stringtranslate.com

Горячий Юпитер

Впечатление художника: горячий Юпитер, вращающийся вокруг своей звезды.

Горячие Юпитеры (иногда называемые горячими Сатурнами ) — это класс экзопланет газовых гигантов , которые, как предполагается, физически похожи на Юпитер , но имеют очень короткие орбитальные периоды ( P < 10 дней ). [1] Непосредственная близость к звездам и высокие температуры приземной атмосферы привели к их неофициальному названию «горячие Юпитеры». [2]

Горячие Юпитеры — внесолнечные планеты, которые легче всего обнаружить с помощью метода лучевых скоростей , поскольку колебания, которые они вызывают в движении своих родительских звезд, относительно большие и быстрые по сравнению с колебаниями других известных типов планет. Один из самых известных горячих Юпитеров — 51 Пегаса b . Обнаруженная в 1995 году, это была первая внесолнечная планета, вращающаяся вокруг звезды , подобной Солнцу . 51 Pegasi b имеет орбитальный период около 4 дней. [3]

Общие характеристики

Горячие Юпитеры (вдоль левого края, включая большинство планет, обнаруженных транзитным методом , обозначены черными точками), открытые до 2 января 2014 г.
Горячий Юпитер со скрытой водой [4]

Хотя среди горячих юпитеров существует разнообразие, у них есть некоторые общие свойства.

Формирование и эволюция

Существует три школы мысли относительно возможного происхождения горячих Юпитеров. Одна из возможностей состоит в том, что они образовались in situ на тех расстояниях, на которых они наблюдаются в настоящее время. Другая возможность состоит в том, что они сформировались на расстоянии, но позже мигрировали внутрь. Такое смещение положения могло произойти из-за взаимодействия с газом и пылью во время фазы солнечной туманности . Это также могло произойти в результате близкого столкновения с другим крупным объектом, дестабилизирующим орбиту Юпитера. [3] [17] [18]

Миграция

Согласно миграционной гипотезе, горячий Юпитер формируется за пределами линии замерзания из горных пород, льда и газов посредством метода аккреции ядра при формировании планет . Затем планета мигрирует внутрь звезды, где в конечном итоге образует стабильную орбиту. [19] [20] Планета, возможно, плавно мигрировала внутрь посредством орбитальной миграции типа II . [21] [22] Или же она могла мигрировать более внезапно из-за гравитационного рассеяния на эксцентричные орбиты во время встречи с другой массивной планетой, за которой последовала циркуляризация и сжатие орбит из-за приливных взаимодействий со звездой. Орбита горячего Юпитера также могла быть изменена с помощью механизма Козаи , что привело к замене наклона на эксцентриситет, что привело к образованию орбиты с низким перигелием с высоким эксцентриситетом в сочетании с приливным трением. Для этого требуется массивное тело — другая планета или звездный спутник — на более далекой и наклонной орбите; примерно 50% горячих Юпитеров имеют далекие спутники массы Юпитера или более крупные, которые могут покинуть горячий Юпитер с орбитой, наклоненной относительно вращения звезды. [23]

Миграция типа II происходит во время фазы солнечной туманности , т.е. когда газ еще присутствует. Энергичные звездные фотоны и сильные звездные ветры в это время удаляют большую часть оставшейся туманности. [24] Миграция по другому механизму может произойти после потери газового диска.

На месте

Вместо того, чтобы быть газовыми гигантами, которые мигрировали внутрь, согласно альтернативной гипотезе, ядра горячих Юпитеров начинались как более распространенные суперземли , которые аккрецировали свои газовые оболочки в своих нынешних местоположениях, становясь газовыми гигантами на месте . Суперземли, составляющие ядра в этой гипотезе, могли сформироваться либо на месте , либо на больших расстояниях и подвергнуться миграции, прежде чем приобрести газовые оболочки. Поскольку суперземли часто встречаются со спутниками, можно ожидать, что горячие Юпитеры, образовавшиеся на месте, также будут иметь спутников. Увеличение массы локально растущего горячего Юпитера имеет ряд возможных последствий для соседних планет. Если горячий Юпитер сохраняет эксцентриситет больше 0,01, резкие вековые резонансы могут увеличить эксцентриситет планеты-компаньона, вызывая ее столкновение с горячим Юпитером. Ядро горячего Юпитера в этом случае было бы необычайно большим. Если эксцентриситет горячего Юпитера останется небольшим, резкие вековые резонансы также могут наклонить орбиту спутника. [25] Традиционно режим конгломерации in situ не одобрялся, поскольку сборка массивных ядер, необходимая для образования горячих Юпитеров, требует поверхностной плотности твердых тел ≈ 10 4 г/см 2 или выше. [26] [27] [28] Однако недавние исследования показали, что внутренние области планетных систем часто заняты планетами типа суперземли. [29] [30] Если эти суперземли сформировались на больших расстояниях и мигрировали ближе, формирование горячих Юпитеров in situ происходит не совсем in situ .

