stringtranslate.com

Горячий Юпитер

Художественное представление горячего Юпитера, вращающегося вблизи своей звезды.

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

Горячие юпитеры — самые простые экзопланеты для обнаружения с помощью метода лучевой скорости , поскольку колебания, которые они вызывают в движении своих родительских звезд, относительно велики и быстры по сравнению с колебаниями других известных типов планет. Одним из самых известных горячих юпитеров является 51 Pegasi b . Обнаруженный в 1995 году, он стал первой экзопланетой, обнаруженной на орбите звезды, подобной Солнцу . 51 Pegasi b имеет орбитальный период около 4 дней. [3]

Общая характеристика

Горячие юпитеры (вдоль левого края, включая большинство планет, обнаруженных с помощью транзитного метода , обозначены черными точками), обнаруженные до 2 января 2014 г.
Горячий Юпитер со скрытой водой [4]

Несмотря на разнообразие горячих юпитеров, у них есть некоторые общие свойства.

Формирование и эволюция

Существует три школы мысли относительно возможного происхождения горячих юпитеров. Одна из возможностей заключается в том, что они образовались in-situ на расстояниях, на которых они в настоящее время наблюдаются. Другая возможность заключается в том, что они образовались 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

В гипотезе миграции горячий Юпитер формируется за линией замерзания из камня, льда и газов посредством метода аккреции ядра планетарного образования . Затем планета мигрирует внутрь к звезде, где в конечном итоге образует стабильную орбиту. [19] [20] Планета могла мигрировать внутрь плавно посредством орбитальной миграции типа II . [21] [22] Или она могла мигрировать более внезапно из-за гравитационного рассеяния на эксцентрические орбиты во время встречи с другой массивной планетой, за которым последовало округление и сокращение орбит из-за приливных взаимодействий со звездой. Орбита горячего Юпитера также могла быть изменена посредством механизма Козаи , вызывая обмен наклона на эксцентриситет, что приводит к орбите с высоким эксцентриситетом и низким перигелием в сочетании с приливным трением. Для этого требуется массивное тело — другая планета или звездный компаньон — на более далекой и наклонной орбите; Примерно у 50% горячих юпитеров есть далекие спутники с массой Юпитера или больше, которые могут оставить горячий юпитер с орбитой, наклоненной относительно вращения звезды. [23]

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

На месте

Вместо того, чтобы быть газовыми гигантами, которые мигрировали внутрь, в альтернативной гипотезе ядра горячих юпитеров начинались как более обычные суперземли , которые аккрецировали свои газовые оболочки в своих нынешних местоположениях, становясь газовыми гигантами in situ . Суперземли, предоставляющие ядра в этой гипотезе, могли образоваться либо in situ , либо на больших расстояниях и подверглись миграции, прежде чем обрести свои газовые оболочки. Поскольку суперземли часто встречаются со спутниками, горячие юпитеры, образованные in situ, также могли бы иметь спутников. Увеличение массы локально растущего горячего юпитера имеет ряд возможных эффектов для соседних планет. Если горячий юпитер сохраняет эксцентриситет больше 0,01, широкие вековые резонансы могут увеличить эксцентриситет планеты-компаньона, заставив ее столкнуться с горячим юпитером. Ядро горячего юпитера в этом случае было бы необычно большим. Если эксцентриситет горячего Юпитера останется небольшим, то широкие вековые резонансы также могут наклонить орбиту компаньона. [25] Традиционно режим конгломерации in situ не приветствовался, поскольку сборка массивных ядер, необходимая для образования горячих юпитеров, требует поверхностной плотности твердых тел ≈ 10 4 г/см 2 или больше. [26] [27] [28] Однако недавние исследования показали, что внутренние области планетных систем часто заняты планетами типа суперземли. [29] [30] Если эти суперземли образовались на больших расстояниях и мигрировали ближе, то формирование горячих юпитеров in situ происходит не полностью in situ .

Потери в атмосфере

Если атмосфера горячего Юпитера будет удалена посредством гидродинамического выхода , 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 орбите 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 существенно большей доли массы планеты. [31] Пока что такие объекты не обнаружены, и они все еще являются гипотетическими.

