Кіріспе
Жұлдызға жақын орбитамен айналатын жоғары массалы планеталар класы
Ыстық Юпитерлер (кейде Ыстық Сатурн деп те аталады) – физикалық тұрғыдан Юпитерге ұқсас, бірақ орбиталық периоды өте қысқа (P < 10 күн) газ гиганттары экзопланеталар класы. Жұлдыздарына жақын орналасуы және атмосфераның жоғары температурасы оларды "ыстық Юпитерлер" деп атауға себеп болды. Ыстық Юпитерлерді радиалдық жылдамдық әдісі арқылы анықтау оңай, себебі олар өз жұлдыздарының қозғалысында тудыратын тербелістер басқа белгілі планета түрлерімен салыстырғанда үлкен және жылдам болады. Ең танымал Ыстық Юпитерлердің бірі – 51 Пегаси b. 1995 жылы ашылған бұл планета, Күнге ұқсас жұлдыздың айналысында табылган алғашқы экзопланета болды. 51 Пегаси b планетасының орбиталық периоды шамамен 4 күнге тең.
Жалпы сипаттамалары
Ыстық Юпитерлердің арасында әртүрлілік болғанымен, олардың ортақ қасиеттері де бар. Оларды ерекшелендіретін нәрсе – олардың үлкен массалары және қысқа орбиталық периоды, ол 0,36–11,8 Юпитер массасы және 1,3–111 Жер күні аралығында болады. Планетаның массасы шамамен 13,6 Юпитер массасынан аспауы керек, себебі онда планета ішіндегі қысым мен температура дейтерийдің термоядролық реакциясын тудыруға жеткілікті деңгейге жетеді, соның салдарынан планета қоңыр еріккен жұлдызға айналады. Көпшілігінің орбиталары дерлік дөңгелек (төмен эксцентриситет). Олардың орбиталарының дөңгелек болуы жақын орналасқан жұлдыздардың немесе гравитациялық күштердің әсерінен туындайды деп саналады. Олар осы дөңгелек орбиталарында ұзақ уақыт сақталып қала ма, әлде өз жұлдыздарымен соқтығыса ма – бұл олардың орбиталық және физикалық эволюциясының байланысына байланысты, ал бұл байланыс энергияның таралуы және гравитациялық деформация арқылы жүзеге асырылады. Көптеген Ыстық Юпитерлердің тығыздығы өте төмен. Қазірге дейін өлшенген ең төменгі тығыздық – TrES 4b планетасының 0,222 г/см³ құрайды. Ыстық Юпитерлердің үлкен радиусы әлі толыққанды түсіндірілмеген, бірақ кеңейген атмосферасы жоғары жұлдыздық сәулеленуге, атмосфераның жоғары мөлдір еместігіне, мүмкін ішкі энергия көздеріне және планетаның сыртқы қабаттарының Рош шегінен асып, одан әрі жұлдызға тартылуына байланысты деп есептеледі. Әдетте, олар бір жағы жұлдызға қарап тұратындай, гравитациялық байланыс күшімен бекітілген. Олардың қысқа периоды, салыстырмалы түрде ұзақ күндері және гравитациялық байланысының салдарынан экстремалды және ерекше атмосфераға ие болуы мүмкін. Жақындағы модельдер атмосфераларын араластырып, ыстық және суық газ аймақтарын тасымалдайтын түрлі дауылдарды (вихрьтерді) де болжайды. Фотосферадағы күндізгі және түнгі температураның айырмашылығы айтарлықтай болуы мүмкін, мысалы, HD 209458 b планетасына негізделген модельде. Бұл планеталардың таралуы туралы жасалатын жалпылама тұжырымдар түрлі байқаулардың қателіктерін ескеруі керек, бірақ жалпы алғанда олардың таралуы абсолютті жұлдыздық шамаға байланысты экспоненциалды түрде төмендейді.
Құрылуы мен дамуы
Ыстық Юпитерлердің пайда болуына қатысты үш түрлі пікір бар. Бірі – олар қазіргіде байқалатын қашықтықта-ақ пайда болған болуы мүмкін. Екіншісі – олар алыс жерде пайда болып, кейін ішке қарай жылжуы мүмкін. Мұндай орын ауыстыру, күн тұмандығы кезеңінде газ бен шаңмен өзара әрекеттесу нәтижесінде туындауы мүмкін. Сонымен қатар, Юпитердің орбитасын бұзып, оны тұрақсыз етуге алып келетін, басқа ірі денемен жақын арадағы кездесудің салдарынан да орын алуы мүмкін.
