Введение
Класс планет с большой массой, обращающихся вблизи звезды.
Горячие юпитеры (иногда называемые горячими сатурнами) — это класс газовых гигантских экзопланет, которые, как считается, физически схожи с Юпитером, но имеют очень короткие периоды обращения (P < 10 дней). Близость к своим звёздам и высокие температуры в верхних слоях атмосферы послужили причиной их неофициального названия «горячие юпитеры». Горячие юпитеры — это экзопланеты, которые легче всего обнаруживаются методом радиальных скоростей, поскольку колебания, которые они вызывают в движении их звёзд, относительно велики и быстры по сравнению с колебаниями, вызываемыми другими известными типами планет. Один из наиболее известных горячих юпитеров — 51 Пегаса b. Открытая в 1995 году, она стала первой экзопланетой, обнаруженной на орбите вокруг звезды, подобной Солнцу. Период обращения 51 Пегаса b составляет около 4 дней.
Общие характеристики
Хотя среди горячих Юпитеров существует разнообразие, они обладают некоторыми общими свойствами. Их определяющими характеристиками являются большие массы и короткие орбитальные периоды, варьирующиеся от 0,36 до 11,8 масс Юпитера и от 1,3 до 111 земных дней. Масса не может превышать приблизительно 13,6 масс Юпитера, поскольку в этом случае давление и температура внутри планеты будут достаточно высокими для начала синтеза дейтерия, и планета станет коричневым карликом. Большинство из них имеют почти круговые орбиты (с низкой эксцентриситетом). Считается, что их орбиты становятся круговыми под воздействием возмущений от близлежащих звёзд или приливных сил. То, останутся ли они на этих круговых орбитах в течение длительного времени или столкнутся со своими звёздами-хозяевами, зависит от взаимосвязи между их орбитальной и физической эволюцией, которая обусловлена рассеянием энергии и приливной деформацией. Многие из них имеют необычно низкую плотность. Самая низкая из измеренных на сегодняшний день – у TrES 4b и составляет 0,222 г/см³. Большие радиусы горячих Юпитеров пока не до конца понятны, но предполагается, что расширение их оболочек связано с высоким звёздным облучением, высокой непрозрачностью атмосферы, возможными внутренними источниками энергии и орбитами, достаточно близкими к звёздам, чтобы внешние слои планет превысили предел Роша и были оттянуты дальше. Обычно они приливно заблокированы, то есть одна сторона всегда обращена к звезде-хозяину. Вероятно, они обладают экстремальными и экзотическими атмосферами из-за коротких периодов обращения, относительно длинных суток и приливной блокировки. Недавние модели также предсказывают существование различных штормов (вихрей), которые могут перемешивать их атмосферы и переносить горячие и холодные области газа. Прогнозируемая разница температур между дневной и ночной сторонами в фотосфере значительна, примерно для модели, основанной на HD 209458 b. При обобщениях о распределении этих планет необходимо учитывать различные наблюдательные систематические ошибки, но в целом их распространённость экспоненциально уменьшается с увеличением абсолютной звёздной величины.
Формирование и эволюция
Существует три основных теории относительно возможного происхождения горячих Юпитеров. Одна из них предполагает, что они сформировались на текущем расстоянии от звезды. Другая – что они образовались дальше от звезды, но впоследствии мигрировали ближе. Такое изменение положения могло произойти из-за взаимодействия с газом и пылью на этапе существования протопланетного диска. Также это могло быть вызвано близким прохождением мимо другого крупного объекта, дестабилизировавшего орбиту Юпитера.
Миграция
В гипотезе миграции горячий Юпитер формируется за линией снежной границы из пыли, льда и газов посредством метода аккреции ядра. Затем планета мигрирует к звезде, где в конечном итоге устанавливается на стабильную орбиту. Миграция могла происходить плавно посредством орбитальной миграции типа II. Либо она могла быть более резкой из-за гравитационного рассеяния на эксцентрические орбиты при взаимодействии с другой массивной планетой, за которым следовала циркуляризация и сжатие орбит под действием приливных сил звезды. Орбита горячего Юпитера также могла измениться посредством механизма Козая, приводящего к обмену наклона на эксцентриситет и формированию орбиты с высокой эксцентриситетом и низкой перигелиевой точкой, в сочетании с приливным трением. Для этого требуется массивный объект – другая планета или звездный компаньон – на более удаленной и наклонной орбите; приблизительно у 50% горячих Юпитеров обнаружены компаньоны с массой Юпитера или больше на значительном расстоянии, которые могут обусловить наклон орбиты горячего Юпитера относительно оси вращения звезды. Миграция типа II происходит на стадии протопланетного диска, то есть когда газ еще присутствует. Энергичные фотоны звезды и мощный звездный ветер в этот период рассеивают большую часть остатков диска. Миграция по другим механизмам может происходить после рассеяния газового диска.