Сравнение экзопланет класса «горячий Юпитер» (концепция художника).
С левого верхнего угла к правому нижнему: WASP-12b , Boinayel , WASP-31b , Bocaprins , HD 189733b , Puli , Ditsö̀ , Banksia , 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 между 5 и 0,1 а. е. от звезды) не столь разрушительна, как ожидалось. Более 60% твердых материалов диска в этой области рассеиваются наружу, включая планетезимали и протопланеты , что позволяет формирующему планету диску преобразоваться в кильватере газового гиганта. [32] В моделировании планеты массой до двух масс Земли смогли сформироваться в обитаемой зоне после того, как горячий Юпитер прошел через нее, а его орбита стабилизировалась на 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, которые образовались 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 или Нептун 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, является большой планетой земной группы с массой 6,83 земных масс и радиусом 1,8 земных; горячий Юпитер, b, немного тяжелее Юпитера, но около 12,63 земных радиусов; последний горячий Нептун, c, имеет массу 15,2 земных масс и радиус 3,6 земных. [34] Подобную орбитальную архитектуру демонстрирует также система Kepler-30. [35]

Несоосные орбиты

Несколько горячих юпитеров, таких как HD 80606 b , имеют орбиты, которые не выровнены с их родительскими звездами, включая несколько с ретроградными орбитами , такими как HAT-P-14b . [36] [37] [38] [39] Это несовпадение может быть связано с теплом фотосферы, вокруг которой вращается горячий юпитер. Существует несколько предложенных гипотез относительно того, почему это может происходить. Одна из таких гипотез предполагает приливное рассеивание и предполагает, что существует единый механизм образования горячих юпитеров, и этот механизм дает ряд наклонений. Более холодные звезды с более высокой приливной диссипацией ослабляют наклон (объясняя, почему горячие юпитеры, вращающиеся вокруг более холодных звезд, хорошо выровнены), в то время как более горячие звезды не ослабляют наклон (объясняя наблюдаемое несовпадение). [5] Другая гипотеза заключается в том, что родительская звезда иногда меняет вращение на ранних этапах своей эволюции, а не орбита меняется. [40] Еще одна гипотеза заключается в том, что горячие юпитеры имеют тенденцию формироваться в плотных скоплениях, где возмущения более распространены и возможен гравитационный захват планет соседними звездами. [41]

Сверхгорячие Юпитеры

Ультрагорячие Юпитеры — это горячие Юпитеры с температурой дневной стороны более 2200 К (1930 °C; 3500 °F). В таких дневных атмосферах большинство молекул распадаются на составляющие их атомы и перемещаются на ночную сторону, где они снова рекомбинируют в молекулы. [42] [43]

Одним из примеров является TOI-1431b , объявленный Университетом Южного Квинсленда в апреле 2021 года, орбитальный период которого составляет всего два с половиной дня. Его дневная температура составляет 2700 К (2430 °C; 4400 °F), что делает его горячее, чем 40% звезд в нашей галактике. [44] Температура ночной стороны составляет 2600 К (2330 °C; 4220 °F). [45]

Планеты с ультракоротким периодом обращения

Ультракороткопериодические планеты (УКП) представляют собой класс планет с орбитальными периодами менее одного дня и встречаются только вокруг звезд с массой менее 1,25 солнечных масс . [46] [47]

Подтвержденные транзитные горячие юпитеры с орбитальными периодами менее одного дня включают WASP-18b , Banksia , Astrolábos и WASP-103b . [48]

Пухлые планеты

Газовые гиганты с большим радиусом и очень низкой плотностью иногда называют «пухлыми планетами» [49] или «горячими Сатурнами», поскольку их плотность близка к плотности Сатурна . Пухлые планеты вращаются близко к своим звездам , так что интенсивное тепло от звезды в сочетании с внутренним нагревом внутри планеты будет способствовать раздуванию атмосферы . Шесть планет с большим радиусом и низкой плотностью были обнаружены транзитным методом . В порядке открытия они следующие: 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 из этих планет имеют массу около или ниже массы Юпитера, поскольку более массивные планеты имеют более сильную гравитацию, удерживающую их примерно на уровне размера Юпитера. 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 полости Роша и испарению и потере атмосферы планеты. [52]