Атмосферные потери

Если атмосфера горячего Юпитера будет удалена гидродинамическим путем , его ядро ​​может стать хтонической планетой . Количество газа, удаленного из самых внешних слоев, зависит от размера планеты, газов, образующих оболочку, орбитального расстояния от звезды и светимости звезды. В типичной системе газовый гигант, вращающийся на расстоянии 0,02 а.е. вокруг своей родительской звезды, теряет 5–7% своей массы за время своей жизни, но вращение на орбите ближе 0,015 а.е. может означать испарение значительно большей части массы планеты. [31] Таких объектов пока не обнаружено и они пока носят гипотетический характер.

Сравнение экзопланет «горячего Юпитера» (художественная концепция).
Сверху слева направо: WASP-12b , WASP-6b , WASP-31b , WASP-39b , HD 189733b , HAT-P-12b , WASP-17b , WASP-19b , HAT-P-1b и HD 209458b .

Планеты земной группы в системах с горячими Юпитерами

Моделирование показало, что миграция планеты размером с Юпитер через внутренний протопланетный диск (область от 5 до 0,1 а.е. от звезды) не так разрушительна, как ожидалось. Более 60% материалов твердого диска в этом регионе разбросаны наружу, включая планетезимали и протопланеты , что позволяет образующему планеты диску реформироваться вслед за газовым гигантом. [32] В моделировании планеты массой до двух земных смогли сформироваться в обитаемой зоне после того, как горячий Юпитер прошел через нее и его орбита стабилизировалась на расстоянии 0,1 а.е. Из-за смешивания материала внутренней планетной системы с материалом внешней планетной системы из-за линии замерзания моделирование показало, что планеты земной группы, образовавшиеся после прохождения горячего Юпитера, будут особенно богаты водой. [32] Согласно исследованию 2011 года, горячие Юпитеры могут стать разрушенными планетами во время миграции внутрь; это могло бы объяснить обилие «горячих» планет размером с Землю и Нептуна в пределах 0,2 а.е. от их родительской звезды. [33]

Одним из примеров таких систем является WASP-47 . В обитаемой зоне находятся три внутренние планеты и внешний газовый гигант. Самая внутренняя планета, WASP-47e, представляет собой большую планету земной группы с массой 6,83 земных и 1,8 земных радиусов; горячий Юпитер b немного тяжелее Юпитера, но его размер составляет около 12,63 земного радиуса; последний горячий Нептун, c, имеет массу 15,2 массы Земли и 3,6 радиуса Земли. [34] Подобную орбитальную архитектуру демонстрирует и система Кеплер-30. [35]

Невыровненные орбиты

Некоторые горячие Юпитеры, такие как HD 80606 b , имеют орбиты, которые не совпадают с их родительскими звездами, в том числе несколько с ретроградными орбитами , такими как HAT-P-14b . [36] [37] [38] [39] Это смещение может быть связано с высокой температурой фотосферы, вокруг которой вращается горячий Юпитер. Существует много предложенных теорий относительно того, почему это может произойти. Одна из таких теорий предполагает приливную диссипацию и предполагает, что существует единый механизм образования горячих Юпитеров, и этот механизм дает ряд отклонений. Более холодные звезды с более высокой приливной диссипацией сглаживают наклон (что объясняет, почему горячие юпитеры, вращающиеся вокруг более холодных звезд, хорошо выровнены), в то время как более горячие звезды не сглаживают наклон (объясняя наблюдаемое смещение). [5] Другая теория заключается в том, что родительская звезда иногда меняет вращение на ранних этапах своей эволюции, а не меняет орбиту. [40] Еще одна гипотеза заключается в том, что горячие Юпитеры имеют тенденцию формироваться в плотных скоплениях, где более распространены возмущения и возможен гравитационный захват планет соседними звездами. [41]

Ультрагорячие Юпитеры

Сверхгорячие Юпитеры — это горячие Юпитеры с дневной температурой более 2200 К. В таких дневных атмосферах большинство молекул диссоциируют на составляющие их атомы и циркулируют на ночной стороне, где снова объединяются в молекулы. [42] [43]

Одним из примеров является TOI-1431b , анонсированный Университетом Южного Квинсленда в апреле 2021 года, орбитальный период которого составляет всего два с половиной дня. Дневная температура ее составляет 2700 К (2427 °C), что делает ее горячее, чем у 40% звезд нашей галактики. [44] Ночная температура составляет 2600 К (2300 °C). [45]

