Gorący Jowisz - Hot Jupiter

Wrażenie artysty HD 188753 b , gorącego Jowisza

Gorące Jowisze to klasa gazowych gigantycznych egzoplanet, które są fizycznie podobne do Jowisza, ale mają bardzo krótkie okresy orbitalne ( P < 10 dni ). Bliskie sąsiedztwo ich gwiazd i wysokie temperatury powierzchniowe atmosfery spowodowały, że nazwano ją „gorącymi Jowiszami”.

Gorące Jowisze są najłatwiejszymi planetami pozasłonecznymi do wykrycia metodą prędkości radialnych , ponieważ oscylacje, które indukują w ruchu swoich gwiazd macierzystych, są stosunkowo duże i szybkie w porównaniu z innymi znanymi typami planet. Jednym z najbardziej znanych gorących Jowiszów jest 51 Pegasi b . Odkryta w 1995 roku, była pierwszą pozasłoneczną planetą krążącą wokół gwiazdy podobnej do Słońca . 51 Pegasi b ma okres orbitalny około 4 dni.

Ogólna charakterystyka

Gorące Jowisze (wzdłuż lewej krawędzi, w tym większość planet wykrytych metodą tranzytów , oznaczone czarnymi kropkami) odkryte do 2 stycznia 2014 r.
Gorący Jowisz z ukrytą wodą

Chociaż wśród gorących jowiszów istnieje różnorodność, mają one pewne wspólne właściwości.

  • Charakterystyczne dla nich są duże masy i krótkie okresy orbitalne, obejmujące 0,36–11,8 mas Jowisza i 1,3–111 ziemskich dni. Masa nie może być większa niż około 13,6 mas Jowisza, ponieważ wtedy ciśnienie i temperatura wewnątrz planety byłyby wystarczająco wysokie, aby spowodować fuzję deuteru , a planeta byłaby brązowym karłem .
  • Większość ma prawie kołowe orbity (małe mimośrody ). Uważa się, że ich orbity są zaokrąglane przez perturbacje z pobliskich gwiazd lub sił pływowych . To, czy pozostaną na tych kołowych orbitach przez długi czas, czy zderzają się z ich gwiazdami macierzystymi, zależy od sprzężenia ich ewolucji orbitalnej i fizycznej, które są powiązane poprzez rozpraszanie energii i deformację pływową.
  • Wiele z nich ma niezwykle niską gęstość. Najniższa zmierzona tak daleko, że Tres-4 w 0,222 g / cm 3 . Duże promienie gorących Jowiszów nie są jeszcze w pełni poznane, ale uważa się, że rozszerzone otoczki można przypisać wysokiemu napromieniowaniu gwiazd, wysokiemu zaczernieniu atmosfery, możliwym wewnętrznym źródłom energii i orbitom wystarczająco zbliżonym do swoich gwiazd dla zewnętrznych warstw planet przekroczyć limit Roche'a i zostać wyciągniętym dalej na zewnątrz.
  • Zazwyczaj są one zablokowane pływowo, z jedną stroną zawsze zwróconą w stronę swojej gwiazdy macierzystej.
  • Prawdopodobnie mają ekstremalne i egzotyczne atmosfery ze względu na krótkie okresy, stosunkowo długie dni i blokadę pływową .
  • Modele dynamiki atmosferycznej przewidują silne rozwarstwienie pionowe z intensywnymi wiatrami i superwirującymi strumieniami równikowymi napędzanymi przez wymuszanie radiacyjne oraz przenoszenie ciepła i pędu. Najnowsze modele przewidują również różne burze (wiry), które mogą mieszać swoje atmosfery i przenosić gorące i zimne regiony gazu.
  • Przewiduje się, że różnica temperatur między dniem a nocą w fotosferze będzie znaczna, około 500 K dla modelu opartego na HD 209458b .
  • Wydaje się, że są one bardziej powszechne wokół gwiazd typu F i G, a mniej wokół gwiazd typu K. Gorące Jowisze wokół czerwonych karłów są bardzo rzadkie. Uogólnienia dotyczące rozmieszczenia tych planet muszą uwzględniać różne odchylenia obserwacyjne, ale generalnie ich występowanie maleje wykładniczo w funkcji absolutnej wielkości gwiazdowej.

