asteroid . Cu toate acestea, observațiile WASP-12b sugerează că găzduiește cel puțin un exolun masiv.
Un Jupiter fierbinte și de scurtă durată are o perioadă orbitală mai mică de o zi și are o stea gazdă mai mică de aproximativ 1,25 de masă solară .
Cinci planete de scurtă durată au fost identificate în regiunea Căii Lactee cunoscută sub numele de bulb galactic . Jupiterele fierbinți de scurtă durată care se confirmă că există includ WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b și WASP-103b .
Unii dintre cei mai fierbinți Jupiteri fierbinți, având temperaturi în general peste 2.000 Kelvin ( 1.730 ° C ) și, prin urmare, perioade foarte scurte de revoluție de doar câteva zile sau mai puțin, sunt uneori denumiți Jupiter foarte fierbinți. Aceste planete supraîncălzite au în general un diametru relativ mare (fenomen de inflație termică ) și pot suferi evaporarea din atmosfera lor prin evacuare termică și foto-evaporare . Acest tip de planete nu există în sistemul solar, dar au fost detectate mai multe exemple în alte sisteme planetare , cum ar fi perioada ultra-scurtă de revoluție a planetei WASP-18 b , gigantul albastru HD 189733 b sau chiar CoRoT -1 b . Cu toate acestea, calificatorul imprecis al lui Jupiter foarte fierbinte a căzut în desuetudine, obiectele de acest tip fiind denumite în general pur și simplu drept Jupiter fierbinte, cu excepția cazului particular al lui Jupiter ultra-fierbinte (vezi secțiunea dedicată de mai jos).
De asemenea, la separări foarte mici sunt „planetele umflate”. In ordinea descoperirii, următoarele sunt cunoscute: HAT-P-1b , CoRoT-1b , TrES-4 , WASP- 12b , WASP-17b și Kepler-7b .
S-a descoperit că mai mulți Jupiteri fierbinți au orbite retrograde și acest lucru pune sub semnul întrebării teoriile despre formarea sistemelor planetare, deși, mai degrabă decât orbita unei planete care a fost tulburată, s-ar putea ca aceasta sau steaua însăși care s-a întors la începutul formării sistemului, datorită interacțiunilor dintre câmpul magnetic al stelei și discul de formare al sistemului planetar. Combinând noi observații cu date vechi, s-a constatat că mai mult de jumătate din toate Jupiterele fierbinți studiate aveau orbite nealiniate cu axa de rotație a stelelor gazdă și șase exoplanete din acest studiu aveau o mișcare retrogradă.
Cercetări recente au arătat că mai mulți Jupiteri fierbinți se află în sisteme nealiniate. Această dezaliniere poate fi legată de căldura fotosferei în care orbitează un Jupiter fierbinte. Există multe teorii oferite cu privire la motivele pentru care acest lucru s-ar putea întâmpla. O astfel de teorie implică disiparea mareelor și sugerează că există un singur mecanism pentru producerea Jupiterilor fierbinți și acest mecanism oferă o serie de oblicități. Stelele mai reci cu disipare mareică mai mare amortizează oblicitatea (motiv pentru care Jupiterele fierbinți care orbitează stelele mai reci sunt bine aliniate), în timp ce stelele mai calde nu diminuează oblicitatea (ceea ce explică de ce nealinierea observată).
S-a propus că, deși nu s-a găsit până acum o astfel de planetă, giganții gazoși care orbitează stelele gigantice roșii la distanțe similare cu Jupiter ar putea fi Jupiteri fierbinți datorită iradierii intense pe care ar primi-o de la stelele lor. Este foarte probabil ca în sistemul solar , Jupiter să devină un Jupiter fierbinte după ce Soarele se transformă într-un gigant roșu.
Jupiterii fierbinți care orbitează giganții roșii ar fi diferiți de cei ai stelelor secvenței principale pe orbită în mai multe moduri, inclusiv având capacitatea de a acumula material din vânturile stelare ale stelei gazdă și, presupunând o rotație rapidă (fără sincronă cu steaua) o temperatură mult mai uniformă distribuită, cu multe jeturi de bandă îngustă. Detectarea lor folosind metoda de tranzit ar fi mult mai dificilă datorită dimensiunii lor mici în raport cu stelele pe care le orbitează, precum și a timpului necesar (luni sau chiar ani) pentru ca cineva să își poată tranzita steaua și să fie eclipsat de aceasta .
Un Jupiter ultra-fierbinte este, conform definiției date de Taylor J. Bell și Nicolas B. Cowan în articolul lor din 2018, o „ exoplanetă gigantică de gaz unde temperatura este de 2200 Kelvin undeva pe planetă ” . Acest criteriu corespunde planetelor în care fracțiunea de dihidrogen (H 2) Thermolyzed este suficient pentru procesele de recombinare și disocierea H 2sunt factorii dominanți care influențează capacitățile lor termice . Pe partea de zi , atmosfera acestor planete seamănă astfel cu atmosfera stelelor . Potrivit lui Bell și Cowan, disocierea și recombinarea hidrogenului pot crește semnificativ transportul căldurii între părțile de zi și de noapte ale planetei. Pentru aceste planete, trebuie să se producă o disociere semnificativă a dihidrogenului pe partea de zi, puternic iradiată , transportând o parte din energia depusă pe partea de zi către partea de noapte, unde atomii de hidrogen se recombină în dihidrogen. Acest mecanism este astfel similar cu cel al căldurii latente .
: document utilizat ca sursă pentru acest articol.