Hot Jupiter

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen
Kënschtleresch Duerstellung vum Exoplanéiten HD 209458b (Osiris) viru sengem Stär

Hot Jupiter (lëtzebuergesch: Waarme Jupiter) bezeechent eng Klass vun Exoplanéiten, déi eng Mass hunn, déi ähnlech ass wéi déi vum Jupiter (1,9 × 1027 kg) oder nach méi grouss ass. Hie gëtt duerch seng no Distanz zu sengem Stär staark opgeheizt.

Am Verglach zu de Verhältnesser an eisem Sonnesystem kreesen dës Gasplanéiten hire Stär net an enger mëttlerer Distanz vu 5 Astronomeschen Eenheeten, mä nëmmen op enger Distanz vu ronn 0,05 AE. Domat ass Distanz zum Stär nëmme ronn 1/8 (12,5 %) vum Ofstand tëscht dem Merkur an der Sonn, wouduerch si eng dementspriechend héich Uewerflächentemperatur (etlech honnert Kelvin) opweisen.

Beispiller sinn 51 Pegasi b (Bellerophon), HD 209458 b (Osiris) an d'Exoplanéiten an de Systemer HD 195019 an HD 189733.

Eegeschaften[änneren | Quelltext änneren]

Hot Jupiters (laanscht de lénke Rand), déi bis den 31. August 2004 entdeckt goufen. Rout Punkte = duerch Transit entdeckt; blo Punkte = duerch Moessung vun der Radialvitesse entdeckt. Courtesy NASA/JPL-Caltech.

Waarm Jupiter weisen etlech Gläichheeten op:

  • D'Wahrscheinlechkeet, en Duerchgank vun der Äerd aus z'observéieren, ass e bëssi méi héich wéi bei Planéiten mat méi héijem Orbit.
  • Duerch déi staark Insolatioun (Sonnastralung) hunn si eng méi niddreg Dicht wéi dëst normalerweis de Fall wär. Dat huet Auswirkungen op d'Bestëmmung vum Duerchmiessers, well duerch d'Randverdonkelung während dem Transit d'An- an d'Austrëttsgrenze méi schwéier ze bestëmme sinn.
  • Bei alle Planéite vun dësem Typ gëtt dovun ausgaangen, datt si eréischt méi spéit an hir därzäiteg Ëmlafbunn kommen (Migratioun), well op enger sou kuerzer Distanz zum Zentralstär net genuch Material konnt sinn, fir e Planéit vu sou enger Mass ze formen.
  • Hir Ëmlafbunnnen weisen eng kleng Exzentrizitéit op. Grond dofir ass d'Libratioun. Si ass och dofir verantwortlech, datt d'Planéiten hir Rotatioun mat der Ëmrondung vum Zentralstär synchroniséieren an dofir ëmmer mat derselwechter Säit zum Stär weisen (gebonne Rotatioun).
  • Si kommen bei de sonnenoen F, G an K-Zwergen nëmme mat enger Wahrscheinlechkeet vun 1,2 % op a sinn domat ganz rar. Dogéint dierften ronn 25 % vun de metallräiche sonnenoe Stäre, Exoplanéiten hunn.
  • Hot Jupiter gi mat enger klenger Wahrscheinlechkeet ëm Ënnerrise fonnt. Dës Stäre sinn déi éischt Entwécklungsphas no den F, G an K-Zwerge déi d'Haaptrei verlooss hunn a sech opgrond vu Schuelebrennen a Rout Risen ëmwandelen. Wahrscheinlech ginn d'Hot Jupiter duerch Gezäitekraaften zerstéiert.
  • D'Ëmlafdauer vun den Hot Jupiter läit tëscht engem bis fënnef Deeg, woubäi hir Mass ganz rar méi wéi 2 Jupitermassen ass
  • D'Bunnachs vun den Hot Jupiter läit heefeg net um Rotatiounsniveau vum Stär. Dëst ka mat Hëllef vu Stäreflecke observéiert ginn, déi sech lues iwwer d'Uewerfläch vum Stär beweegen. Kënnt et zu enger Bedeckung vum Stärefleck duerch e Planéit, féiert dat zu engem déiwe Minimum. Wären d'Rotatiounsachs vum Stär an Ëmlafbunn vum Planéit zoueneen ausgeriicht, sou géif sech dës Bedeckungen widerhuelen. Dat ass normalerweis bei aneren Exoplanéiten de Fall, während dëst bei Hot Jupitere nëmme ganz rar virkënnt. Dofir dierft d'Bunn vun Hot Jupitere duerch Streeung mat anere Planéite beaflosst gi sinn, well ugeholl gëtt, datt bei der Genesis vun de Planéitebunne um Rotatiounsplang vun hirem Zentralstär leien.
  • Etlech Hot Jupiter kreesen ëm hire Stär op enger Distanz vu nëmmen engem Stäreradius. Dës Exoplanéite sinn vun ausgedeente Gaswolleke ëmginn, déi sech iwwer d'Roche-Grenzvolumen erstrecken. D'Gasplanéite ginn duerch de Stärewand ablativ erodéiert an déi intensiv Stralung erhëtzt hir Atmosphär souwäit, datt d'Brownsche Beweegung d'Gravitatiounspotential vum Planéit iwwerschrëtt.
  • Bei Hot Jupitere mat engem Bunnradius vu manner wéi 0,08 AE sinn d'Duerchmiesser vun de Gasrise vill méi grouss wéi nëmmen duerch den Afall vun elektromagnéitescher Stralung ze erwaarde wär. Entweder späicheren d'Planéite aus net bekannte Grënn ganz gutt Wärmt oder et gëtt eng zousätzlech onbekannt Energiequell vu bis zu 1027 erg/s.
  • An hirer enker Bunn ëm hire Stär erhéijen Hot Jupitere deem seng Rotatiounsvitesse duerch Gezäiteneffekter. Déi héich Rotatiounsvitesse léisst déi magnéitesch Aktivitéit vum Stär a Form vu Stäreflecke a Flares klammen. Dat erschwéiert d'Observatioun vun den Hot Jupiter an d'Altersbestëmmung vun de Planéitesystemer, well d'Rotatiounsvitesse vun Eenzelstäreein e gudden Altersindikator ass.

