Heta Jupiter

Konstnärens intryck av en het Jupiter

Heta Jupiters (kallas ibland heta Saturner ) är en klass av gasjätte exoplaneter som antas vara fysiskt lika Jupiter men som har mycket korta omloppsperioder ( P < 10 dagar ). Närheten till deras stjärnor och höga yt-atmosfärstemperaturer resulterade i deras informella namn "heta Jupiters".

Heta Jupiters är de enklaste extrasolära planeterna att upptäcka via radialhastighetsmetoden, eftersom svängningarna de inducerar i sina moderstjärnors rörelse är relativt stora och snabba jämfört med andra kända typer av planeter. En av de mest kända heta Jupiters är 51 Pegasi b . Upptäcktes 1995 och var den första extrasolära planet som hittats kretsar kring en solliknande stjärna . 51 Pegasi b har en omloppstid på cirka 4 dagar.

Generella egenskaper

Heta Jupiters (längs vänster kant, inklusive de flesta planeter som upptäckts med transitmetoden , indikerade med svarta prickar) upptäcktes fram till 2 januari 2014
Het Jupiter med dolt vatten

Även om det finns mångfald bland heta Jupiters, delar de vissa gemensamma egenskaper.

  • Deras avgörande egenskaper är deras stora massor och korta omloppsperioder, som spänner över 0,36–11,8 Jupitermassor och 1,3–111 jorddagar. Massan kan inte vara större än ungefär 13,6 Jupitermassor eftersom trycket och temperaturen inuti planeten då skulle vara tillräckligt högt för att orsaka deuteriumfusion , och planeten skulle vara en brun dvärg .
  • De flesta har nästan cirkulära banor (låga excentriciteter ). Man tror att deras banor är cirkulära av störningar från närliggande stjärnor eller tidvattenkrafter . Huruvida de förblir i dessa cirkulära banor under långa tidsperioder eller kolliderar med sina värdstjärnor beror på kopplingen mellan deras omloppsbana och fysiska evolution, som är relaterade genom förlust av energi och tidvattendeformation.
  • Många har ovanligt låga densiteter. Den lägsta uppmätt hittills är den för TrES-4b vid 0,222 g/cm 3 . De stora radierna av heta Jupiters är ännu inte helt klarlagda men man tror att de expanderade höljena kan tillskrivas hög stjärnbestrålning, höga atmosfäriska opaciteter, möjliga interna energikällor och banor tillräckligt nära deras stjärnor för planeternas yttre skikt att överskrida sin Roche-gräns och dras längre utåt.
  • Vanligtvis är de tidvattenlåsta, med ena sidan alltid vänd mot sin värdstjärna.
  • De kommer sannolikt att ha extrem och exotisk atmosfär på grund av deras korta perioder, relativt långa dagar och tidvattenlåsning .
  • Atmosfäriska dynamikmodeller förutsäger stark vertikal skiktning med intensiva vindar och superroterande ekvatorialstrålar som drivs av strålningskraft och överföring av värme och momentum. Nya modeller förutsäger också en mängd olika stormar (virvlar) som kan blanda sina atmosfärer och transportera varma och kalla områden av gas.
  • Temperaturskillnaden dag-natt vid fotosfären förutspås vara betydande, cirka 500 K för en modell baserad på HD 209458b .
  • De verkar vara vanligare runt stjärnor av F- och G-typ och mindre så runt stjärnor av K-typ . Heta Jupiters runt röda dvärgar är mycket sällsynta. Generaliseringar om fördelningen av dessa planeter måste ta hänsyn till de olika observationsbiaserna, men i allmänhet minskar deras prevalens exponentiellt som en funktion av den absoluta stjärnstorleken.

Bildning och evolution

Det finns tre skolor angående det möjliga ursprunget till heta Jupiters. En möjlighet är att de bildades på plats på de avstånd som de för närvarande observeras på. En annan möjlighet är att de bildades på avstånd men senare vandrade inåt. En sådan positionsförskjutning kan uppstå på grund av interaktioner med gas och damm under solnebulosans fas. Det kan också uppstå som ett resultat av ett nära möte med ett annat stort föremål som destabiliserar en Jupiters bana.