Планеты с ультракоротким периодом существования

Планеты со сверхкоротким периодом обращения (USP) представляют собой класс планет с орбитальным периодом менее одного дня и встречаются только вокруг звезд с массой менее 1,25 солнечных . [46] [47]

Подтвержденные транзитные горячие юпитеры с периодом обращения менее одного дня включают WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b и WASP-103b . [48]

Пухлые планеты

Газовые гиганты с большим радиусом и очень низкой плотностью иногда называют «пухлыми планетами» [49] или «горячими Сатурнами» из-за их плотности, близкой к плотности Сатурна . Пухлые планеты вращаются близко к своим звездам , поэтому интенсивное тепло звезды в сочетании с внутренним нагревом внутри планеты поможет раздуть атмосферу . Транзитным методом обнаружены шесть планет большого радиуса с низкой плотностью . В порядке обнаружения это: HAT-P-1b , [50] [51] CoRoT-1b , TrES-4b , WASP-12b , WASP-17b и Kepler-7b . Некоторые горячие юпитеры, обнаруженные методом лучевых скоростей, могут быть пухлыми планетами. Большинство этих планет имеют массу около Юпитера или меньше его, поскольку более массивные планеты имеют более сильную гравитацию, удерживая их примерно такого же размера, как Юпитер. Действительно, горячие Юпитеры с массой ниже Юпитера и температурой выше 1800 Кельвинов настолько раздуты и раздуты, что все они находятся на нестабильных эволюционных путях, которые в конечном итоге приводят к переполнению Роша-Лоба , а также к испарению и потере атмосферы планеты. [52]

Даже если принять во внимание нагрев поверхности звезды, многие транзитные горячие Юпитеры имеют больший радиус, чем ожидалось. Это может быть вызвано взаимодействием атмосферных ветров и магнитосферы планеты , создающим электрический ток через планету , который нагревает ее , заставляя расширяться. Чем горячее планета, тем больше ионизация атмосферы и, следовательно, тем больше величина взаимодействия и тем больше электрический ток, что приводит к большему нагреву и расширению планеты. Эта теория соответствует наблюдению о том, что температура планет коррелирует с увеличенными радиусами планет. [52]

Луны

Теоретические исследования показывают, что у горячих Юпитеров вряд ли будут спутники из-за небольшой сферы Хилла и приливных сил звезд, вокруг которых они вращаются, что может дестабилизировать орбиту любого спутника, причем последний процесс сильнее для более крупных лун. Это означает, что для большинства горячих Юпитеров стабильными спутниками будут небольшие тела размером с астероид . [53] Более того, физическая эволюция горячих Юпитеров может определить окончательную судьбу их спутников: остановить их в полуасимптотических больших полуосях или выбросить их из системы, где они могут подвергнуться другим неизвестным процессам. [54] Несмотря на это, наблюдения WASP-12b позволяют предположить, что вокруг нее вращается как минимум одна большая экзолуна . [55]

Горячие Юпитеры вокруг красных гигантов

Было высказано предположение, что газовые гиганты, вращающиеся вокруг красных гигантов на расстояниях, аналогичных расстоянию Юпитера, могут быть горячими Юпитерами из-за интенсивного облучения, которое они получат от своих звезд. Весьма вероятно, что в Солнечной системе Юпитер станет горячим Юпитером после превращения Солнца в красного гиганта. [56] Недавнее открытие газовых гигантов особенно низкой плотности, вращающихся вокруг красных гигантов, подтверждает эту теорию. [57]

Горячие юпитеры, вращающиеся вокруг красных гигантов, будут отличаться от тех, которые вращаются вокруг звезд главной последовательности, по ряду причин, в первую очередь возможностью аккреции материала из звездных ветров своих звезд и, предполагая быстрое вращение (не приливно привязанное к своим звездам), гораздо более равномерно распределяется тепло за счет множества узкополосных струй. Их обнаружение с использованием метода транзита было бы намного сложнее из-за их крошечного размера по сравнению со звездами, вокруг которых они вращаются, а также из-за длительного времени (месяцы или даже годы), необходимого для того, чтобы пройти мимо своей звезды, а также быть перекрытым ею. . [56]

Взаимодействие звезды и планеты

Теоретические исследования, проведенные с 2000 года, показали, что «горячие Юпитеры» могут вызывать усиление вспышек из-за взаимодействия магнитных полей звезды и ее орбитальной экзопланеты или из-за приливных сил между ними. Эти эффекты называются «взаимодействием звезды и планеты» или SPI. Система HD 189733 — наиболее изученная экзопланета, на которой, как предполагалось, имел место этот эффект.