Даже принимая во внимание нагрев поверхности от звезды, многие транзитные горячие юпитеры имеют больший радиус, чем ожидалось. Это может быть вызвано взаимодействием между атмосферными ветрами и магнитосферой планеты, создающим электрический ток через планету , который нагревает ее , заставляя ее расширяться. Чем горячее планета, тем больше ионизация атмосферы, и, следовательно, больше величина взаимодействия и больше электрический ток, что приводит к большему нагреву и расширению планеты. Эта теория соответствует наблюдению, что температура планеты коррелирует с раздутыми радиусами планеты. [52]

Луны

Теоретические исследования показывают, что горячие юпитеры вряд ли будут иметь луны из-за небольшой сферы Хилла и приливных сил звезд, вокруг которых они вращаются, что дестабилизирует орбиту любого спутника, причем последний процесс сильнее для более крупных лун. Это означает, что для большинства горячих юпитеров стабильные спутники будут небольшими телами размером с астероид . [53] Более того, физическая эволюция горячих юпитеров может определить окончательную судьбу их лун: остановить их в полуасимптотических больших полуосях или выбросить из системы, где они могут подвергнуться другим неизвестным процессам. [54] Несмотря на это, наблюдения за WASP-12b показывают, что вокруг него вращается по крайней мере 1 большая экзолуна . [55]

Горячие юпитеры вокруг красных гигантов

Было высказано предположение, что газовые гиганты, вращающиеся вокруг красных гигантов на расстояниях, подобных расстоянию Юпитера, могут быть горячими юпитерами из-за интенсивного облучения, которое они будут получать от своих звезд. Весьма вероятно, что в Солнечной системе Юпитер станет горячим юпитером после превращения Солнца в красного гиганта. [56] Недавнее открытие газовых гигантов с особенно низкой плотностью, вращающихся вокруг красных гигантских звезд, подтверждает эту гипотезу. [57]

Горячие юпитеры, вращающиеся вокруг красных гигантов, будут отличаться от вращающихся вокруг звезд главной последовательности по ряду причин, прежде всего возможностью аккреции материала из звездных ветров своих звезд и, предполагая быстрое вращение (не приливное присоединение к своим звездам), гораздо более равномерно распределенного тепла с множеством узкополосных струй. Их обнаружение с использованием транзитного метода будет намного сложнее из-за их крошечных размеров по сравнению со звездами, вокруг которых они вращаются, а также длительного времени, необходимого для прохождения мимо их звезды, а также для того, чтобы быть заслоненным ею. [56]

Взаимодействие звезд и планет

Теоретические исследования с 2000 года предполагают, что «горячие юпитеры» могут вызывать повышенную вспышку из-за взаимодействия магнитных полей звезды и ее орбитальной экзопланеты или из-за приливных сил между ними. Эти эффекты называются «взаимодействием звезда–планета» или SPI. Система HD 189733 является наиболее изученной экзопланетной системой, где, как считалось, происходит этот эффект.

В 2008 году группа астрономов впервые описала, как экзопланета, вращающаяся вокруг HD 189733 A, достигает определенного места на своей орбите и вызывает усиление звездных вспышек . В 2010 году другая группа 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 автоматизированного 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, а звезда-хозяин не продемонстрировала многих яркостных и спектральных характеристик, связанных со звездными вспышками и активными солнечными областями , включая солнечные пятна. Их статистический анализ также показал, что многие звездные вспышки наблюдаются независимо от положения экзопланеты, тем самым опровергая более ранние утверждения. Магнитные поля звезды-хозяина и экзопланеты не взаимодействуют, и эта система больше не считается имеющей «взаимодействие звезда-планета». [58] Некоторые исследователи также предположили, что HD 189733 аккрецирует или притягивает материал из своей орбитальной экзопланеты со скоростью, аналогичной той, которая наблюдается вокруг молодых протозвезд в звездных системах типа Т Тельца . Более поздний анализ показал, что очень мало газа, если вообще было, было аккрецировано из «горячего Юпитера». [59]