Көші-қон
Көші-қон гипотезасында ыстық Юпитер тоң сызығынан тыс жерде, планеталардың пайда болуының өзекті аккреция әдісі арқылы тау жыныстарынан, мұздан және газдардан қалыптасады. Планета содан кейін жұлдызға қарай көшіп, тұрақты орбитаға ие болады. Планета II типті орбиталық көші-қон арқылы біртегіс түрде ішке қарай жылжуы мүмкін. Немесе, ол басқа бір ірі планетамен кездескен кезде гравитациялық шашырау салдарынан эксцентрлі орбитаға кенеттен көшіп, жұлдызбен өзара әрекеттесудің нәтижесінде орбитасы дөңгеленіп, қысқаруы мүмкін. Ыстық Юпитердің орбитасы Козай механизмі арқылы да өзгеруі мүмкін, бұл эксцентрліктің өсуіне және орбитаның перигелийі төмендеуіне алып келеді. Бұл үшін алыста орналасқан және еңіс орбитадағы басқа планета немесе жұлдыздық серік қажет. Ыстық Юпитерлердің шамамен 50%-ы алыста орналасқан Юпитер массасынан асатын серіктерге ие, бұл оларды жұлдыздың айналу осіне қатысты еңіс орбитада қалдыруы мүмкін. II типті көші-қон Күн тұмандылығы кезеңінде, яғни газ әлі бар кезде жүзеге асады. Осы кезде энергиялы жұлдыз фотондары мен күшті жұлдыз желдері қалған тұмандықтың көп бөлігін жояды. Ал қалған механизм арқылы көші-қон газ дискісі жоғалғаннан кейін болуы мүмкін.
Орналасқан жері
Газ алыптарының ішке қарай жылжуының орнына, басқаша гипотеза бойынша, ыстық Юпитерлердің ядролары қазіргі орналасқан жерлерінде газ қабықшаларын жинақтаған, газ алыптарына айналған, көбінесе супер Жерлер ретінде пайда болды. Бұл гипотеза бойынша ядроны құрайтын супер Жерлер өз орнында немесе қашықтықта қалыптасып, газ қабықшаларын жинақтар алдында жылжудан өтуі мүмкін. Супер Жерлер көбінесе серіктерімен табылатындықтан, ыстық Юпитерлердің де серіктері болуы күтілуде. Жергілікті түрде өсіп келе жатқан ыстық Юпитердің массасының артуы көрші планеталарға әртүрлі әсер ете алады. Егер ыстық Юпитер эксцентриситетін 0,01-ден жоғары сақтаса, кеңейтілген секулярлық резонанстар серік планетаның эксцентриситетін арттырып, ыстық Юпитермен соқтығысуына алып келуі мүмкін. Бұл жағдайда ыстық Юпитердің ядросы тым үлкен болады. Егер ыстық Юпитердің эксцентриситеті төмен болса, кеңейтілген секулярлық резонанстар серіктің орбитасын да бұруы мүмкін. Әдетте, in situ конгломерация әдісі жақсы көрілмейді, себебі ыстық Юпитерлердің қалыптасуы үшін қажетті массивті ядроларды құрастыруға қатты денелердің ≈ 104 г/см2 немесе одан да жоғары беттік тығыздығы қажет. Алайда, соңғы зерттеулер планета жүйелерінің ішкі аймақтарында супер Жер типтес планеталар жиі кездесетінін көрсетті. Егер бұл супер Жерлер қашықтықта қалыптасып, жақындаған болса, ыстық Юпитерлердің қалыптасуы толығымен in situ емес.
Атмосфералық жоғалту
Егер ыстық Юпитер атмосферасы гидродинамикалық қашу арқылы жойылса, оның ядросы хтондық планетаға айналуы мүмкін. Сыртқы қабаттардан алынып тасталған газ мөлшері планетаның мөлшеріне, қабығын құрайтын газдарға, жұлдыздан орбиталық қашықтығына және жұлдыздың жарқырауына байланысты. Типик жүйеде өз жұлдызының айналасында 0,02 а.б. орбитасында айналатын газ гиганты өмірі бойы массасының 5-7% жоғалтады, бірақ 0,015 а.б.-ден жақын орбитада айналу планета массасының айтарлықтай үлкен бөлігінің булануына әкелуі мүмкін. Мұндай объектілер әлі табылған жоқ және олар әлі де гипотетикалық болып табылады.