В 2008 году группа астрономов впервые описала, как экзопланета, вращающаяся вокруг HD 189733 A, достигает определенного места на своей орбите, это вызывает усиление звездных вспышек . В 2010 году другая команда обнаружила, что каждый раз, когда они наблюдают экзопланету в определенном положении на ее орбите, они также обнаруживают рентгеновские вспышки. В 2019 году астрономы проанализировали данные обсерватории Аресибо , MOST и автоматического фотоэлектрического телескопа, а также исторические наблюдения звезды в радио, оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах, чтобы проверить эти утверждения. Они обнаружили, что предыдущие утверждения были преувеличены, и родительская звезда не смогла отобразить многие яркость и спектральные характеристики, связанные со звездными вспышками и солнечными активными областями , включая солнечные пятна. Их статистический анализ также показал, что многие звездные вспышки наблюдаются независимо от положения экзопланеты, что опровергает более ранние утверждения. Магнитные поля родительской звезды и экзопланеты не взаимодействуют, и больше не считается, что эта система имеет «взаимодействие между звездой и планетой». [58] Некоторые исследователи также предположили, что HD 189733 аккумулирует или вытягивает материал со своей орбитальной экзопланеты со скоростью, аналогичной той, которая наблюдается вокруг молодых протозвезд в звездных системах T Тельца . Более поздний анализ показал, что от спутника «горячего Юпитера» образовалось очень мало газа, если оно вообще было. [59]