На месте
Вместо того чтобы быть газовыми гигантами, мигрировавшими внутрь, в альтернативной гипотезе ядра горячих Юпитеров формировались из более распространенных суперземель, которые аккрецировали свои газовые оболочки на текущих орбитах, становясь газовыми гигантами непосредственно на месте. Суперземли, предоставляющие ядра в этой гипотезе, могли сформироваться либо на месте, либо на большем расстоянии и подвергнуться миграции до приобретения газовых оболочек. Поскольку суперземли часто встречаются с компаньонами, можно ожидать, что и горячие Юпитеры, сформированные на месте, также будут иметь компаньоны. Увеличение массы горячего Юпитера, растущего локально, может оказывать ряд возможных воздействий на соседние планеты. Если эксцентриситет горячего Юпитера превышает 0,01, то захват секулярными резонансами может увеличить эксцентриситет планеты-компаньона, приводя к столкновению с горячим Юпитером. В этом случае ядро горячего Юпитера будет аномально большим. Если эксцентриситет горячего Юпитера останется небольшим, захват секулярными резонансами также может наклонить орбиту компаньона. Традиционно, формирование in situ посредством аккреции не рассматривалось как предпочтительный сценарий, поскольку для образования горячих Юпитеров требуется сборка массивных ядер, что предполагает поверхностную плотность твердых тел ≈ 10⁴ г/см² и более. Однако недавние обзоры показали, что внутренние области планетных систем часто заняты планетами типа суперземель. Если эти суперземли сформировались на большем расстоянии и затем мигрировали ближе, то формирование горячих Юпитеров на месте нельзя считать полностью происходящим in situ.
Атмосферные потери
Если атмосфера горячего Юпитера рассеивается посредством гидродинамического ухода, его ядро может превратиться в хтонскую планету. Количество газа, удаляемого из внешних слоев, зависит от размера планеты, состава газовой оболочки, орбитального расстояния от звезды и светимости звезды. В типичной системе газовый гигант, обращающийся на расстоянии 0,02 а.е. от своей звезды, теряет 5–7% своей массы за время жизни, но сближение до 0,015 а.е. может привести к испарению существенно большей доли массы планеты. Пока такие объекты не обнаружены и остаются гипотетическими.
Земные планеты 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 предполагалось. Более 60% твердого вещества диска в этой области рассеивается наружу, включая планетезимали и протопланеты, что позволяет диску, в котором формируются планеты, восстановиться в следе за газовым гигантом. В ходе моделирования планеты массой до двух масс Земли смогли сформироваться в обитаемой зоне после того, как горячий Юпитер прошел через нее и стабилизировал свою орбиту на 0,1 а.е. Благодаря смешению материала внутренней планетной системы с материалом внешней планетной системы за линией снеговой линии, моделирование показало, что земные планеты, сформировавшиеся после прохождения горячего Юпитера, будут особенно богаты водой. Примером такой системы является WASP 47. В ней три внутренние планеты и внешний газовый гигант, находящиеся в обитаемой зоне. Самая внутренняя планета, WASP 47e, – крупная земная планета с массой 6,83 массы Земли и радиусом 1,8 радиуса Земли; горячий Юпитер, b, лишь немного массивнее Юпитера, но его радиус составляет около 12,63 радиуса Земли; последний горячий Нептун, c, имеет массу 15,2 массы Земли и радиус 3,6 радиуса Земли. Подобную орбитальную архитектуру также демонстрирует система Kepler 30.
Неравномерные орбиты
У нескольких горячих Юпитеров, таких как HD 80606 b, орбиты не совпадают по направлению с их звёздами, включая несколько с ретроградными орбитами, например HAT P 14b. Это несоответствие может быть связано с температурой фотосферы, вокруг которой вращается горячий Юпитер. Существует множество гипотез, объясняющих причины этого явления. Одна из них связана с приливным рассеянием и предполагает наличие единого механизма формирования горячих Юпитеров, который приводит к различным углам наклона. Более холодные звёзды с более сильным приливным рассеянием уменьшают угол наклона (что объясняет хорошую согласованность орбит горячих Юпитеров вокруг более холодных звёзд), в то время как более горячие звёзды не оказывают такого влияния (что объясняет наблюдаемое несоответствие). Другая гипотеза состоит в том, что горячие Юпитеры часто формируются в плотных звёздных скоплениях, где чаще возникают возмущения и возможен гравитационный захват планет соседними звёздами.