Ыстық Юпитерлер бар жүйелердегі жер планеталары
Симуляциялар көрсеткендей, Юпитер сияқты планетаның ішкі протопланеталық дискі арқылы (жұлдыздан 5 және 0,1 АЕ аралығындағы аймақ) қозғалуы күтілгендей қиратушы емес. Бұл аймақтағы қатты дискі материалдарының 60%-дан астамы, соның ішінде планеталар мен протопланеталар, сыртқа шашырап, газ гигант планетаның артында планета құраушы дискінің қайта қалыптасуына мүмкіндік береді. Симуляцияда ыстық Юпитер өтіп, оның орбитасы 0,1 АЕ-де тұрақталғаннан кейін, қоныстануға жарамды аймақта екі Жер массасына дейінгі планеталар пайда болуы мүмкін болды. Ішкі планеталық жүйенің материалының мұздық шекарадан тыс сыртқы планеталық жүйе материалымен араласуы нәтижесінде, симуляциялар ыстық Юпитердің өтуінен кейін пайда болған жер планеталарының суға бай болатынын көрсетті. Мұндай жүйелердің мысалы – WASP 47 жүйесі. Онда үш ішкі планета және сыртқы газ гигант планета бар. Ең ішкі планета, WASP 47e, 6,83 Жер массасы және 1,8 Жер радиусы бар үлкен жер планетасы; ыстық Юпитер, b, Юпитерден сәл ауыр, бірақ 12,63 Жер радиусы; ал соңғы ыстық Нептун, c, 15,2 Жер массасы және 3,6 Жер радиусы. Ұқсас орбиталық құрылым Кеплер 30 жүйесінде де кездеседі.
Орбиталардың тураланбауы
Бірнеше ыстық Юпитерлер, мысалы HD 80606 b, өздерінің ана жұлдыздарымен үйлеспейтін орбиталарға ие, оның ішінде HAT P 14b сияқты кері орбиталары барлары да бар. Бұл үйлеспеу ыстық Юпитер айналып өтетін фотосфераның қыздыруымен байланысты болуы мүмкін. Мұның себебіне қатысты көптеген теориялар ұсынылған. Осы теориялардың бірі - толқындық таралу және ыстық Юпитерлерді жасаудың жалғыз механизмі бар екенін, ал бұл механизм әртүрлі бұрылыс бұрыштарын тудырады деген пікірді қамтиды. Жоғары толқындық таралуға ие салқын жұлдыздар бұрылыс бұрышын азайтады (салқын жұлдыздардың айналасында айналатын ыстық Юпитерлердің жақсы үйлесуін түсіндіреді), ал ыстық жұлдыздар бұрылыс бұрышын азайта алмайды (байқалған үйлеспеуді түсіндіреді). Тағы бір гипотеза – ыстық Юпитерлер тығыз шоғырларда қалыптасады, онда бұзылыстар жиі болады және көрші жұлдыздардың планеталарды гравитациялық тұтқындауы мүмкін.
Өте ыстық Юпитерлер
Өте ыстық Юпитерлер – күндізгі жағының температурасы [мәнді қосу керек] градустан жоғары болатын ыстық Юпитерлер. Мұндай күндізгі атмосферада молекулалардың көпшілігі құраушы атомдарына ыдырайды және түнгі жағына айналып, қайтадан молекулаларға бірігеді. Мысалы, 2021 жылдың сәуірінде Оңтүстік Квинсленд университеті жариялаған TOI 1431b планетасының орбиталық периоды екі жарым күнге тең. Оның күндізгі температурасы [мәнді қосу керек] градусқа жетеді, бұл біздің галактикадағы жұлдыздардың 40%-ынан да ыстық. Түнгі температурасы [мәнді қосу керек] градус.
Қысқа мерзімді планеталар
Ультра қысқа мерзімді планеталар (USP) – орбиталық периоды бір күннен кем планеталар класы. Олар шамамен 1,25 күн массасынан аз жұлдыздардың төңірегінде ғана кездеседі. Бір күннен кем орбиталық периоды расталған транзиттік ыстық Юпитерлерге WASP 18b, Banksia, Astrolábos және WASP 103b жатады.