Смотрите также

дальнейшее чтение

Рекомендации

  1. ^ Ван, Цзи; Фишер, Дебра А.; Хорч, Эллиотт П.; Хуан, Сюй (2015). «О частоте появления горячих юпитеров в различных звездных средах». Астрофизический журнал . 799 (2): 229. arXiv : 1412.1731 . Бибкод : 2015ApJ...799..229W. дои : 10.1088/0004-637X/799/2/229. S2CID  119117019.
  2. ^ «Какие миры существуют?». Канадская радиовещательная корпорация . 25 августа 2016 года . Проверено 5 июня 2017 г.
  3. ^ abc Венц, Джон (10 октября 2019 г.). «Уроки раскаленных странных планет». Знающий журнал . Ежегодные обзоры. doi : 10.1146/knowable-101019-2 . Проверено 4 апреля 2022 г.
  4. ^ «Горячий Юпитер со скрытой водой». spacetelescope.org . ЕКА/Хаббл . Проверено 13 июня 2016 г.
  5. ^ аб Винн, Джошуа Н.; Фабрики, Дэниел; Альбрехт, Саймон; Джонсон, Джон Ашер (1 января 2010 г.). «Горячие звезды с горячими Юпитерами имеют большие наклоны». Письма астрофизического журнала . 718 (2): L145. arXiv : 1006.4161 . Бибкод : 2010ApJ...718L.145W. дои : 10.1088/2041-8205/718/2/L145. ISSN  2041-8205. S2CID  13032700.
  6. ^ Шовен, Г.; Лагранж, А.-М.; Цукерман, Б.; Дюма, К.; Муйе, Д.; Песня, И.; Бёзит, Ж.-Л.; Лоуренс, П.; Бесселл, М.С. (2005). «Спутник AB Pic на границе планеты и коричневого карлика». Астрономия и астрофизика . 438 (3): L29–L32. arXiv : astro-ph/0504658 . Бибкод : 2005A&A...438L..29C. дои : 10.1051/0004-6361:200500111. S2CID  119089948.
  7. ^ Фабрики, Д.; Тремейн, С. (10 ноября 2007 г.). «Сокращение бинарных и планетарных орбит циклами Козаи с приливным трением». Астрофизический журнал . 669 (2): 1298–1315. arXiv : 0705.4285 . Бибкод : 2007ApJ...669.1298F. дои : 10.1086/521702. S2CID  12159532.
  8. ^ Альварадо-Монтес Х.А.; Гарсиа-Кармона К. (2019). «Орбитальный распад короткопериодических газовых гигантов в условиях развития приливов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 486 (3): 3963–3974. arXiv : 1904.07596 . Бибкод : 2019MNRAS.486.3963A. дои : 10.1093/mnras/stz1081. S2CID  119313969.
  9. ^ аб Мандушев, Георгий; О'Донован, Фрэнсис Т.; Шарбонно, Дэвид; Торрес, Гильермо; Лэтэм, Дэвид В.; Бакош, Гаспар А.; Данэм, Эдвард В.; Соццетти, Алессандро; Фернандес, Хосе М. (1 октября 2007 г.). «TrES-4: Транзитный горячий Юпитер очень низкой плотности». Астрофизический журнал . 667 (2): L195–L198. arXiv : 0708.0834 . Бибкод : 2007ApJ...667L.195M. дои : 10.1086/522115. S2CID  6087170.
  10. ^ Берроуз, А.; Хубени, И.; Будай, Дж.; Хаббард, Всемирный банк (1 января 2007 г.). «Возможные решения аномалий радиуса транзитных планет-гигантов». Астрофизический журнал . 661 (1): 502–514. arXiv : astro-ph/0612703 . Бибкод : 2007ApJ...661..502B. дои : 10.1086/514326. ISSN  0004-637X. S2CID  9948700.
  11. ^ «Горячий Юпитер WASP 104b, одна из самых темных планет за всю историю» . Science Alert.com . 23 апреля 2018 г.
  12. ^ Купер, Кертис С.; Шоумен, Адам П. (1 января 2005 г.). «Динамическая метеорология в фотосфере HD 209458b». Письма астрофизического журнала . 629 (1): L45. arXiv : astro-ph/0502476 . Бибкод : 2005ApJ...629L..45C. дои : 10.1086/444354. ISSN  1538-4357. S2CID  10022257.
  13. ^ Аб Раушер, Эмили; Мену, Кристен (1 января 2010 г.). «Трехмерное моделирование атмосферных течений горячего Юпитера». Астрофизический журнал . 714 (2): 1334–1342. arXiv : 0907.2692 . Бибкод : 2010ApJ...714.1334R. дои : 10.1088/0004-637X/714/2/1334. ISSN  0004-637X. S2CID  17361362.
  14. ^ Чо, JY-К.; Скиннер, Дж.В.; Трастарсон, Х. Чел (26 мая 2021 г.). «Бури, изменчивость и множественные равновесия на горячих Юпитерах». arXiv : 2105.12759 [astro-ph.EP].
  15. ^ Джонсон, Джон Ашер; Газак, Дж. Закари; Аппс, Кевин; и другие. (2011). «Охарактеризация крутых КОИ II. М-карлик КОИ-254 и его горячий Юпитер». Астрономический журнал . arXiv : 1112.0017 . дои : 10.1088/0004-6256/143/5/111. S2CID  25791517.
  16. ^ Баллестерос, Ф.Дж.; Фернандес-Сото, А.; Мартинес, виджей (2019). «Название: Погружение в экзопланеты: водные моря самые распространенные?». Астробиология . 19 (5): 642–654. дои : 10.1089/ast.2017.1720. hdl : 10261/213115 . PMID  30789285. S2CID  73498809.