Сверхгорячие Юпитеры
Ультрагорячие Юпитеры — это горячие Юпитеры с температурой на дневной стороне выше, чем . В таких дневных атмосферах большинство молекул распадаются на составляющие их атомы и циркулируют к ночной стороне, где вновь объединяются в молекулы. Одним из примеров является TOI 1431b, обнаруженный Университетом Южного Квинсленда в апреле 2021 года, с периодом обращения всего в два с половиной дня. Температура на его дневной стороне составляет , что делает его горячее 40% звёзд в нашей галактике. Температура на ночной стороне составляет .
Ультракороткопериодные планеты
Ультракороткопериодные планеты (УКП) — это класс планет с орбитальными периодами менее суток, которые встречаются только вокруг звёзд с массой менее примерно 1,25 солнечных масс. К подтвержденным транзитным горячим Юпитерам с орбитальными периодами менее суток относятся WASP 18b, Banksia, Astrolábos и WASP 103b.
Пухлые планеты
Газовые гиганты с большим радиусом и очень низкой плотностью иногда называют "пухлыми планетами" или "горячими Сатурнами" из-за схожей с Сатурном плотности. Пухлые планеты вращаются на близком расстоянии от своих звезд, и интенсивное тепло от звезды в сочетании с внутренним нагревом планеты способствуют расширению её атмосферы. Шесть планет большого радиуса и низкой плотности были обнаружены методом транзитов. В порядке открытия они следующие: HAT-P-1b, CoRoT-1b, TrES-4b, WASP-12b, WASP-17b и Kepler-7b. Некоторые горячие Юпитеры, обнаруженные методом радиальных скоростей, также могут быть пухлыми планетами. Большинство из этих планет имеют массу, сравнимую с массой Юпитера или меньше, поскольку более массивные планеты обладают более сильной гравитацией, удерживающей их размеры близкими к размерам Юпитера. Действительно, горячие Юпитеры с массой ниже массы Юпитера и температурой выше 1800 Кельвинов настолько раздуты, что находятся на нестабильных эволюционных путях, которые в конечном итоге приводят к переполнению доли Роша и испарению, а также к потере атмосферы планеты.
Луны
Теоретические исследования показывают, что у горячих Юпитеров вряд ли могут быть спутники из-за малого радиуса сферы Хилла и приливных сил звезды, вокруг которой они вращаются, дестабилизирующих орбиты любых спутников, причем последний эффект сильнее для крупных спутников. Это означает, что для большинства горячих Юпитеров стабильные спутники будут небольшими телами размером с астероиды. Более того, физическая эволюция горячих Юпитеров может определить конечную судьбу их спутников: остановить их на полуассимптотических больших полуосях или выбросить из системы, где они могут подвергнуться другим неизвестным процессам. Однако наблюдения за WASP-12b указывают на наличие у него как минимум одной крупной экзолуны.
Горячие Юпитеры вокруг красных гигантов
Было предложено, что газовые гиганты, обращающиеся вокруг красных гигантов на расстояниях, сопоставимых с расстоянием до Юпитера, могут оказаться горячими Юпитерами из-за интенсивного излучения, которое они будут получать от своих звёзд. Весьма вероятно, что в Солнечной системе Юпитер станет горячим Юпитером после превращения Солнца в красного гиганта. Недавнее открытие газовых гигантов с особенно низкой плотностью, обращающихся вокруг звёзд-гигантов, подтверждает эту теорию. Горячие Юпитеры, обращающиеся вокруг красных гигантов, будут отличаться от обращающихся вокруг звёзд главной последовательности рядом особенностей, в частности, возможностью аккреции вещества из звёздного ветра их звёзд и, при условии быстрого вращения (не синхронного с вращением звезды), более равномерным распределением тепла с множеством узких струйных течений. Их обнаружение методом транзитов будет значительно сложнее из-за их малого размера по сравнению с орбитальными звёздами, а также из-за длительности транзита и последующего покрытия звездой (месяцы или даже годы). Некоторые исследователи также предполагали, что HD 189733 аккрецирует, то есть притягивает, вещество со своей обращающейся экзопланеты со скоростью, аналогичной той, что наблюдается вокруг молодых протозвёзд в системах T Tauri. Однако последующий анализ показал, что аккреция газа от "горячего Юпитера" была незначительной или отсутствовала вовсе.