Смотрите также

Дальнейшее чтение

Ссылки

  1. ^ Ван, Цзи; Фишер, Дебра А.; Хорч, Эллиотт П.; Хуан, Сюй (2015). «О частоте появления горячих юпитеров в различных звездных средах». The Astrophysical Journal . 799 (2): 229. arXiv : 1412.1731 . Bibcode :2015ApJ...799..229W. doi :10.1088/0004-637X/799/2/229. S2CID  119117019.
  2. ^ «Какие миры там?». Канадская вещательная корпорация . 25 августа 2016 г. Получено 5 июня 2017 г.
  3. ^ abc Wenz, John (10 октября 2019 г.). «Уроки обжигающе горячих странных планет». Knowable Magazine . Annual Reviews. doi : 10.1146/knowable-101019-2 . Получено 4 апреля 2022 г.
  4. ^ "Горячий Юпитер со скрытой водой". spacetelescope.org . ESA / Hubble . Получено 13 июня 2016 г. .
  5. ^ ab Winn, Joshua N.; Fabrycky, Daniel; Albrecht, Simon; Johnson, John Asher (1 января 2010 г.). "Горячие звезды с горячими юпитерами имеют высокие наклоны". The Astrophysical Journal Letters . 718 (2): L145. arXiv : 1006.4161 . Bibcode :2010ApJ...718L.145W. doi :10.1088/2041-8205/718/2/L145. ISSN  2041-8205. S2CID  13032700.
  6. ^ Шовен, Г.; Лагранж, А.-М.; Цукерман, Б.; Дюма, К.; Муйе, Д.; Сонг, И.; Бьюзи, Ж.-Л.; Лоуренс, П.; Бесселл, М.С. (2005). «Компаньон AB Pic на границе планеты и коричневого карлика». Астрономия и астрофизика . 438 (3): L29–L32. arXiv : astro-ph/0504658 . Bibcode : 2005A&A...438L..29C. doi : 10.1051/0004-6361:200500111. S2CID  119089948.
  7. ^ Fabrycky, D.; Tremaine, S. (10 ноября 2007 г.). «Сжатие бинарных и планетарных орбит циклами Козаи с приливным трением». Astrophysical Journal . 669 (2): 1298–1315. arXiv : 0705.4285 . Bibcode :2007ApJ...669.1298F. doi :10.1086/521702. S2CID  12159532.
  8. ^ Альварадо-Монтес JA; Гарсия-Кармона C. (2019). «Орбитальный распад короткопериодических газовых гигантов под действием эволюционирующих приливов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 486 (3): 3963–3974. arXiv : 1904.07596 . Bibcode : 2019MNRAS.486.3963A. doi : 10.1093/mnras/stz1081 . S2CID  119313969.
  9. ^ аб Мандушев, Георгий; О'Донован, Фрэнсис Т.; Шарбоно, 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. ^ Burrows, A.; Hubeny, I.; Budaj, J.; Hubbard, WB (1 января 2007 г.). «Возможные решения проблемы аномалий радиуса транзитных гигантских планет». The Astrophysical Journal . 661 (1): 502–514. arXiv : astro-ph/0612703 . Bibcode : 2007ApJ...661..502B. doi : 10.1086/514326. ISSN  0004-637X. S2CID  9948700.
  11. ^ "Горячий Юпитер WASP 104b — одна из самых темных планет". Science Alert.com . 23 апреля 2018 г.
  12. ^ Купер, Кертис С.; Шоумен, Адам П. (1 января 2005 г.). «Динамическая метеорология в фотосфере HD 209458b». The Astrophysical Journal Letters . 629 (1): L45. arXiv : astro-ph/0502476 . Bibcode : 2005ApJ...629L..45C. doi : 10.1086/444354. ISSN  1538-4357. S2CID  10022257.
  13. ^ ab Rauscher, Emily; Menou, Kristen (1 января 2010 г.). «Трехмерное моделирование атмосферных потоков горячего Юпитера». The Astrophysical Journal . 714 (2): 1334–1342. arXiv : 0907.2692 . Bibcode : 2010ApJ...714.1334R. doi : 10.1088/0004-637X/714/2/1334. ISSN  0004-637X. S2CID  17361362.
