Un Jupiter caldo (in inglese caldo Jupiter ), anche chiamato anche se raramente epistellar pianeta gioviano ( epistellar pianeta jovian ) o pegasid ( pegasid ), è un gigante gassoso pianeta di massa paragonabile o superiore a quella di Jupiter ( 1, 9 × 10 27 kg ) con una temperatura superiore a ~ 1000 Kelvin (~ 730 ° C ). I più caldi sono chiamati " Giove super caldo " .
Queste caratteristiche rendono questi pianeti le stelle più semplici da rilevare utilizzando il metodo della velocità radiale , poiché la loro vicinanza alla loro stella conferisce rapide oscillazioni radiali che sono facili da seguire dalla Terra .
Uno dei pianeti extrasolari simili a Giove più conosciuti è 51 Pegasi b , il primo pianeta extrasolare scoperto intorno a una stella simile al sole . HD 209458 b è un altro, noto per perdere da 100 a 500 milioni di tonnellate di idrogeno al secondo sotto l'effetto dell'intenso vento stellare della sua stella alla sua orbita di raggio di 0,047 UA .
Questi pianeti appartengono generalmente alla classe IV della classificazione Sudarsky , sebbene la loro composizione possa discostarsi in modo significativo dal paradigma, ad esempio come WASP-12b , la cui natura chimica è vicina a quella di un pianeta carbonioso .
L'esistenza di hot Jupiter - pianeti di tipo e il loro rilevamento da parte del metodo della velocità radiale spettroscopico sono state suggerite, come già nel 1952 , dal russo - americano astronomo Otto Struve ( 1897 - 1963 ).
Nel 1995 , il caldo Giove 51 Pegasi b è stato il primo esopianeta scoperto attorno a una stella simile al sole .
Nel 2001, il primo rilevamento di un'atmosfera di esopianeta è stato quello del caldo Giove HD 209458 b . Anche lì sono stati rilevati venti di 3 km / s.
Gli esopianeti caldi simili a Giove hanno una serie di caratteristiche in comune.
Ci sono due ipotesi per la formazione di Giove caldo: la formazione a grande distanza dalla stella ospite, seguita da una migrazione verso questa stella, e la formazione in situ, cioè alle distanze dove vengono scoperte. L'ipotesi di migrazione è favorita.
Ipotesi in situInvece di essere giganti gassosi che sono migrati all'interno del loro sistema planetario, in questa ipotesi, i nuclei caldi di Giove sono nati come super-Terre , che sono più comuni, che hanno aumentato il loro inviluppo di gas fino alla loro posizione attuale, diventando giganti gassosi in situ. Le super-Terre che forniscono i nuclei in questa ipotesi potrebbero essersi formate in situ oa distanze maggiori e aver subito una migrazione prima di acquisire il loro involucro gassoso.
Poiché le super-Terre spesso si trovano con compagni - cioè altri pianeti nel loro sistema - anche i Giove caldi formati in situ dovrebbero spesso averli. L'aumento di massa del caldo Giove che cresce localmente ha una serie di possibili effetti sui pianeti vicini. Se il caldo Giove mantiene un'eccentricità maggiore di 0,01, le risonanze secolari possono aumentare l'eccentricità di un pianeta compagno, che può causare una collisione con il caldo Giove. In questo caso, il cuore del caldo Giove sarebbe insolitamente massiccio. Se l' eccentricità del caldo Giove rimane bassa, anche le risonanze secolari possono influenzare l' inclinazione del compagno.
Tradizionalmente, il modello in situ non è favorito perché l'assemblaggio di nuclei massicci, che è necessario per tale formazione di un Giove caldo, richiede densità superficiali di solidi ≈ 10 4 g / cm 2 , o più. Al contrario, recenti indagini hanno scoperto che le regioni interne dei sistemi planetari sono spesso occupate da super-Terre.