  17. ^ Доусон, Ребекка И.; Джонсон, Джон Ашер (2018). «Происхождение горячих юпитеров». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 : 175–221. arXiv : 1801.06117 . Бибкод : 2018ARA&A..56..175D. doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051853. S2CID  119332976.
  18. ^ Д'Анджело, Г.; Лиссауэр, Джей Джей (2018). «Образование планет-гигантов». В Диг Х., Бельмонте Дж. (ред.). Справочник экзопланет . Международное издательство Спрингер. стр. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Бибкод : 2018haex.bookE.140D. дои : 10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  19. ^ Чемберс, Джон (1 июля 2007 г.). Формирование планет с миграцией I и II типов . Встреча AAS/Отдела динамической астрономии. Том. 38. Бибкод : 2007DDA....38.0604C.
  20. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Дурисен, Ричард Х.; Лиссауэр, Джек Дж. (декабрь 2010 г.). «Формирование гигантской планеты». В Сигере, Сара (ред.). Экзопланеты . Издательство Университета Аризоны. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Бибкод : 2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  21. ^ Д'Анджело, Г.; Любовь, С.Х. (2008). «Эволюция мигрирующих планет, претерпевающих аккрецию газа». Астрофизический журнал . 685 (1): 560–583. arXiv : 0806.1771 . Бибкод : 2008ApJ...685..560D. дои : 10.1086/590904. S2CID  84978.
  22. ^ Любовь, С.Х.; Ида, С. (2011). «Миграция планеты». В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Пресс, Тусон, Аризона. стр. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Бибкод : 2010exop.book..347L.
  23. ^ Натсон, Хизер А.; Фултон, Бенджамин Дж.; Монте, Бенджамин Т.; Као, Мелоди; Нго, Генри; Ховард, Эндрю В.; Крепп, Джастин Р.; Хинкли, Саша; Бакос, Гаспар А (01 января 2014 г.). «Друзья горячих юпитеров. I. Поиск по лучевой скорости массивных долгопериодических спутников для сближения планет-газовых гигантов». Астрофизический журнал . 785 (2): 126. arXiv : 1312.2954 . Бибкод : 2014ApJ...785..126K. дои : 10.1088/0004-637X/785/2/126. ISSN  0004-637X. S2CID  42687848.
  24. ↑ Хеллер, Рене (1 августа 2019 г.). «Формирование горячих Юпитеров в результате миграции дисков и развития звездных приливов». Астрономия и астрофизика . 628 : А42. arXiv : 1806.06601 . Бибкод : 2019A&A...628A..42H. дои : 10.1051/0004-6361/201833486. ISSN  0004-6361. S2CID  102352102 . Проверено 5 апреля 2022 г.
  25. ^ Батыгин, Константин; Боденхаймер, Питер Х.; Лафлин, Грегори П. (2016). «Формирование in situ и динамическая эволюция систем горячего Юпитера». Астрофизический журнал . 829 (2): 114. arXiv : 1511.09157 . Бибкод : 2016ApJ...829..114B. дои : 10.3847/0004-637X/829/2/114 . S2CID  25105765.
  26. ↑ Рафиков, Роман Р. (1 января 2006 г.). «Атмосферы протопланетных ядер: критическая масса ядерной нестабильности». Астрофизический журнал . 648 (1): 666–682. arXiv : astro-ph/0405507 . Бибкод : 2006ApJ...648..666R. дои : 10.1086/505695. ISSN  0004-637X. S2CID  51815430.
  27. ^ Хаяси, Чусиро (1 января 1981 г.). «Структура Солнечной туманности, рост и распад магнитных полей и влияние магнитной и турбулентной вязкости на туманность». Приложение «Прогресс теоретической физики» . 70 : 35–53. Бибкод : 1981PThPS..70...35H. дои : 10.1143/PTPS.70.35 . ISSN  0375-9687.
  28. ^ Д'Анджело, Г.; Боденхаймер, П. (2016). «Модели формирования in situ и ex situ планет Кеплера 11». Астрофизический журнал . 828 (1): в печати. arXiv : 1606.08088 . Бибкод : 2016ApJ...828...33D. дои : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  29. ^ Мэр, М.; Мармье, М.; Ловис, К.; Удри, С.; Сегрансан, Д.; Пепе, Ф.; Бенц, В.; Берто, Ж.-Л.; Буши, Ф. (12 сентября 2011 г.). «HARPS ищет южные внесолнечные планеты XXXIV. Возникновение, массовое распределение и орбитальные свойства суперземель и планет массы Нептуна». arXiv : 1109.2497 [астроф-ф].
  30. ^ Баталья, Натали М.; Роу, Джейсон Ф.; Брайсон, Стивен Т.; Барклай, Томас; Берк, Кристофер Дж.; Колдуэлл, Дуглас А.; Кристиансен, Джесси Л.; Маллалли, Фергал; Томпсон, Сьюзен Э. (1 января 2013 г.). «Планетные кандидаты, наблюдаемые Кеплером. III. Анализ данных за первые 16 месяцев». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 204 (2): 24. arXiv : 1202.5852 . Бибкод : 2013ApJS..204...24B. дои : 10.1088/0067-0049/204/2/24. ISSN  0067-0049. S2CID  19023502.
