Hot Jupiter

Hot Jupiter

Horké Jupitery jsou třídou plynných obřích exoplanet , o kterých se předpokládá, že jsou fyzicky podobné Jupiteru , ale které mají velmi krátké oběžné doby ( P < 10 dní ). Těsná blízkost jejich hvězd a vysoké teploty povrchu-atmosféry vedly k přezdívce "horké Jupitery".

Horké Jupitery jsou nejsnáze detekovatelné extrasolární planety pomocí metody radiální rychlosti , protože oscilace, které vyvolávají v pohybu jejich mateřských hvězd, jsou relativně velké a rychlé ve srovnání s oscilacemi jiných známých typů planet. Jedním z nejznámějších horkých Jupiterů je 51 Pegasi b . Byla objevena v roce 1995 a byla to první extrasolární planeta nalezená obíhající kolem hvězdy podobné Slunci . 51 Pegasi b má oběžnou dobu asi 4 dny.

Obecná charakteristika

Horké Jupitery (podél levého okraje, včetně většiny planet detekovaných pomocí tranzitní metody , označené černými tečkami) objeveny do 2. ledna 2014 Horký Jupiter se skrytou vodou [3]

Přestože mezi horkými Jupitery existuje rozmanitost, sdílejí některé společné vlastnosti.

• Jejich definujícími charakteristikami jsou jejich velké hmotnosti a krátké oběžné doby, které zahrnují 0,36-11,8 hmotnosti Jupitera a 1,3-111 pozemských dnů.Hmotnost nemůže být větší než přibližně 13,6 hmotnosti Jupiteru, protože pak by tlak a teplota uvnitř planety byly dostatečně vysoké, aby způsobily fúzi deuteria , a planeta by byla hnědým trpaslíkem .
• Většina z nich má téměř kruhové dráhy (nízké excentricity ). Předpokládá se, že jejich oběžné dráhy jsou cirkularizovány poruchami blízkých hvězd nebo slapovými silami . Zda zůstanou na těchto kruhových drahách po dlouhou dobu, nebo se srazí se svými hostitelskými hvězdami, závisí na spojení jejich orbitálního a fyzického vývoje, které spolu souvisí prostřednictvím disipace energie a slapové deformace.
• Mnohé mají neobvykle nízkou hustotu. Dosud naměřená nejnižší hodnota je u TrES-4 0,222 g/ cm3 .Velké poloměry horkých Jupiterů nejsou dosud plně objasněny, ale předpokládá se, že rozšířené obálky lze přičíst vysokému ozáření hvězd, vysokým atmosférickým opacitám, možným vnitřním zdrojům energie a oběžným drahám dostatečně blízko u jejich hvězd pro vnější vrstvy. planet, aby překročily svůj Rocheův limit a byly vytaženy dále ven.
• Obvykle jsou slapově uzamčeny, přičemž jedna strana je vždy obrácena ke své hostitelské hvězdě.
• Pravděpodobně budou mít extrémní a exotickou atmosféru kvůli jejich krátkým obdobím, relativně dlouhým dnům a přílivovému uzamčení .
• Modely dynamiky atmosféry předpovídají silnou vertikální stratifikaci s intenzivními větry a superrotujícími rovníkovými výtrysky poháněnými radiační silou a přenosem tepla a hybnosti. Nedávné modely také předpovídají různé bouře (víry), které mohou míchat jejich atmosféry a transportovat horké a studené oblasti plynu.
• Předpovídá se, že teplotní rozdíl den-noc ve fotosféře bude značný, přibližně 500 K pro model založený na HD 209458b .
• Zdá se, že jsou častější u hvězd typu F a G a méně u hvězd typu K. Horké Jupitery kolem červených trpaslíků jsou velmi vzácné. [14] Zobecnění o rozložení těchto planet musí brát v úvahu různé pozorovací zkreslení, ale obecně jejich prevalence klesá exponenciálně jako funkce absolutní hvězdné velikosti.

Vznik a evoluce

Existují dva obecné myšlenkové směry týkající se původu horkých Jupiterů: formace na dálku následovaná migrací dovnitř a formace in-situ ve vzdálenostech, ve kterých jsou aktuálně pozorováni. Převládající názor je formace prostřednictvím orbitální migrace.