Formacja i ewolucja

Istnieją dwie ogólne szkoły myślenia o pochodzeniu gorących jowiszów: formacja na odległość, po której następuje migracja do wewnątrz oraz formacja in situ na odległościach, z których są obecnie obserwowane. Przeważającym poglądem jest formacja poprzez migrację orbitalną.

Migracja

W hipotezie migracji gorący Jowisz formuje się poza linią mrozu , ze skał, lodu i gazów poprzez metodę akrecji jądra planetarnego . Planeta następnie migruje do wnętrza gwiazdy, gdzie ostatecznie tworzy stabilną orbitę. Planeta mogła płynnie migrować do wewnątrz poprzez migrację orbitalną typu II . Mogła też migrować gwałtowniej z powodu rozpraszania grawitacyjnego na ekscentrycznych orbitach podczas spotkania z inną masywną planetą, po czym nastąpiła cyrkulacja i kurczenie się orbit z powodu interakcji pływowych z gwiazdą. Orbita gorącego Jowisza mogła również zostać zmieniona przez mechanizm Kozai , powodując zamianę nachylenia na ekscentryczność, co skutkuje orbitą o wysokim ekscentryczności i niskim peryhelium, w połączeniu z tarciem pływowym. Wymaga to masywnego ciała — innej planety lub gwiezdnego towarzysza — na bardziej odległej i nachylonej orbicie; około 50% gorących Jowiszów ma odległych mas Jowisza lub większych towarzyszy, którzy mogą opuścić gorącego Jowisza z orbitą nachyloną w stosunku do rotacji gwiazdy.

Migracja typu II ma miejsce w fazie mgławicy słonecznej , tj. gdy gaz jest nadal obecny. Energetyczne fotony gwiazdowe i silne wiatry gwiazdowe w tym czasie usuwają większość pozostałej mgławicy. Migracja przez inny mechanizm może nastąpić po utracie dysku gazowego.

Na miejscu

Zamiast być gazowymi olbrzymami, które migrowały do ​​wewnątrz, według alternatywnej hipotezy jądra gorących Jowiszów zaczęły być bardziej powszechnymi superziemiami, które akreowały swoje gazowe otoczki w swoich obecnych lokalizacjach, stając się gazowymi olbrzymami in situ . Superziemie zapewniające rdzenie w tej hipotezie mogły powstać in situ lub na większych odległościach i przejść migrację przed uzyskaniem otoczki gazowej. Ponieważ superziemie często znajdują się z towarzyszami, można oczekiwać , że gorące jowisze uformowane in situ również będą miały towarzyszy. Wzrost masy lokalnie rosnącego, gorącego Jowisza ma szereg możliwych skutków dla sąsiednich planet. Jeśli gorący Jowisz utrzymuje ekscentryczność większą niż 0,01, rozległe rezonanse świeckie mogą zwiększyć ekscentryczność planety towarzyszącej, powodując jej zderzenie z gorącym Jowiszem. W tym przypadku jądro gorącego Jowisza byłoby niezwykle duże. Jeśli mimośród gorącego Jowisza pozostanie mały, rozległe rezonanse świeckie mogą również przechylić orbitę towarzysza. Tradycyjnie, in situ sposób konglomerat jest niekorzystne, ponieważ montaż masywnych rdzeni, które są niezbędne dla tworzenia gorących Jowiszami wymaga gęstości powierzchniowych stałych ≈ 10 4 g / cm 2 , lub większe. Ostatnie badania wykazały jednak, że wewnętrzne obszary układów planetarnych są często zajmowane przez planety typu super-Ziemia. Jeśli te superziemie powstały na większych odległościach i migrowały bliżej, powstawanie gorących jowiszów in situ nie jest całkowicie in situ .