  14. ^ Чо, JY-K.; Скиннер, JW; Трастарсон, H. Th (2021-05-26). «Штормы, изменчивость и множественные равновесия на горячих юпитерах». arXiv : 2105.12759 [astro-ph.EP].
  15. ^ Джонсон, Джон Эшер; Газак, Дж. Закари; Эппс, Кевин; и др. (2011). «Характеристика холодных KOI II. М-карлик KOI-254 и его горячий Юпитер». The Astronomical Journal . arXiv : 1112.0017 . doi :10.1088/0004-6256/143/5/111. S2CID  25791517.
  16. ^ Баллестерос, Ф. Дж.; Фернандес-Сото, А.; Мартинес, В. Дж. (2019). «Название: Погружение в экзопланеты: являются ли водные моря самыми распространенными?». Астробиология . 19 (5): 642–654. doi : 10.1089/ast.2017.1720. hdl : 10261/213115 . PMID  30789285. S2CID  73498809.
  17. ^ Доусон, Ребекка И.; Джонсон, Джон Эшер (2018). «Происхождение горячих юпитеров». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 : 175–221. arXiv : 1801.06117 . Bibcode : 2018ARA&A..56..175D. doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051853. S2CID  119332976.
  18. ^ D'Angelo, G.; Lissauer, JJ (2018). «Формирование гигантских планет». В Deeg H., Belmonte J. (ред.). Справочник по экзопланетам . Springer International Publishing. стр. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Bibcode :2018haex.bookE.140D. doi :10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  19. ^ Чемберс, Джон (2007-07-01). Формирование планет с миграцией типа I и типа II . AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Том 38. Bibcode : 2007DDA....38.0604C.
  20. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (декабрь 2010 г.). "Giant Planet Formation". В Seager, Sara (ред.). Exoplanets . University of Arizona Press. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Bibcode :2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  21. ^ D'Angelo, G.; Lubow, SH (2008). «Эволюция мигрирующих планет, подвергающихся аккреции газа». The Astrophysical Journal . 685 (1): 560–583. arXiv : 0806.1771 . Bibcode : 2008ApJ...685..560D. doi : 10.1086/590904. S2CID  84978.
  22. ^ Lubow, SH; Ida, S. (2011). «Миграция планет». В S. Seager. (ред.). Экзопланеты . Издательство Аризонского университета, Тусон, Аризона. С. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Bibcode :2010exop.book..347L.
  23. ^ Knutson, Heather A.; Fulton, Benjamin J.; Montet, Benjamin T.; Kao, Melodie; Ngo, Henry; Howard, Andrew W.; Crepp, Justin R.; Hinkley, Sasha; Bakos, Gaspar Á (2014-01-01). "Друзья горячих юпитеров. I. Поиск массивных долгопериодических спутников близких газовых гигантов с помощью радиальной скорости". The Astrophysical Journal . 785 (2): 126. arXiv : 1312.2954 . Bibcode :2014ApJ...785..126K. doi :10.1088/0004-637X/785/2/126. ISSN  0004-637X. S2CID  42687848.
  24. ^ Хеллер, Рене (1 августа 2019 г.). «Формирование горячих юпитеров посредством миграции диска и развивающихся звездных приливов». Астрономия и астрофизика . 628 : A42. arXiv : 1806.06601 . Bibcode : 2019A&A...628A..42H. doi : 10.1051/0004-6361/201833486. ISSN  0004-6361. S2CID  102352102. Получено 5 апреля 2022 г.