Ipotesi di migrazioneNell'ipotesi della migrazione, un Giove caldo si forma oltre la linea del ghiaccio , da roccia, ghiaccio e gas attraverso l'accrescimento della formazione planetaria . Quindi, il pianeta migra all'interno del suo sistema stellare dove trova finalmente un'orbita stabile. È anche possibile che la migrazione sia stata più improvvisa a causa di una collisione con un altro pianeta in questo sistema, seguita dalla circolarizzazione dell'orbita da parte dell'interazione di marea con la stella.
Il meccanismo Kozai può anche influenzare l'orbita di un Giove caldo. Consiste in uno scambio di inclinazione per eccentricità , che si traduce in un'orbita da un perielio basso ad un'eccentricità elevata, in combinazione con l' attrito della marea . Richiede un corpo massiccio - un altro pianeta o un compagno stellare - in un'orbita più distante e inclinata; circa il 50% di Giove caldo ha compagni lontani di massa gioviana o più, il che può far sì che Giove caldo abbia un'orbita inclinata rispetto alla rotazione della stella.
Transizione al tipo ipotetico di pianeti ctoniciE 'possibile che tali pianeti, situati molto vicini alla loro stella e quindi soggetti ad un intenso vento stellare come HD 209458 b ( Osiride ), vedano i loro strati gassosi evaporare interamente nel corso di miliardi di anni fino a ridursi al loro nucleo metallico e roccioso , il che li renderebbe pianeti di superficie solida di poche masse terrestri molto simili nell'aspetto ai pianeti terrestri ma orbitanti molto vicino alla superficie della loro stella; per distinguere da un lato i nuclei dei pianeti gassosi evaporati e dall'altro i pianeti tellurici, tenendo conto della diversa genesi di questi due tipi di stelle, tali pianeti sono chiamati pianeti ctonici . Gli esopianeti CoRoT-7b e Kepler-10b , questi ultimi attorno a una stella di quasi 12 miliardi di anni, sarebbero i primi pianeti ctonici identificati.
Giove caldo tendono ad essere "solitari", nel senso che le stelle con un Giove caldo spesso hanno compagni in orbite ampie, ma tendono a non avere compagni planetari vicini meno di un fattore di 2 o 3 in termini di distanza orbitale. Le uniche eccezioni note sono WASP-47 , Kepler-730 e TOI-1130 .
La teoria suggerisce che un Giove caldo probabilmente non ha lune , a causa del raggio di collina troppo piccolo e delle forze di marea della stella su cui orbita, il che destabilizzerebbe l'orbita di una luna, possibile, e ancora di più per una luna più massiccia. Quindi, per la maggior parte dei Giove caldi, qualsiasi satellite stabile sarebbe un corpo delle dimensioni di un piccolo asteroide . Tuttavia, le osservazioni di WASP-12b suggeriscono che ospita almeno una massiccia esoluna .
Un Giove caldo e di breve durata ha un periodo orbitale inferiore a un giorno e una stella ospite di massa solare inferiore a circa 1,25 .
Cinque pianeti di breve durata sono stati identificati nella regione della Via Lattea nota come bulbo galattico . Giove caldi e di breve durata conosciuti includono WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b e WASP-103b .
Alcuni dei Giove più caldi, con temperature generalmente superiori a 2.000 Kelvin ( 1.730 ° C ) e quindi periodi di rivoluzione molto brevi di pochi giorni o meno, sono talvolta indicati come Giove molto caldo. Questi pianeti surriscaldati hanno generalmente un diametro relativamente grande (fenomeno di inflazione termica ) e possono subire l' evaporazione dalla loro atmosfera per fuga termica e fotoevaporazione . Questo tipo di pianeti non esiste nel Sistema Solare, ma sono stati rilevati diversi esempi in altri sistemi planetari , come il brevissimo periodo di rivoluzione del pianeta WASP-18 b , il gigante blu HD 189733 bo anche CoRoT -1 b . Il qualificatore impreciso di Giove molto caldo è tuttavia caduto in disuso, oggetti di questo tipo vengono generalmente indicati semplicemente come Giove caldo tranne nel caso particolare di Giove ultra caldo (vedere la sezione dedicata sotto).