Straty atmosferyczne

Jeśli atmosfera gorącego Jowisza zostanie oderwana w wyniku ucieczki hydrodynamicznej , jego jądro może stać się planetą chtoniczną . Ilość gazu usuniętego z zewnętrznych warstw zależy od wielkości planety, gazów tworzących otoczkę, odległości orbitalnej od gwiazdy i jasności gwiazdy. W typowym układzie gazowy olbrzym krążący z prędkością 0,02 AU wokół swojej gwiazdy macierzystej traci 5-7% swojej masy podczas swojego życia, ale orbitowanie bliżej niż 0,015 AU może oznaczać wyparowanie znacznie większego ułamka masy planety. Nie znaleziono jeszcze takich obiektów i nadal są one hipotetyczne.

Porównanie egzoplanet „gorącego Jowisza” (koncepcja artysty).
Od lewego górnego rogu do prawego dolnego: WASP-12b , WASP-6b , WASP-31b , WASP-39b , HD 189733b , HAT-P-12b , WASP-17b , WASP-19b , HAT-P-1b i HD 209458b .

Planety ziemskie w układach z gorącymi Jowiszami

Symulacje wykazały, że migracja planety wielkości Jowisza przez wewnętrzny dysk protoplanetarny (obszar między 5 a 0,1 AU od gwiazdy) nie jest tak destrukcyjna, jak oczekiwano. Ponad 60% materiałów dysku stałego w tym regionie jest rozproszonych na zewnątrz, w tym planetozymale i protoplanety , co pozwala na odtworzenie się dysku formującego planety w ślad za gazowym gigantem. W symulacji, po przejściu gorącego Jowisza i ustabilizowaniu się jego orbity na poziomie 0,1 AU, w strefie nadającej się do zamieszkania mogły powstać planety o masie do dwóch mas Ziemi . Ze względu na mieszanie się materiału wewnętrznego układu planetarnego z materiałem zewnętrznego układu planetarnego spoza linii mrozu, symulacje wykazały, że planety ziemskie, które powstały po przejściu gorącego Jowisza, byłyby szczególnie bogate w wodę. Według badań z 2011 roku, gorące Jowisze mogą stać się planetami zaburzonymi podczas migracji do wewnątrz; może to wyjaśniać obfitość „gorących” planet o rozmiarach Ziemi do Neptuna w odległości 0,2 AU od ich gwiazdy macierzystej.

Jednym z przykładów tego rodzaju systemów jest WASP-47 . W strefie nadającej się do zamieszkania znajdują się trzy planety wewnętrzne i zewnętrzny olbrzym gazowy. Najbardziej wewnętrzna planeta, WASP-47e, to duża ziemska planeta o masie 6,83 mas Ziemi i 1,8 promienia Ziemi; gorący Jowisz, b, jest trochę cięższy od Jowisza, ale ma około 12,63 promienia Ziemi; końcowy gorący Neptun c ma 15,2 masy Ziemi i 3,6 promienia Ziemi. Podobną architekturę orbitalną wykazuje również system Kepler-30.

Orbita wsteczna

Stwierdzono, że kilka gorących Jowiszów ma orbity wsteczne , w przeciwieństwie do tego, czego można by oczekiwać od większości teorii dotyczących formowania się planet, chociaż możliwe jest, że sama gwiazda przewróciła się na wczesnym etapie formowania się ich układu z powodu interakcji między polem magnetycznym gwiazdy. i dysku tworzącego planetę, a nie zakłóceniu orbity planety. Łącząc nowe obserwacje ze starymi danymi, odkryto, że ponad połowa wszystkich badanych gorących Jowiszów ma orbity, które są niedopasowane do osi obrotu ich gwiazd macierzystych, a sześć egzoplanet w tym badaniu ma ruch wsteczny.

Ostatnie badania wykazały, że kilka gorących Jowiszów znajduje się w nierównych układach. Ta niewspółosiowość może być związana z ciepłem fotosfery, wokół której krąży gorący Jowisz. Istnieje wiele proponowanych teorii wyjaśniających, dlaczego tak się dzieje. Jedna z takich teorii obejmuje rozpraszanie pływów i sugeruje, że istnieje jeden mechanizm wytwarzania gorących jowiszów, a mechanizm ten daje szereg odchyleń. Chłodniejsze gwiazdy o większym rozproszeniu pływowym tłumią nachylenie (wyjaśniając, dlaczego gorące Jowisze krążące wokół chłodniejszych gwiazd są dobrze wyrównane), podczas gdy gorętsze gwiazdy nie tłumią nachylenia (wyjaśniając obserwowaną niewspółosiowość).