Migration

I migrationshypotesen bildas en varm Jupiter bortom frostlinjen, från sten, is och gaser via kärnansamlingsmetoden för planetbildning . Planeten vandrar sedan inåt till stjärnan där den så småningom bildar en stabil bana. Planeten kan ha migrerat inåt smidigt via typ II orbital migration. Eller så kan den ha migrerat mer plötsligt på grund av gravitationsspridning till excentriska banor under ett möte med en annan massiv planet, följt av cirkulariseringen och krympningen av banorna på grund av tidvatteninteraktioner med stjärnan. En het Jupiters omloppsbana kunde också ha ändrats via Kozai-mekanismen , vilket orsakade ett utbyte av lutning mot excentricitet vilket resulterade i en låg perihelion med hög excentricitet, i kombination med tidvattenfriktion. Detta kräver en massiv kropp – en annan planet eller en stjärnkompanjon – på en mer avlägsen och lutande bana; ungefär 50 % av heta Jupiters har avlägsna Jupiter-massa eller större följeslagare, som kan lämna den heta Jupiter med en bana som lutar i förhållande till stjärnans rotation.

Typ II-migrationen sker under solnebulosans fas, dvs när gas fortfarande finns närvarande. Energiska stjärnfotoner och starka stjärnvindar tar vid denna tid bort det mesta av den återstående nebulosan. Migrering via den andra mekanismen kan ske efter förlusten av gasskivan.

På plats

Istället för att vara gasjättar som migrerade inåt, började kärnorna i de heta Jupiters i en alternativ hypotes som vanligare superjordar som samlade sina gashöljen på sina nuvarande platser och blev gasjättar på plats . Superjordarna som tillhandahåller kärnorna i denna hypotes kunde ha bildats antingen in situ eller på större avstånd och har genomgått migration innan de förvärvade sina gashöljen. Eftersom superjordar ofta hittas med följeslagare, kan de heta Jupiter som bildas in situ också förväntas ha följeslagare. Ökningen av massan av den lokalt växande heta Jupiter har ett antal möjliga effekter på närliggande planeter. Om den heta Jupiter bibehåller en excentricitet som är större än 0,01, kan svepande sekulära resonanser öka excentriciteten hos en följesplanet, vilket får den att kollidera med den heta Jupiter. Kärnan i den heta Jupiter skulle i detta fall vara ovanligt stor. Om den heta Jupiters excentricitet förblir liten kan de svepande sekulära resonanserna också luta följeslagarens omloppsbana. Traditionellt in situ -moden av konglomerering missgynts eftersom sammansättningen av massiva kärnor, som är nödvändig för bildandet av heta Jupiters, kräver ytdensiteter av fasta ämnen ≈ 10 4 g /cm 2 eller större. Nyligen genomförda undersökningar har emellertid funnit att planetsystemens inre regioner ofta är upptagna av planeter av superjordtyp. Om dessa superjordar bildades på större avstånd och migrerade närmare, är bildandet av in situ heta Jupiters inte helt in situ .

Atmosfärisk förlust

Om atmosfären i en het Jupiter tas bort via hydrodynamisk flykt , kan dess kärna bli en chtonisk planet . Mängden gas som avlägsnas från de yttersta lagren beror på planetens storlek, gaserna som bildar höljet, omloppsavståndet från stjärnan och stjärnans ljusstyrka. I ett typiskt system förlorar en gasjätte som kretsar med 0,02 AU runt sin moderstjärna 5–7 % av sin massa under sin livstid, men att kretsa närmare än 0,015 AU kan innebära avdunstning av en väsentligt större del av planetens massa. Inga sådana föremål har hittats ännu och de är fortfarande hypotetiska.

Jämförelse av "heta Jupiter" exoplaneter (konstnärskoncept).
Uppifrån vänster till nedre höger: WASP-12b , WASP-6b , WASP-31b , WASP-39b , HD 189733b , HAT-P-12b , WASP-17b , WASP-19b , HAT-P-1b och HD 209458b .