Anche a separazioni molto piccole si trovano i "pianeti gonfi". In ordine di scoperta, sono noti il seguente: HAT-P-1b , CoRoT-1b , TrES-4 , WASP- 12b , WASP-17b e Kepler-7b .
È stato scoperto che diversi Giove caldi hanno orbite retrograde e questo mette in discussione le teorie sulla formazione dei sistemi planetari, sebbene, piuttosto che l'orbita di un pianeta che era disturbato, potrebbe essere che questa o la stella stessa si sia capovolta al inizio della formazione del sistema, dovuto alle interazioni tra il campo magnetico della stella e il disco di formazione del sistema planetario. Combinando nuove osservazioni con vecchi dati, è stato scoperto che più della metà di tutti i Giove caldi studiati aveva orbite disallineate con l'asse di rotazione delle loro stelle ospiti e sei esopianeti in questo studio avevano un movimento retrogrado.
Ricerche recenti hanno rivelato che diversi Giove caldi si trovano in sistemi disallineati. Questo disallineamento può essere correlato al calore della fotosfera in cui orbita un Giove caldo. Ci sono molte teorie offerte sul motivo per cui questo potrebbe accadere. Una di queste teorie implica una dissipazione delle maree e suggerisce che esiste un solo meccanismo per produrre Giove caldi e questo meccanismo fornisce una gamma di obliquità. Le stelle più fredde con una maggiore dissipazione della marea smorzano l'obliquità (motivo per cui i Giove caldi in orbita attorno a stelle più fredde sono ben allineati), mentre le stelle più calde non smorzano l'obliquità (il che spiega perché il disallineamento osservato).
È stato proposto che, sebbene finora non sia stato trovato alcun pianeta del genere, i giganti gassosi che orbitano attorno a stelle giganti rosse a distanze simili a Giove potrebbero essere Giove caldi a causa dell'intensa irradiazione che riceverebbero dalle loro stelle. È molto probabile che nel sistema solare , Giove diventerà un Giove caldo dopo che il Sole si sarà trasformato in una gigante rossa.
I caldi Giove in orbita attorno alle giganti rosse sarebbero diversi da quelli delle stelle della sequenza principale in orbita in diversi modi, incluso avere la capacità di accumulare materiale dai venti stellari della loro stella ospite e, assumendo una rotazione rapida (non sincrona alla stella) una temperatura molto più uniformemente distribuita con molti getti a banda stretta. Il loro rilevamento utilizzando il metodo del transito sarebbe molto più difficile a causa delle loro piccole dimensioni in relazione alle stelle che orbitano, così come del tempo necessario (mesi o addirittura anni) per poter transitare sulla loro stella ed essere eclissati da essa .
Un ultra-hot Jupiter è, secondo la definizione data da Taylor J. Bell e Nicolas B. Cowan nel loro 2018 articolo, un " gigante gassoso exoplanet dove la temperatura è 2.200 Kelvin qualche parte sul pianeta " . Questo criterio corrisponde ai pianeti in cui la frazione di diidrogeno (H 2) termolizzato è sufficiente per i processi di ricombinazione e dissociazione di H 2sono i fattori dominanti che influenzano le loro capacità termiche . Sul lato diurno , l' atmosfera di questi pianeti assomiglia quindi all'atmosfera delle stelle . Secondo Bell e Cowan, la dissociazione e la ricombinazione dell'idrogeno possono aumentare significativamente il trasporto di calore tra il lato diurno e quello notturno del pianeta. Per questi pianeti deve avvenire una significativa dissociazione dell'idrogeno dal lato giorno, fortemente irradiato , trasportando parte dell'energia depositata dal lato giorno al lato notte, dove gli atomi di idrogeno si ricombinano in idrogeno. Questo meccanismo è quindi simile a quello del calore latente .
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