Ұйқышыл планеталар
Радиусы үлкен және тығыздығы өте төмен газды алып планеталар кейде "буықты планеталар" немесе "қызыл Сатурн" деп аталады, себебі олардың тығыздығы Сатурнға ұқсас. Буықты планеталар өз жұлдыздарына жақын орбитада айналады, сондықтан жұлдыздан келетін қатты жылу планета ішіндегі жылумен бірігіп, атмосфераның кеңеюіне көмектеседі. Транзит әдісімен алты үлкен радиусты, төмен тығыздықты планета табылды. Табылу реті бойынша олар: HAT P 1b, CoRoT 1b, TrES 4b, WASP 12b, WASP 17b және Kepler 7b. Радиалды жылдамдық әдісімен анықталған кейбір ыстық Юпитерлер де буықты планеталар болуы мүмкін. Осы планеталардың көпшілігі Юпитер массасының шамасында немесе одан төмен, себебі көбірек массасы бар планеталардың гравитациясы күштірек болып, оларды Юпитердің шамамен мөлшерінде ұстайды. Расында, массасы Юпитерден төмен, ал температурасы 1800 Кельвиннен жоғары ыстық Юпитерлер соншалықты кеңейіп, буып кетеді, олардың барлығы тұрақсыз эволюциялық жолмен жүреді, бұл Рош лоб ағып кетуіне және планета атмосферасының буланып, жоғалуына әкеледі.
Айлар
Теориялық зерттеулер ыстық Юпитерлерде айлардың болуының ықтимал еместігін көрсетеді, себебі оларды айналып өтетін жұлдыздардың кішкентай Хилл сферасы және тасқын күштері кез келген серіктің орбитасын тұрақсыздандырады, екінші процесс үлкен айлар үшін күштірек болады. Бұл ыстық Юпитерлердің көпшілігі үшін тұрақты серіктердің астероид мөлшеріндегі шағын денелер болуы мүмкін екенін білдіреді. Сонымен қатар, ыстық Юпитерлердің физикалық эволюциясы олардың айларының соңғы тағдырын анықтай алады: оларды жартылай асимптотикалық үлкен жартылай осьтерде тоқтатуға немесе оларды жүйеден шығарып, басқа белгісіз процестерге ұшыратуға болады. Осыған қарамастан, WASP 12b-нің байқаулары оның айналасында кем дегенде 1 үлкен экзоайны бар екенін көрсетеді.
Қызыл алыптардың айналасындағы ыстық Юпитерлер
Қызыл алыптардың орбитасындағы газ алыптары, Жüpітерге ұқсас қашықтықта орналасқан болса, жұлдыздарынан алатын күшті сәулелену салдарынан "ыстық Жüpітерге" айналуы мүмкін деген болжам бар. Күн жүйесінде Күннің қызыл алыпқа айналуынан кейін Жüpітердің "ыстық Жüpітерге" айналуы өте мүмкін. Жақында қызыл алып жұлдыздардың орбитасындағы өте төмен тығыздықтағы газ алыптарының табылуы осы теорияны қолдайды. Қызыл алыптардың айналасындағы "ыстық Жüpітерлер", негізгі тізбектегі жұлдыздардың айналасындағылардан бірнеше жағынан ерекшеленеді, ең бастысы – жұлдыздарының жұлдыздық желдерінен материал жинақтау мүмкіндігі және егер жылдам айналса (жұлдызына байланысты болмаса), көптеген тар жолақты ағыстармен тегіс таралған жылу. Оларды транзит әдісімен анықтау, олардың орбитасындағы жұлдыздармен салыстырғандағы кіші өлшемдеріне және жұлдызы арқылы транзит жасауға және одан жасырынуға қажетті ұзақ уақытқа (айлар немесе тіпті жылдар) байланысты әлдеқайда қиын болады. Кейбір зерттеушілер HD 189733-тің өзінің айналасындағы экзопланетадан Т-Тәүри жұлдыздарының жас протожұлдыздарының маңындағыдай жылдамдықпен материалды жинап алатынын болжаған. Бірақ кейінгі талдаулар "ыстық Жüpітер" серігінен газдың өте аз немесе мүлдем жиналмағанын көрсетті.