  31. ^ «Экзопланеты, подвергшиеся воздействию ядра». 25 апреля 2009 г. Архивировано из оригинала 27 мая 2011 г. . Проверено 25 апреля 2009 г.{{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  32. ^ Аб Фогг, Мартин Дж.; Нельсон, Ричард П. (2007). «О формировании планет земной группы в системах горячего Юпитера». Астрономия и астрофизика . 461 (3): 1195–1208. arXiv : astro-ph/0610314 . Бибкод : 2007A&A...461.1195F. дои : 10.1051/0004-6361: 20066171. S2CID  119476713.
  33. ^ Наякшин, Сергей (20 сентября 2011 г.). «Горячие суперземли: разрушенные молодые юпитеры?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (4): 2974–2980. arXiv : 1103.1846 . Бибкод : 2011MNRAS.416.2974N. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19246.x. S2CID  53960650 . Проверено 25 декабря 2017 г.
  34. ^ Беккер, Джульетта С.; Вандербург, Эндрю; Адамс, Фред К.; Раппапорт, Сол А.; Швенгелер, Ханс Марти (10 августа 2015 г.). «WASP-47: система горячего Юпитера с двумя дополнительными планетами, обнаруженными K2». Письма астрофизического журнала . IOP Publishing (опубликовано в октябре 2015 г.). 812 (2): Л18. arXiv : 1508.02411 . Бибкод : 2015ApJ...812L..18B. дои : 10.1088/2041-8205/812/2/L18. S2CID  14681933. Масса WASP-47d составляет 15,2±7 M⊕. Для WASP-47e можно установить только верхний предел <22 M⊕.
  35. ^ «Кеплер: далекая солнечная система». kepler.nasa.gov . 31 марта 2015 г. Архивировано из оригинала 14 августа 2016 г. . Проверено 2 августа 2016 г.
  36. ^ Хебрард, Г.; Дезерт, Ж.-М.; Диас, РФ; Бойсе, И.; Буши, Ф.; де Этанг, А. Лекавелье; Муту, К.; Эренрайх, Д.; Арнольд, Л. (2010). «Наблюдение полного 12-часового транзита экзопланеты HD80606b. Фотометрия теплого Спитцера и спектроскопия СОФИ». Астрономия и астрофизика . 516 : А95. arXiv : 1004.0790 . Бибкод : 2010A&A...516A..95H. дои : 10.1051/0004-6361/201014327. ISSN  0004-6361. S2CID  73585455.
  37. ^ Трио, AHMJ; Келос, Д.; Буши, Ф.; Муту, К.; Коллиер Кэмерон, А.; Кларет, А.; Баржа, П.; Бенц, В.; Делей, М. (1 октября 2009 г.). «Эффект Росситера-Маклафлина CoRoT-3b и HD 189733b» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 506 (1): 377–384. arXiv : 0907.2956 . Бибкод : 2009A&A...506..377T. дои : 10.1051/0004-6361/200911897. ISSN  0004-6361. S2CID  10454322. Архивировано из оригинала (PDF) 20 августа 2017 года . Проверено 4 ноября 2018 г.
  38. ^ «Перевернув планетарную теорию с ног на голову» . ESO (Пресс-релиз). Королевское астрономическое общество . 13 апреля 2010 г. п. 16. Бибкод : 2010eso..pres...16. Архивировано из оригинала 16 июля 2011 г. Проверено 15 апреля 2010 г.
  39. ^ Винн, Джошуа Н.; и другие. (2011). «Орбитальная ориентация экзопланет: HAT-P-4b — прямая, а HAT-P-14b — ретроградная». Астрономический журнал . 141 (2). 63. arXiv : 1010.1318 . Бибкод : 2011AJ....141...63W. дои : 10.1088/0004-6256/141/2/63. S2CID  18752702.
  40. ^ «Наклон звезд может объяснить перевернутое положение планет» . Новый учёный . № 2776. 1 сентября 2010 г.
  41. ↑ Пол М. Саттер (9 декабря 2022 г.). «Торговые пространства: как меняющиеся звезды создают горячие Юпитеры». Вселенная сегодня.
  42. ^ Белл, Тейлор Дж.; Коуэн, Николас Б. (2018). «Увеличенный перенос тепла в сверхгорячих атмосферах Юпитера за счет диссоциации и рекомбинации H 2 ». Астрофизический журнал . 857 (2): Л20. arXiv : 1802.07725 . Бибкод : 2018ApJ...857L..20B. дои : 10.3847/2041-8213/aabcc8 . S2CID  119404042.
  43. ^ Парментье, Вивьен; Лайн, Майк Р.; Бин, Джейкоб Л.; Мэнсфилд, Меган; Крейдберг, Лаура; Лупу, Роксана; Вишер, Ченнон; Дезерт, Жан-Мишель; Фортни, Джонатан Дж.; Делей, Магали; Арканджели, Джейкоб; Шоумен, Адам П.; Марли, Марк С. (2018). «От тепловой диссоциации к конденсации в атмосферах сверхгорячих Юпитеров: WASP-121b в контексте». Астрономия и астрофизика . 617 : А110. arXiv : 1805.00096 . Бибкод : 2018A&A...617A.110P. дои : 10.1051/0004-6361/201833059. S2CID  62895296.