Migrace

V migrační hypotéze se horký Jupiter tvoří za hranicí mrazu z horniny, ledu a plynů prostřednictvím metody akrece jádra při formování planet . Planeta poté migruje dovnitř ke hvězdě, kde nakonec vytvoří stabilní oběžnou dráhu.Planeta mohla plynule migrovat dovnitř prostřednictvím orbitální migrace typu II .Nebo mohla migrovat náhleji v důsledku gravitačního rozptylu na excentrické dráhy během setkání s jinou hmotnou planetou, po které následovala cirkularizace a zmenšování drah v důsledku slapových interakcí s hvězdou. Také dráha horkého Jupiteru mohla být změněna pomocí Kozaiova mechanismu, což způsobuje záměnu sklonu za excentricitu, což vede k vysoké excentricitě nízké periheliové oběžné dráze v kombinaci se slapovým třením. To vyžaduje masivní těleso - jinou planetu nebo hvězdného společníka - na vzdálenější a nakloněné dráze; přibližně 50 % horkých Jupiterů má vzdálenou hmotnost Jupitera nebo větší společníky, kteří mohou horkému Jupiteru opustit dráhu nakloněnou vzhledem k rotaci hvězdy.

K migraci typu II dochází během fáze sluneční mlhoviny , tj. když je stále přítomen plyn. Energetické hvězdné fotony a silné hvězdné větry v této době odstraňují většinu zbývající mlhoviny. K migraci prostřednictvím jiného mechanismu může dojít po ztrátě plynového disku.

In situ

Namísto toho, aby se jednalo o plynné obry, kteří migrovali dovnitř, v alternativní hypotéze jádra horkých Jupiterů začala jako běžnější super-Země , které akretovaly své plynové obálky na jejich současných místech a staly se plynnými obry in situ . Superzemě poskytující jádra v této hypotéze se mohly vytvořit buď in situ, nebo na větší vzdálenosti a prošly migrací, než získaly své plynové obálky. Vzhledem k tomu, že superzemě se často vyskytují se společníky, dalo by se očekávat, že horké Jupitery vzniklé in situ budou mít také společníky. Nárůst hmotnosti lokálně rostoucího horkého Jupiteru má řadu možných dopadů na sousední planety. Pokud si horký Jupiter zachová excentricitu větší než 0,01, zametánísekulární rezonance mohou zvýšit excentricitu doprovodné planety a způsobit její srážku s horkým Jupiterem. Jádro horkého Jupiteru by v tomto případě bylo neobvykle velké. Pokud excentricita horkého Jupiteru zůstane malá, rozsáhlé sekulární rezonance by také mohly naklonit oběžnou dráhu společníka. Tradičně byl režim konglomerace in situ znevýhodněn, protože sestavení masivních jader, které je nezbytné pro vznik horkých Jupiterů, vyžaduje povrchové hustoty pevných látek ≈ 10 4 g/cm 2 nebo větší. Nedávné průzkumy však zjistily, že vnitřní oblasti planetárních systémů jsou často obsazeny planetami typu super-Země. Pokud se tyto superzemě formovaly na větší vzdálenosti a migrovaly blíže, formování horkých Jupiterů in situ není zcela in situ .

Atmosférická ztráta

Pokud je atmosféra horkého Jupiteru odstraněna hydrodynamickým únikem , jeho jádro se může stát chtonskou planetou . Množství plynu odstraněného z nejvzdálenějších vrstev závisí na velikosti planety, plynech tvořících obal, orbitální vzdálenosti od hvězdy a svítivosti hvězdy. V typickém systému plynný obr obíhající ve vzdálenosti 0,02 AU kolem své mateřské hvězdy ztratí během svého života 5-7 % své hmoty, ale obíhající blíže než 0,015 AU může znamenat odpaření podstatně větší části hmotnosti planety.Žádné takové objekty nebyly dosud nalezeny a jsou stále hypotetické.

Srovnání exoplanet "horký Jupiter" (umělecký koncept).Zleva nahoře doprava dole: WASP-12b , WASP-6b , WASP-31b , WASP-39b , HD 189733b , HAT-P-12b , WASP-17b , WASP-19b , HAT-P-1b a HD 209458b

Terestrické planety v systémech s horkými Jupitery

Simulace ukázaly, že migrace planety velikosti Jupitera vnitřním protoplanetárním diskem (oblast mezi 5 a 0,1 AU od hvězdy) není tak destruktivní, jak se očekávalo. Více než 60 % materiálů pevných disků v této oblasti je rozptýleno směrem ven, včetně planetesimál a protoplanet , což umožňuje disku tvořícím planetu reformovat se v důsledku plynného obra. [30] V rámci simulace se v obyvatelné zóně mohly zformovat planety o hmotnosti až dvou Zemípoté, co tudy prošel horký Jupiter a jeho dráha se ustálila na 0,1 AU. Kvůli smíchání materiálu vnitřního planetárního systému s materiálem vnějšího planetárního systému za hranicí mrazu simulace ukázaly, že pozemské planety, které vznikly po průchodu horkého Jupitera, budou obzvláště bohaté na vodu. Podle studie z roku 2011 se z horkých Jupiterů mohou stát narušené planety při migraci dovnitř; to by mohlo vysvětlit množství "žhavých" planet velikosti Země až Neptun v okruhu 0,2 AU od jejich hostitelské hvězdy.