Jordiska planeter i system med heta Jupiters

Simuleringar har visat att migrationen av en planet i Jupiterstorlek genom den inre protoplanetariska skivan (området mellan 5 och 0,1 AU från stjärnan) inte är så destruktiv som förväntat. Mer än 60 % av de fasta skivmaterialen i den regionen är utspridda utåt, inklusive planetesimaler och protoplaneter , vilket gör att den planetbildande skivan kan reformeras i gasjättens kölvatten. I simuleringen kunde planeter upp till två jordmassor bildas i den beboeliga zonen efter att den heta Jupiter passerat och dess omloppsbana stabiliserats vid 0,1 AU. På grund av blandningen av material från det inre planetariska systemet med material från det yttre planetsystemet från bortom frostlinjen, visade simuleringar att de markplaneter som bildades efter en het Jupiters passage skulle vara särskilt vattenrika. Enligt en studie från 2011 kan heta Jupiters bli störda planeter medan de migrerar inåt; detta kan förklara ett överflöd av "heta" planeter i jordstorlek till Neptunus-storlek inom 0,2 AU från deras värdstjärna.

Ett exempel på den här typen av system är WASP-47 . Det finns tre inre planeter och en yttre gasjätte i den beboeliga zonen. Den innersta planeten, WASP-47e, är en stor jordbunden planet med 6,83 jordmassor och 1,8 jordradier; den heta Jupiter, b, är lite tyngre än Jupiter, men omkring 12,63 jordradier; en sista varm Neptunus, c, är 15,2 jordmassor och 3,6 jordradier. En liknande orbital arkitektur visas också av Kepler-30-systemet.

Felinriktade banor

Flera heta Jupiters, som HD 80606 b , har banor som är felinriktade med sina värdstjärnor, inklusive flera med retrograda banor som HAT-P-14b . Denna felinställning kan vara relaterad till värmen från fotosfären som den heta Jupiter kretsar kring. Det finns många föreslagna teorier om varför detta kan inträffa. En sådan teori involverar tidvattenavledning och antyder att det finns en enda mekanism för att producera heta Jupiters och denna mekanism ger en rad snedställningar. Kallare stjärnor med högre tidvattenförlust dämpar snedställningen (förklarar varför heta Jupiters kretsar kring kallare stjärnor är väl inriktade) medan hetare stjärnor inte dämpar snedställningen (förklarar den observerade snedställningen). En annan teori är att värdstjärnan ibland ändrar rotation tidigt i sin evolution, snarare än att omloppsbanan ändras.

Ultraheta Jupiters

Ultraheta Jupiters är heta Jupiters med en dagtemperatur högre än 2 200 K. I sådana dagsatmosfärer dissocierar de flesta molekyler till sina beståndsdelar och cirkulerar till nattsidan där de åter kombineras till molekyler.

Ett exempel är TOI-1431b, som tillkännagavs av University of Southern Queensland i april 2021, som har en omloppstid på bara två och en halv dag. Dess dagtemperatur är 2 700 K (2 427 °C), vilket gör den varmare än 40 % av stjärnorna i vår galax. Natttemperaturen är 2 600 K (2 300 °C).

Planeter med ultrakort period

Huvudartikel: Ultra-kort period planet

Ultra-short period planets (USP) är en klass av planeter med omloppsperioder under ett dygn och förekommer endast runt stjärnor med mindre än cirka 1,25 solmassor .

Bekräftade transiterande heta Jupiters som har omloppsperioder på mindre än ett dygn inkluderar WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b och WASP-103b .

Pösiga planeter

Gasjättar med en stor radie och mycket låg densitet kallas ibland "pösiga planeter" eller "heta Saturner", på grund av att deras densitet liknar Saturnus . Pösiga planeter kretsar nära sina stjärnor så att den intensiva värmen från stjärnan i kombination med inre uppvärmning inom planeten kommer att hjälpa till att blåsa upp atmosfären . Sex planeter med låg densitet med stor radie har upptäckts med transitmetoden . I upptäcktsordning är de: HAT-P-1b , COROT-1b , TrES-4 , WASP-12b , WASP-17b och Kepler-7b . Vissa heta Jupiters som upptäcks med radialhastighetsmetoden kan vara pösiga planeter. De flesta av dessa planeter är runt eller under Jupiters massa eftersom mer massiva planeter har starkare gravitation och håller dem på ungefär Jupiters storlek. I själva verket är heta Jupiters med massor under Jupiter, och temperaturer över 1800 Kelvin, så uppblåsta och utblåsta att de alla befinner sig på instabila evolutionära vägar som så småningom leder till Roche-Lobe-översvämning och avdunstning och förlust av planetens atmosfär.