  44. ^ «Ученые обнаружили« адскую »планету, настолько горячую, что она может испарять большинство металлов» . CNET . 27 апреля 2021 г. Проверено 27 апреля 2021 г.
  45. ^ «Обнаружена« адская »новая планета» . Университет Южного Квинсленда . 27 апреля 2021 г. Проверено 27 апреля 2021 г.
  46. ^ Малаволта, Лука; и другие. (9 февраля 2018 г.). «Сверхкороткопериодическая скалистая суперземля со вторичным затмением и спутником, подобным Нептуну, вокруг K2-141». Астрономический журнал . 155 (3): 107. arXiv : 1801.03502 . Бибкод : 2018AJ....155..107M. дои : 10.3847/1538-3881/aaa5b5 . S2CID  54869937.
  47. ^ Саху; Казертано, С.; Бонд, HE; Валенти, Дж.; Смит, TE; Миннити, Д.; и другие. (2006). «Транзитные кандидаты на внесолнечные планеты в галактической выпуклости». Природа . 443 (7111): 534–540. arXiv : astro-ph/0610098 . Бибкод : 2006Natur.443..534S. дои : 10.1038/nature05158. PMID  17024085. S2CID  4403395.
  48. ^ "Планеты ОСЫ" . www.wasp-planets.net . 5 декабря 2013 года . Проверено 1 апреля 2018 г.
  49. ↑ Чанг, Кеннет (11 ноября 2010 г.). «Обнаружена загадочная пухлая планета, менее плотная, чем пробка». Нью-Йорк Таймс .
  50. ^ Кер Тан (14 сентября 2006 г.). «Пухлая пробковая планета будет плавать по воде» . Space.com . Проверено 8 августа 2007 г.
  51. ^ «Пухлая планета представляет собой красивую загадку» . Новости BBC. 15 сентября 2006 г. Проверено 17 марта 2010 г.
  52. ^ аб Батыгин, Константин; Стивенсон, Дэвид Дж.; Боденхаймер, Питер Х.; Хуан, Сюй (2011). «Эволюция горячих юпитеров с омическим нагревом». Астрофизический журнал . 738 (1): 1. arXiv : 1101.3800 . Бибкод : 2011ApJ...738....1B. дои : 10.1088/0004-637X/738/1/1. S2CID  43150278.
  53. ^ Барнс, Джейсон В.; О'Брайен, ДП (2002). «Стабильность спутников вокруг близких внесолнечных планет-гигантов». Астрофизический журнал . 575 (2): 1087–1093. arXiv : astro-ph/0205035 . Бибкод : 2002ApJ...575.1087B. дои : 10.1086/341477. S2CID  14508244.
  54. ^ Альварадо-Монтес Х.А.; Сулуага Дж.; Сусеркиа М. (2017). «Влияние эволюции близких планет-гигантов на вызванную приливами миграцию экзолун». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 471 (3): 3019–3027. arXiv : 1707.02906 . Бибкод : 2017MNRAS.471.3019A. doi : 10.1093/mnras/stx1745. S2CID  119346461.
  55. ^ Российские астрономы впервые открыли Луну возле экзопланеты] (на русском языке). 6 февраля 2012. Изучение кривой изменения блеска WASP-12b принесло российским астрономам необычный результат: были обнаружены регулярные всплески. ...Хотя пятна на поверхности звезды также могут вызывать подобные изменения блеска, наблюдаемые всплески очень похожи по продолжительности, профилю и амплитуде, что свидетельствует в пользу существования экзолуны.
  56. ^ аб Шпигель, Дэвид С.; Мадхусудхан, Никку (1 сентября 2012 г.). «Юпитер станет горячим Юпитером: последствия звездной эволюции после главной последовательности на планетах-газовых гигантах». Астрофизический журнал . 756 (2): 132. arXiv : 1207.2770 . Бибкод : 2012ApJ...756..132S. дои : 10.1088/0004-637X/756/2/132. ISSN  0004-637X. S2CID  118416430.
  57. ^ Грюнблатт, Сэмюэл К.; Хубер, Дэниел (1 декабря 2017 г.). «Видеть двойник с K2: проверка повторной инфляции с двумя удивительно похожими планетами вокруг звезд ветви красных гигантов». Астрофизический журнал . 154 (6): 254. arXiv : 1706.05865 . Бибкод : 2017AJ....154..254G. дои : 10.3847/1538-3881/aa932d . S2CID  55959801.
  58. ↑ Маршрут, Мэтью (10 февраля 2019 г.). «Возвышение РИМА. I. Многоволновой анализ взаимодействия звезды и планеты в системе HD 189733». Астрофизический журнал . 872 (1): 79. arXiv : 1901.02048 . Бибкод : 2019ApJ...872...79R. дои : 10.3847/1538-4357/aafc25 . S2CID  119350145.
  59. ^ Маршрут, Мэтью; Луни, Лесли (20 декабря 2019 г.). «РИМ (Радионаблюдения намагниченных экзопланет). II. HD 189733 не аккумулирует значительного материала со своей экзопланеты, как звезда Т Тельца с диска». Астрофизический журнал . 887 (2): 229. arXiv : 1911.08357 . Бибкод : 2019ApJ...887..229R. дои : 10.3847/1538-4357/ab594e . S2CID  208158242.

Внешние ссылки