Jedním z příkladů těchto druhů systémů je systém WASP-47 . V obyvatelné zóně jsou tři vnitřní planety a vnější plynný obr. Nejvnitřnější planeta, WASP-47e, je velká terestrická planeta o hmotnosti 6,83 hmotnosti Země a 1,8 poloměru Země; horký Jupiter, b, je o něco těžší než Jupiter, ale má asi 12,63 poloměrů Země; konečný horký Neptun, c, má hmotnost 15,2 hmotnosti Země a 3,6 poloměru Země. Podobnou orbitální architekturu vykazuje také systém Kepler-30.

Retrográdní oběžná dráha

Bylo zjištěno, že několik horkých Jupiterů má retrográdní oběžné dráhy , což je v příkrém rozporu s tím, co by se dalo očekávat od většiny teorií o formování planet, i když je možné, že samotná hvězda se převrátila v rané fázi formování jejich soustavy v důsledku interakcí mezi planetami. magnetické pole hvězdy a planetární disk, spíše než aby byla narušena oběžná dráha planety. Kombinací nových pozorování se starými daty bylo zjištěno, že více než polovina všech studovaných horkých Jupiterů má oběžné dráhy, které jsou nesouosé s rotační osou jejich mateřských hvězd, a šest exoplanet v této studii má retrográdní pohyb.

Nedávný výzkum zjistil, že několik horkých Jupiterů je v nesprávně zarovnaných systémech.Tato nesouosost může souviset s teplem fotosféry, kolem které horký Jupiter obíhá. Existuje mnoho navrhovaných teorií, proč by k tomu mohlo dojít. Jedna z takových teorií zahrnuje disipaci přílivu a odlivu a navrhuje, že existuje jediný mechanismus pro produkci horkých Jupiterů a tento mechanismus poskytuje řadu šikmých vlastností. Chladnější hvězdy s vyšší slapovou ztrátou tlumí šikmou polohu (vysvětluje, proč jsou horké Jupitery obíhající kolem chladnějších hvězd dobře zarovnány), zatímco teplejší hvězdy šikmou polohu netlumí (vysvětluje pozorovanou odchylku).

Ultra horké Jupitery

Ultra-horké Jupitery jsou horké Jupitery s denní teplotou vyšší než 2 200 K. V takových denních atmosférách se většina molekul disociuje na své základní atomy a cirkuluje na noční stranu, kde se znovu rekombinují na molekuly.

Jedním z příkladů je TOI-1431b, oznámený University of Southern Queensland v dubnu 2021, který má oběžnou dobu jen dva a půl dne. Jeho denní teplota je 2 700 K (2 427 °C), díky čemuž je teplejší než 40 % hvězd v naší galaxii. Noční teplota je 2 600 K (2 300 °C).

Planety s ultrakrátkým obdobím

Hlavní článek: Planeta s ultrakrátkým obdobím

Planety s ultrakrátkou periodou (USP) jsou třídou planet s oběžnými dobami kratšími než jeden den a vyskytují se pouze kolem hvězd o hmotnosti menší než 1,25 hmotnosti Slunce.

Mezi potvrzené tranzitující horké Jupitery, které mají oběžné doby kratší než jeden den, patří WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b a WASP-103b.

Nafouklé planety

Plynní obři s velkým poloměrem a velmi nízkou hustotou se někdy nazývají "nafouklé planety" nebo "horké Saturny", protože jejich hustota je podobná hustotě Saturnu . Nafouklé planety obíhají blízko svých hvězd , takže intenzivní teplo z hvězdy v kombinaci s vnitřním ohřevem uvnitř planety pomůže nafouknout atmosféru . Tranzitní metodou bylo detekováno šest planet s nízkou hustotou o velkém poloměru . V pořadí objevu jsou to: HAT-P-1b , COROT-1b , TrES-4 , WASP-12b , WASP-17b a Kepler-7b . Některé horké Jupitery detekované metodou radiální rychlosti mohou být nafouklé planety. Většina z těchto planet je kolem nebo pod hmotou Jupiteru, protože hmotnější planety mají silnější gravitaci, která je udržuje na zhruba velikosti Jupitera. Horké Jupitery s hmotností pod Jupiterem a teplotami nad 1800 Kelvinů jsou skutečně tak nafouknuté a nafouknuté, že jsou všechny na nestabilních evolučních drahách, které nakonec vedou k přetečení Roche-Lobe a vypařování a ztrátě atmosféry planety.