Även när man tar hänsyn till ytvärme från stjärnan har många transiterande heta Jupiters en större radie än förväntat. Detta kan orsakas av interaktionen mellan atmosfäriska vindar och planetens magnetosfär som skapar en elektrisk ström genom planeten som värmer upp den och får den att expandera. Ju varmare planeten är, desto större är atmosfärisk jonisering, och därmed desto större är växelverkan och desto större elektrisk ström, vilket leder till mer uppvärmning och expansion av planeten. Denna teori matchar observationen att planettemperaturen är korrelerad med uppblåsta planetariska radier.

Månar

Teoretisk forskning tyder på att heta Jupiters sannolikt inte kommer att ha månar , på grund av både en liten kullesfär och tidvattenkrafterna från stjärnorna de kretsar kring, vilket skulle destabilisera alla satelliters omloppsbana, den senare processen är starkare för större månar. Detta betyder att för de flesta heta Jupiters skulle stabila satelliter vara små kroppar av asteroidstorlek . Vidare kan den fysiska utvecklingen av heta Jupiters bestämma deras månars slutliga öde: stoppa dem i semiasymptotiska semi-major-axlar, eller kasta ut dem från systemet där de kan genomgå andra okända processer. Trots detta tyder observationer av WASP-12b på att den kretsar runt av minst en stor exomoon .

Heta Jupiters runt röda jättar

Det har föreslagits att gasjättar som kretsar kring röda jättar på avstånd som liknar Jupiters avstånd kan vara heta Jupiters på grund av den intensiva bestrålningen de skulle få från sina stjärnor. Det är mycket troligt att Jupiter i solsystemet kommer att bli en varm Jupiter efter omvandlingen av solen till en röd jätte. Den senaste upptäckten av gasjättar med särskilt låg densitet som kretsar kring röda jättestjärnor stödjer denna teori.

Heta Jupiters som kretsar kring röda jättar skulle skilja sig från de som kretsar i huvudsekvensstjärnor på ett antal sätt, framför allt möjligheten att samla material från stjärnornas stjärnvindar och, om man antar en snabb rotation (ej tidvattenlåst till sina stjärnor), en mycket mer jämnt fördelad värme med många smalbandiga strålar. Deras upptäckt med hjälp av transitmetoden skulle vara mycket svårare på grund av deras ringa storlek jämfört med stjärnorna de kretsar kring, såväl som den långa tid som behövs (månader eller till och med år) för en att passera sin stjärna såväl som att bli ockulterad av den .

Interaktioner mellan stjärna och planet

Teoretisk forskning sedan 2000 antydde att "heta Jupiters" kan orsaka ökad utblossning på grund av interaktionen mellan stjärnans magnetfält och dess kretsande exoplanet, eller på grund av tidvattenkrafter mellan dem. Dessa effekter kallas "stjärna–planetinteraktioner" eller SPI. HD 189733- systemet är det bäst studerade exoplanetsystemet där denna effekt ansågs inträffa.

År 2008 beskrev ett team av astronomer för första gången hur exoplaneten som kretsar runt HD 189733 A når en viss plats i sin omloppsbana, orsakar ökad utblossning av stjärnor . År 2010 upptäckte ett annat team att varje gång de observerade exoplaneten vid en viss position i dess omloppsbana, upptäckte de också röntgenstrålar . Under 2019 analyserade astronomer data från Arecibo Observatory , MOST och Automated Photoelectric Telescope, förutom historiska observationer av stjärnan vid radio-, optiska, ultravioletta och röntgenvåglängder för att undersöka dessa påståenden. De fann att de tidigare påståendena var överdrivna och värdstjärnan misslyckades med att visa många av ljusstyrkan och spektrala egenskaper som är förknippade med stjärnutblossande och solaktiva områden , inklusive solfläckar. Deras statistiska analys fann också att många stjärnflammor ses oavsett exoplanetens position, och avfärdar därför de tidigare påståendena. De magnetiska fälten hos värdstjärnan och exoplaneten samverkar inte, och detta system tros inte längre ha en "stjärna-planetinteraktion". Vissa forskare hade också föreslagit att HD 189733 samlar ihop, eller drar, material från sin kretsande exoplanet i en hastighet som liknar den som finns runt unga protostjärnor i T Tauri-stjärnsystem . Senare analys visade att mycket lite, om någon, gas ansamlades från den "heta Jupiter"-kamraten.

Se även

Vidare läsning

externa länkar

Hämtad från " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Hot_Jupiter&oldid=1139722746 "