  25. ^ Батыгин, Константин; Боденхаймер, Питер Х.; Лафлин, Грегори П. (2016). «In Situ Formation and Dynamical Evolution of Hot Jupiter Systems». The Astrophysical Journal . 829 (2): 114. arXiv : 1511.09157 . Bibcode :2016ApJ...829..114B. doi : 10.3847/0004-637X/829/2/114 . S2CID  25105765.
  26. ^ Рафиков, Роман Р. (1 января 2006 г.). «Атмосферы протопланетных ядер: критическая масса для зародышеобразованной нестабильности». The Astrophysical Journal . 648 (1): 666–682. arXiv : astro-ph/0405507 . Bibcode :2006ApJ...648..666R. doi :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». Progress of Theoretical Physics Supplement . 70 : 35–53. Bibcode :1981PThPS..70...35H. doi : 10.1143/PTPS.70.35 . ISSN  0375-9687.
  28. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In Situ и Ex Situ модели формирования планет Kepler 11". The Astrophysical Journal . 828 (1): в печати. ​​arXiv : 1606.08088 . Bibcode :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  29. ^ Mayor, M.; Marmier, M.; Lovis, C.; Udry, S.; Ségransan, D.; Pepe, F.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F. (12 сентября 2011 г.). "Поиск HARPS южных внесолнечных планет XXXIV. Распространение, распределение масс и орбитальные свойства суперземель и планет с массой Нептуна". arXiv : 1109.2497 [astro-ph].
  30. ^ Баталья, Натали М.; Роу, Джейсон Ф.; Брайсон, Стивен Т.; Баркли, Томас; Берк, Кристофер Дж.; Колдуэлл, Дуглас А.; Кристиансен, Джесси Л.; Маллалли, Фергал; Томпсон, Сьюзан Э. (1 января 2013 г.). «Планетные кандидаты, наблюдаемые Кеплером. III. Анализ данных за первые 16 месяцев». Серия приложений к астрофизическому журналу . 204 (2): 24. arXiv : 1202.5852 . Bibcode : 2013ApJS..204...24B. doi : 10.1088/0067-0049/204/2/24. ISSN  0067-0049. S2CID  19023502.
  31. ^ "Экзопланеты, обнаженные до ядра". 25 апреля 2009 г. Архивировано из оригинала 27 мая 2011 г. Получено 25 апреля 2009 г.{{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  32. ^ ab Fogg, Martyn J.; Nelson, Richard P. (2007). «О формировании планет земной группы в системах с горячими Юпитерами». Astronomy and Astrophysics . 461 (3): 1195–1208. arXiv : astro-ph/0610314 . Bibcode : 2007A&A...461.1195F. doi : 10.1051/0004-6361:20066171. S2CID  119476713.
  33. ↑ Наякшин, Сергей (20 сентября 2011 г.). «Горячие суперземли: разрушенные молодые юпитеры?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (4): 2974–2980. arXiv : 1103.1846 . Bibcode : 2011MNRAS.416.2974N. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19246.x . S2CID  53960650.
  34. ^ Беккер, Джульетта К.; Вандербург, Эндрю; Адамс, Фред К.; Раппапорт, Сол А.; Швенгелер, Ганс Марти (10 августа 2015 г.). "WASP-47: Система горячего Юпитера с двумя дополнительными планетами, обнаруженными K2". The Astrophysical Journal Letters . 812 (2). IOP Publishing (опубликовано в октябре 2015 г.): L18. arXiv : 1508.02411 . Bibcode : 2015ApJ...812L..18B. doi : 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. Получено 2 августа 2016 г.