I když vezmeme v úvahu povrchový ohřev od hvězdy, mnoho tranzitujících horkých Jupiterů má větší poloměr, než se očekávalo. To by mohlo být způsobeno interakcí mezi atmosférickými větry a magnetosférou planety, která vytváří elektrický proud přes planetu , který ji zahřívá a způsobuje její expanzi. Čím je planeta teplejší, tím větší je ionizace atmosféry, a tedy větší velikost interakce a větší elektrický proud, což vede k většímu zahřívání a rozpínání planety. Tato teorie odpovídá pozorování, že planetární teplota je v korelaci s nafouknutými poloměry planet.

Měsíce

Teoretický výzkum naznačuje, že horké Jupitery pravděpodobně nebudou mít měsíce , a to jak kvůli malé Hillově kouli , tak kvůli slapovým silám hvězd, které obíhají, což by destabilizovalo oběžnou dráhu jakéhokoli satelitu, přičemž druhý proces je silnější u větších měsíců. To znamená, že pro většinu horkých Jupiterů by stabilními satelity byla malá tělesa velikosti asteroidu . Fyzická evoluce horkých Jupiterů navíc může určit konečný osud jejich měsíců: zastavit je v semi-asymptotických semihlavních osách nebo je vysunout ze systému, kde mohou podstoupit další neznámé procesy. Navzdory tomu pozorování WASP-12bnaznačují, že ji obíhá alespoň 1 velký exoměsíc .

Horké Jupitery kolem červených obrů

Bylo navrženo, že plynní obři obíhající kolem červených obrů ve vzdálenostech podobných té Jupiteru by mohli být horkými Jupitery kvůli intenzivnímu záření, které by dostávali od svých hvězd. Je velmi pravděpodobné, že ve sluneční soustavě se Jupiter po přeměně Slunce v červeného obra stane horkým Jupiterem. Nedávný objev plynných obrů s obzvláště nízkou hustotou obíhajících kolem hvězd červených obrů tuto teorii podporuje.

Horké Jupitery obíhající kolem rudých obrů by se od těch obíhajících hvězd hlavní posloupnosti lišily v mnoha ohledech, zejména v možnosti akrece materiálu z hvězdných větrů jejich hvězd a za předpokladu rychlé rotace (ne slapové vazby ke svým hvězdám) mnohem rovnoměrněji distribuované teplo s mnoha úzkopásmovými tryskami. Jejich detekce pomocí tranzitní metody by byla mnohem obtížnější kvůli jejich malé velikosti ve srovnání s hvězdami, kolem kterých obíhají, a také kvůli dlouhé době (měsíce nebo dokonce roky), aby člověk prošel svou hvězdou a byl jí zakryt.

Interakce hvězda-planeta

Teoretický výzkum od roku 2000 naznačoval, že "horké Jupitery" mohou způsobit zvýšené vzplanutí v důsledku interakce magnetických polí hvězdy a její obíhající exoplanety nebo v důsledku slapových sil mezi nimi. Tyto efekty se nazývají "interakce hvězda-planeta" nebo SPI. Systém HD 189733 je nejlépe prozkoumaným systémem exoplanet, kde se předpokládalo, že k tomuto efektu dochází.

V roce 2008 tým astronomů poprvé popsal, jak když exoplaneta obíhající HD 189733 A dosáhne určitého místa na své oběžné dráze, způsobí zvýšené vzplanutí hvězd . V roce 2010 jiný tým zjistil, že pokaždé, když pozorují exoplanetu na určité pozici na její oběžné dráze, zaznamenal také rentgenové záblesky. V roce 2019 astronomové analyzovali data z observatoře Arecibo , MOST a Automated Photoelectric Telescope, kromě historických pozorování hvězdy na rádiových, optických, ultrafialových a rentgenových vlnových délkách, aby tato tvrzení prozkoumali. Zjistili, že předchozí tvrzení byla přehnaná a hostitelská hvězda nevykazovala mnoho jasností a spektrálních charakteristik spojených se vzplanutím hvězd a slunečním zářením.aktivní oblasti , včetně slunečních skvrn. Jejich statistická analýza také zjistila, že mnoho hvězdných erupcí je vidět bez ohledu na polohu exoplanety, což vyvrací dřívější tvrzení. Magnetická pole hostitelské hvězdy a exoplanety neinteragují a tento systém již nemá "interakci hvězda-planeta". Někteří badatelé také předpokládali, že HD 189733 narůstá neboli tahá materiál ze své obíhající exoplanety rychlostí podobnou té, která se vyskytuje u mladých protohvězd v hvězdných systémech T Tauri . Pozdější analýza ukázala, že ze společníka "horkého Jupitera" se nahromadilo velmi málo plynu, pokud vůbec nějaký.