Hot Jupiters sinn déi Exoplanéiten, déi am liichtesten duerch Miessung vun der Radialvitesse ze entdecken sinn. Duerch hir enk Ëmkreesung ruffen si eng am Verglach zu anere Planéite ganz staark a séier Oszillatioun vum Zentralstär ervir.

Entwécklung[änneren | Quelltext änneren]

Theoretesch Berechnungen leeë no, datt Gasrise no bei der Äislinn entstinn, déi bei de meeschte Stäre op enger Distanz vun e puer astronomeschen Eenheete läit. Dêst gëtt och duerch Observatiounen ënnerstëtzt, wouno keng Hot Jupiter bei jonke Stäre kuerz no der Opléisung vun der protoplanetarescher Scheif fonnt goufen. Bei ville Hot Jupitere ass d'Bunnachs géint d'Rotatiounsachs vum Zentralstär gebéit. Dofir gëtt dovun ausgegaangen, datt d'Planéiten aus hirer Ufanksbunn erausgestreet goufen. Dat kann duerch Interaktioun mat der protoplanetarescher Scheif oder engem anere Planéit geschitt sinn. Déi dobäi entstoend staark elliptesch Bunn gëtt duerch Gezäitenkraafte uschléissend zirkulariséiert. Wahrscheinlech sinn vill Bunnen vun Hot Jupitere net laangfristeg stabil an duerch d'Darwin-Instabilitéit oder dem Kozai-Effet kënnten d'Gasplanéite mam Zentralstär verschmëlzen. D'Verschmëlzen géif als eng Liichtkräfteg Rout Nova observéiert ginn an déi geschate Quote vun engem Mergerburst aus engem Hot Jupiter läit bei engem Event all 10 Joer an der Mëllechstrooss.

Alternativ Usätz ginn dovun aus, datt d'Gasplanéite duerch Reiwung an der zirkumstellarer Scheif Dréimoment verléieren an no banne wanderen. Dës Beweegung kënnt an enger enken Bunn ëm den Zentralstär zum Erleien, well de bannenzege Beräich vun der Scheif bei jonke stellaren Objeten scho vu Material befreit ass oder well Gezäitewellen tëscht dem Stär an dem Planéit eng weider Aproche verhënnertern.

Déi physikalesch Eegeschaften vun den Hot Jupiter sinn ziemlech ënnerschiddlech. Besonnesch hunn etlech grouss Radien an eng kleng mëttlel Dicht, während aner Hot Jupiter en dichte Kär hunn. Dës Ënnerscheeder kënnten d'Resultat vun Zesummestéiss vun Gasplanéite mat äerdähnleche Gestengsplanéite sinn. Bei der Wanderung vum Gasplanéit an seng enk Bunn kënnten aner Planéite opgesammelt ginn an déi beim Zesummenstouss fräigesaten Energie géif zu engem staarken Uwuessen vum Gasplanéiteradius féieren. Faalen d'Reschter vum Gestengsplanéit an den Kär vum Gasplanéit, sou féiert déi méi staark Gravitatiounskraaft nom Ofkillen vun der Atmosphär vum Planéit zu enger Kontraktioun.

Kuckt och[änneren | Quelltext änneren]

Saturn 01.svg Portal Astronomie