  36. ^ Hebrard, G.; Desert, J.-M.; Diaz, RF; Boisse, I.; Bouchy, F.; des Etangs, A. Lecavelier; Moutou, C.; Ehrenreich, D.; Arnold, L. (2010). "Наблюдение полного 12-часового транзита экзопланеты HD80606b. Тепловая фотометрия Spitzer и спектроскопия SOPHIE". Астрономия и астрофизика . 516 : A95. arXiv : 1004.0790 . Bibcode : 2010A&A...516A..95H. doi : 10.1051/0004-6361/201014327. ISSN  0004-6361. S2CID  73585455.
  37. ^ Triaud, AHMJ; Queloz, D.; Bouchy, F.; Moutou, C.; Collier Cameron, A.; Claret, A.; Barge, P.; Benz, W.; Deleuil, M. (1 октября 2009 г.). "Эффект Росситера-Маклафлина CoRoT-3b и HD 189733b" (PDF) . Astronomy and Astrophysics . 506 (1): 377–384. arXiv : 0907.2956 . Bibcode : 2009A&A...506..377T. doi : 10.1051/0004-6361/200911897. ISSN  0004-6361. S2CID  10454322. Архивировано из оригинала (PDF) 20 августа 2017 г. Получено 4 ноября 2018 г.
  38. ^ "Переворачивая планетарную теорию с ног на голову". ESO (Пресс-релиз). Королевское астрономическое общество . 2010-04-13. стр. 16. Bibcode :2010eso..pres...16. Архивировано из оригинала 2011-07-16 . Получено 2010-04-15 .
  39. ^ Winn, Joshua N.; et al. (2011). "Ориентация орбит экзопланет: HAT-P-4b прямая, а HAT-P-14b ретроградная". The Astronomical Journal . 141 (2). 63. arXiv : 1010.1318 . Bibcode : 2011AJ....141...63W. doi : 10.1088/0004-6256/141/2/63. S2CID  18752702.
  40. ^ «Наклон звезд может объяснить обратные планеты». New Scientist . № 2776. 1 сентября 2010 г.
  41. ^ Пол М. Саттер (9 декабря 2022 г.). «Обмен пространствами: как обмен звездами создает горячие юпитеры». Вселенная сегодня.
  42. ^ Белл, Тейлор Дж.; Коуэн, Николас Б. (2018). «Увеличение переноса тепла в сверхгорячих атмосферах Юпитера за счет диссоциации и рекомбинации H 2». The Astrophysical Journal . 857 (2): L20. arXiv : 1802.07725 . Bibcode : 2018ApJ...857L..20B. doi : 10.3847/2041-8213/aabcc8 . S2CID  119404042.
  43. ^ Парментье, Вивьен; Лайн, Майк Р.; Бин, Джейкоб Л.; Мэнсфилд, Меган; Крейдберг, Лора; Лупу, Роксана; Вишер, Ченнон; Десерт, Жан-Мишель; Фортни, Джонатан Дж.; Делей, Магали; Арканджели, Джейкоб; Шоумен, Адам П.; Марли, Марк С. (2018). «От тепловой диссоциации к конденсации в атмосферах ультрагорячих юпитеров: WASP-121b в контексте». Астрономия и астрофизика . 617 : A110. arXiv : 1805.00096 . Bibcode : 2018A&A...617A.110P. doi : 10.1051/0004-6361/201833059. S2CID  62895296.
  44. ^ «Ученые обнаружили «адскую» планету, настолько горячую, что она может испарить большинство металлов». CNET . 27 апреля 2021 г. Получено 27 апреля 2021 г.
  45. ^ «Обнаружена новая 'адская' планета». Университет Южного Квинсленда . 27 апреля 2021 г. Архивировано из оригинала 29 апреля 2021 г. Получено 27 апреля 2021 г.
  46. ^ Малавольта, Лука и др. (9 февраля 2018 г.). «Скалистая суперземля с ультракоротким периодом и вторичным затмением и похожим на Нептуна компаньоном вокруг K2-141». The Astronomical Journal . 155 (3): 107. arXiv : 1801.03502 . Bibcode : 2018AJ....155..107M. doi : 10.3847/1538-3881/aaa5b5 . S2CID  54869937.
  47. ^ Sahu; Casertano, S.; Bond, HE; ​​Valenti, J.; Smith, TE; Minniti, D.; et al. (2006). «Транзитные внесолнечные кандидаты на роль планет в галактической балдже». Nature . 443 (7111): 534–540. arXiv : astro-ph/0610098 . Bibcode :2006Natur.443..534S. doi :10.1038/nature05158. PMID  17024085. S2CID  4403395.