Ultragorące Jowisze

Ultragorące jowisze to gorące jowisze o temperaturze dziennej powyżej 2200 K. W takich dziennych atmosferach większość cząsteczek dysocjuje na atomy składowe i krąży na nocną stronę, gdzie ponownie łączą się w molekuły.

Jednym z przykładów jest TOI-1431b, ogłoszony przez University of Southern Queensland w kwietniu 2021 r., którego okres orbitalny wynosi zaledwie dwa i pół dnia. Jej temperatura za dnia wynosi 2700 K (2427 °C), co czyni ją gorętszą niż 40% gwiazd w naszej galaktyce. Temperatura w nocy wynosi 2600 K (2300 °C).

Planety o ultrakrótkim okresie

Planety ultrakrótkookresowe (USP) to klasa planet o okresach orbitalnych poniżej jednego dnia i występują tylko wokół gwiazd o masie mniejszej niż około 1,25 masy Słońca .

Potwierdzone tranzytujące gorące Jowisze, które mają okresy orbitalne krótsze niż jeden dzień, obejmują WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b i WASP-103b.

Puffy planet

Gazowe olbrzymy o dużym promieniu i bardzo małej gęstości są czasami nazywane „puffy planet” lub „gorącymi Saturnami”, ponieważ ich gęstość jest podobna do gęstości Saturna . Puffy orbita planety blisko swoich gwiazdek , tak że upał od gwiazdy w połączeniu z ogrzewaniem wewnętrznym wewnątrz planety pomogą napompować do atmosfery . Metodą tranzytów wykryto sześć planet o dużym promieniu i małej gęstości . W kolejności odkrycia są to: HAT-P-1b , COROT-1b , TrES-4 , WASP-12b , WASP-17b i Kepler-7b . Niektóre gorące Jowisze wykryte metodą prędkości radialnych mogą być planetami opuchniętymi. Większość z tych planet znajduje się w pobliżu lub poniżej masy Jowisza, ponieważ bardziej masywne planety mają silniejszą grawitację, utrzymując je w przybliżeniu w rozmiarach Jowisza. Rzeczywiście, gorące Jowisze o masach poniżej Jowisza i temperaturach powyżej 1800 Kelwinów są tak napompowane i nadęte, że wszystkie znajdują się na niestabilnych ścieżkach ewolucyjnych, które ostatecznie prowadzą do przepełnienia Roche-Lobe oraz parowania i utraty atmosfery planety.

Nawet biorąc pod uwagę ogrzewanie powierzchni gwiazdy, wiele tranzytujących gorących Jowiszów ma większy promień niż oczekiwano. Może to być spowodowane interakcją między wiatrami atmosferycznymi a magnetosferą planety, która wytwarza prąd elektryczny przez planetę, który ją podgrzewa , powodując jej rozszerzanie. Im gorętsza planeta, tym większa jonizacja atmosfery, a tym samym większa wielkość oddziaływania i większy prąd elektryczny, co prowadzi do większego ogrzewania i rozszerzania się planety. Ta teoria zgadza się z obserwacją, że temperatura planety jest skorelowana z powiększonymi promieniami planet.

Księżyce

Badania teoretyczne sugerują, że gorące Jowisze prawdopodobnie nie będą miały księżyców , zarówno ze względu na małą sferę Hilla, jak i siły pływowe gwiazd, wokół których krążą, które destabilizowałyby orbitę każdego satelity, przy czym ten ostatni proces jest silniejszy w przypadku większych księżyców. Oznacza to, że dla większości gorących Jowiszów stabilne satelity byłyby małymi ciałami wielkości asteroid . Co więcej, fizyczna ewolucja gorących Jowiszów może zadecydować o ostatecznym losie ich księżyców: zatrzymać je w półasymptotycznych półosiach wielkich lub wyrzucić z układu, w którym mogą podlegać innym nieznanym procesom. Mimo to obserwacje WASP-12b sugerują, że okrąża go co najmniej 1 duży egzoksiężyc .