  48. ^ "WASP Planets". wasp-planets.net . 5 декабря 2013 г. Получено 1 апреля 2018 г.
  49. ↑ Чанг, Кеннет (11 ноября 2010 г.). «Обнаружена загадочная пухлая планета, менее плотная, чем пробка». The New York Times .
  50. ↑ Кер Тан (14 сентября 2006 г.). «Пышная 'Пробковая' Планета будет плавать на воде». Space.com . Получено 8 августа 2007 г.
  51. ^ "Puffy planet poses pretty puzzle". BBC News. 15 сентября 2006 г. Получено 17 марта 2010 г.
  52. ^ ab Батыгин, Константин; Стивенсон, Дэвид Дж.; Боденхаймер, Питер Х.; Хуан, Сюй (2011). "Эволюция омически нагретых горячих юпитеров". The Astrophysical Journal . 738 (1): 1. arXiv : 1101.3800 . Bibcode :2011ApJ...738....1B. doi :10.1088/0004-637X/738/1/1. S2CID  43150278.
  53. ^ Barnes, Jason W.; O'Brien, DP (2002). «Устойчивость спутников вокруг близких экзопланет-гигантов». The Astrophysical Journal . 575 (2): 1087–1093. arXiv : astro-ph/0205035 . Bibcode : 2002ApJ...575.1087B. doi : 10.1086/341477. S2CID  14508244.
  54. ^ Альварадо-Монтес JA; Зулуага J.; Сусеркия M. (2017). «Влияние эволюции близких гигантских планет на приливную миграцию экзолун». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 471 (3): 3019–3027. arXiv : 1707.02906 . Bibcode : 2017MNRAS.471.3019A. doi : 10.1093/mnras/stx1745 . S2CID  119346461.
  55. ^ Российские астрономы впервые открыли луну возле экзопланеты. 6 февраля 2012 г. Изучение кривой изменения блеска WASP-12b принесло российским астрономам необычный результат: обнаружены регулярные всплески. ... Хотя пятна на поверхности звезды также могут вызывать схожие изменения блеска, наблюдаемые всплески очень похожи по длительности, профилю и амплитуде, что свидетельствует в пользу существования экзолуны.
  56. ^ ab Spiegel, David S.; Madhusudhan, Nikku (1 сентября 2012 г.). «Юпитер станет горячим юпитером: последствия эволюции звезд после главной последовательности на планетах-гигантах газа». The Astrophysical Journal . 756 (2): 132. arXiv : 1207.2770 . Bibcode :2012ApJ...756..132S. doi :10.1088/0004-637X/756/2/132. ISSN  0004-637X. S2CID  118416430.
  57. ^ Грюнблатт, Сэмюэл К.; Хубер, Дэниел (1 декабря 2017 г.). «Двойное зрение с K2: тестирование повторной инфляции с двумя удивительно похожими планетами вокруг звезд ветви красных гигантов». The Astrophysical Journal . 154 (6): 254. arXiv : 1706.05865 . Bibcode :2017AJ....154..254G. doi : 10.3847/1538-3881/aa932d . S2CID  55959801.
  58. ^ Route, Matthew (10 февраля 2019 г.). «Возвышение РИМА. I. Многоволновой анализ взаимодействия звезды и планеты в системе HD 189733». The Astrophysical Journal . 872 (1): 79. arXiv : 1901.02048 . Bibcode :2019ApJ...872...79R. doi : 10.3847/1538-4357/aafc25 . S2CID  119350145.
  59. ^ Route, Matthew; Looney, Leslie (20 декабря 2019 г.). "ROME (Radio Observations of Magnetized Exoplanets). II. HD 189733 не аккрецирует значительный материал со своей экзопланеты, как звезда типа T Tauri с диска". The Astrophysical Journal . 887 (2): 229. arXiv : 1911.08357 . Bibcode : 2019ApJ...887..229R. doi : 10.3847/1538-4357/ab594e . S2CID  208158242.

Внешние ссылки