Gorące Jowisze wokół czerwonych olbrzymów

Zaproponowano, że gazowe olbrzymy krążące wokół czerwonych olbrzymów w odległościach podobnych do Jowisza mogą być gorącymi Jowiszami ze względu na intensywne napromieniowanie, jakie otrzymałyby od swoich gwiazd. Jest bardzo prawdopodobne, że w Układzie Słonecznym Jowisz stanie się gorącym Jowiszem po przekształceniu Słońca w czerwonego olbrzyma. Niedawne odkrycie gazowych olbrzymów o szczególnie niskiej gęstości krążących wokół czerwonych olbrzymów potwierdza tę teorię.

Gorące Jowisze krążące wokół czerwonych olbrzymów różniłyby się od tych krążących wokół gwiazd ciągu głównego pod wieloma względami, przede wszystkim możliwością akrecji materii z wiatrów gwiazdowych ich gwiazd oraz, przy założeniu szybkiej rotacji (nie pływowo powiązanej z ich gwiazdami), znacznie bardziej równomiernie rozprowadzane ciepło dzięki wielu wąskim strumieniom. Ich wykrycie metodą tranzytów byłoby znacznie trudniejsze ze względu na ich niewielkie rozmiary w porównaniu z gwiazdami, wokół których krążą, a także długi czas (miesiące, a nawet lata) potrzebny na przejście swojej gwiazdy, a także zakrycie przez nią. .

Interakcje gwiazda-planeta

Badania teoretyczne prowadzone od 2000 roku sugerowały, że "gorące Jowisze" mogą powodować zwiększone rozbłyski z powodu interakcji pól magnetycznych gwiazdy i jej orbitującej egzoplanety lub z powodu sił pływowych między nimi. Efekty te nazywane są „interakcjami gwiazda-planeta” lub SPI. System HD 189733 jest najlepiej zbadanym systemem egzoplanet, w którym uważano, że ten efekt występuje.

W 2008 roku zespół astronomów po raz pierwszy opisał, w jaki sposób egzoplaneta krążąca wokół HD 189733 A osiąga określone miejsce na swojej orbicie, powodując zwiększone rozbłyski gwiazd . W 2010 roku inny zespół odkrył, że za każdym razem, gdy obserwują egzoplanetę w określonej pozycji na jej orbicie, wykrywają również rozbłyski rentgenowskie . W 2019 roku astronomowie przeanalizowali dane z Arecibo Observatory , MOST i Automated Photoelectric Telescope, a także historycznych obserwacji gwiazdy w zakresie fal radiowych, optycznych, ultrafioletowych i rentgenowskich, aby zbadać te twierdzenia. Odkryli, że poprzednie twierdzenia były przesadzone, a gwiazda macierzysta nie wykazywała wielu cech jasności i widmowych związanych z rozbłyskami gwiazdowymi i aktywnymi obszarami słonecznymi , w tym plamami słonecznymi. Ich analiza statystyczna wykazała również, że wiele rozbłysków gwiezdnych jest widocznych niezależnie od położenia egzoplanety, co obala wcześniejsze twierdzenia. Pola magnetyczne gwiazdy macierzystej i egzoplanety nie wchodzą w interakcję i nie uważa się już, że układ ten ma „oddziaływanie gwiazda-planeta”. Niektórzy badacze sugerowali również, że HD 189733 akreuje lub ściąga materię ze swojej orbitującej egzoplanety w tempie podobnym do tego, jakie można znaleźć wokół młodych protogwiazd w układach gwiezdnych T Tauri . Późniejsza analiza wykazała, że ​​z „gorącego Jowisza” powstało bardzo mało gazu, jeśli w ogóle w ogóle.

Zobacz też

Dalsza lektura

Bibliografia

Zewnętrzne linki