Wikipedia, déi fräi Enzyklopedie

Hot Jupiter

Hot Jupiter (lb: Waarme Jupiter) bezeechent eng Klass vun Exoplanéiten, déi eng Mass hunn, déi bal d'selwecht ass wéi déi vum Jupiter (1,9 × 1027 kg) oder nach méi grouss. Hir Uewerflächentemperatur ass däitlech méi héich wéi déi vum Jupiter (165 K, d. h. −108 °C). Eng Mindesttemperatur fir eng Gruppéierung an dës Planéiteklass ass net allgemeng festgeluecht. An der Sudarsky-Klassifikatioun gëtt de Begrëff fir Gasplanéit mat enger Gläichgewiichtstemperatur vun 900 K (ongeféier 630 °C) benotzt.[1]

Kënschtleresch Duerstellung vum Exoplanéit HD 209458b (Osiris) viru sengem Stär

Am Verglach zu de Verhältnesser an eisem Sonnesystem kreesen d'Gasplanéiten ëm hire Stär net an enger mëttlerer Distanz vu 5 Astronomeschen Eenheeten, mä nëmmen op enger Distanz vu ronn 0,05 AE. Domat ass Distanz zum Stär nëmme ronn 1/8 (12,5 %) vum Ofstand tëscht dem Merkur an der Sonn, wouduerch si eng dementspriechend héich Uewerflächentemperatur (ettlech honnert Kelvin) hunn.

Beispiller sinn 51 Pegasi b (Bellerophon), HD 209458 b (Osiris) an d'Exoplanéiten an de Systemer HD 195019 an HD 189733.

Berechent Temperature vun Exoplanéite mat Massen tëschent 0,1 an 10 Jupitermassen, fir déi sou Date bis Enn Mee 2015 virlouchen[2]
'Hot Jupiters (laanscht de lénkse Rand), déi bis den 31. August 2004 entdeckt goufen. Rout Punkten = duerch Transit entdeckt; blo Punkten = duerch Moosse vun der Radialvitess entdeckt. Courtesy NASA/JPL-Caltech.

Eegenschaften änneren

Waarm Jupiter gläiche sech a verschiddene Charakteristiken:

  • Duerch déi staark Insolatioun (Sonnastralung) hunn si eng méi niddreg Dicht wéi dat normalerweis de Fall wier. Dat huet Auswirkungen op d'Bestëmmung vum Duerchmiesser, well duerch d'Randverdonkelung wärend dem Transit d'An- an d'Austrëttsgrenze méi schwéier ze bestëmme sinn.
  • Bei alle Planéite vun dësem Typ gëtt dovun ausgaangen, datt si eréischt méi spéit an hir aktuell Ëmlafbunn komm sinn (Migratioun), well op enger sou kuerzer Distanz zum Zentralstär net genuch Material konnt sinn, fir e Planéit vu sou enger Mass ze formen.
  • Hir Ëmlafbunnnen hunn eng kleng Exzentrizitéit. Grond dofir ass d'Libratioun. Si ass och dofir verantwortlech, datt d'Planéiten hir Rotatioun mat der Ëmrondung vum Zentralstär synchroniséieren an dofir ëmmer mat der selwechter Säit zum Stär weisen (gebonne Rotatioun).
  • Si komme bei de sonnenoen F, G a K-Zwergen nëmme mat enger Warscheinlechkeet vun 1,2 % op a sinn domat ganz rar. Dogéint däerfte ronn 25 % vun de metallräiche sonnenoe Stären, Exoplanéiten hunn.
  • Hot Jupiter gi mat enger klenger Warscheinlechkeet ëm Ënnerrise fonnt. Dës Stäre sinn déi éischt Entwécklungsphas no den F, G a K-Zwergen déi d'Haaptrei verlooss hunn a sech opgrond vu Schuelebrennen a Rout Risen ëmwandelen. Warscheinlech ginn d'Hot Jupiter duerch Gezäitekraaften zerstéiert.
  • D'Ëmlafdauer vun den Hot Jupiter läit tëscht engem bis fënnef Deeg, woubäi hir Mass ganz rar méi wéi 2 Jupitermassen ass
  • D'Bunnachs vun den Hot Jupiter läit heefeg net um Rotatiounsniveau vum Stär. Dëst ka mat Hëllef vu Stäreflecke observéiert ginn, déi sech lues iwwer d'Uewerfläch vum Stär beweegen. Kënnt et zu enger Bedeckung vum Stärefleck duerch e Planéit, féiert dat zu engem déiwe Minimum. Wann d'Rotatiounsachs vum Stär an d'Ëmlafbunn vum Planéit zoueneen ausgeriicht wieren, da géif sech déi Bedeckung widderhuelen. Dat ass normalerweis bei aneren Exoplanéiten de Fall, wärend dat bei Hot Jupiteren nëmme ganz rar virkënnt. Dofir däerft d'Bunn vun Hot Jupiteren duerch Streeung mat anere Planéite beaflosst gi sinn, well ugeholl gëtt, datt bei der Genesis vun de Planéitebunnen um Rotatiounsplang vun hirem Zentralstär leien.
  • En ettlech Hot Jupiter kreesen ëm hire Stär op enger Distanz vun nëmmen engem Stäreradius. Dës Exoplanéite si vun ausgedeente Gaswolleke ëmginn, déi sech iwwer d'Roche-Grenzvolumen erstrecken. D'Gasplanéite ginn duerch de Stärewand ablativ erodéiert an déi intensiv Stralung erhëtzt hir Atmosphär sou wäit, datt d'Brownsche Beweegung d'Gravitatiounspotential vum Planéit iwwerschrëtt.
  • Bei Hot Jupitere mat engem Bunnradius vu manner wéi 0,08 AE sinn d'Duerchmiesser vun de Gasrise vill méi grouss wéi nëmmen duerch den Afall vun elektromagnéitescher Stralung ze erwaarde wier. Entweeder späicheren d'Planéiten aus net bekannte Grënn ganz gutt Wäermt oder et gëtt eng zousätzlech onbekannt Energiequell vu bis zu 1027 erg/s.
  • An hirer enker Bunn ëm hire Stär erhéijen Hot Jupitere deem seng Rotatiounsvitesse duerch Gezäiteneffeter. Déi héich Rotatiounsvitesse léisst déi magnéitesch Aktivitéit vum Stär a Form vu Stäreflecke a Flares klammen. Dat erschwéiert d'Observatioun vun den Hot Jupiter an d'Altersbestëmmung vun de Planéitesystemer, well d'Rotatiounsvitesse vun Eenzelstäreein e gudden Altersindikator ass.

Hot Jupiters sinn déi Exoplanéiten, déi am liichtsten duerch Miessung vun der Radialvitess z'entdecke sinn. Duerch hir enk Ëmkreesung ruffe si eng am Verglach zu anere Planéite ganz staark a séier Oszillatioun vum Zentralstär ervir.

Entwécklung änneren

Theoreetesch Berechnunge leeë no, datt Gasrise no bei der Äislinn entstinn, déi bei de meeschte Stären op enger Distanz vun e puer astronomeschen Eenheete läit. Dêst gëtt och duerch Observatiounen ënnerstëtzt, wouno keng Hot Jupiter bei jonke Stäre kuerz no der Opléisung vun der protoplanetarescher Scheif fonnt goufen. Bei ville Hot Jupitere ass d'Bunnachs géint d'Rotatiounsachs vum Zentralstär gebéit. Dofir gëtt dovun ausgegaangen, datt d'Planéiten aus hirer Ufanksbunn erausgestreet goufen. Dat kann duerch Interaktioun mat der protoplanetarescher Scheif oder engem anere Planéit geschitt sinn. Déi dobäi entstoend staark elliptesch Bunn gëtt duerch Gezäitenkraafte uschléissend zirkulariséiert. Warscheinlech si vill Bunne vun Hot Jupiteren net laangfristeg stabil an duerch d'Darwin-Instabilitéit oder de Kozai-Effet kéinten d'Gasplanéite mam Zentralstär verschmëlzen. D'Verschmëlze géif als eng Liichtkräfteg Rout Nova observéiert ginn an déi geschat Quot vun engem Mergerburst aus engem Hot Jupiter läit bei engem Event all 10 Joer an der Mëllechstrooss.

Alternativ Usätz ginn dovun aus, datt d'Gasplanéite duerch Reiwung an der zirkumstellarer Scheif Dréimoment verléieren an no banne wanderen. Dës Beweegung hält an enger enker Bunn ëm den Zentralstär op, well de bannenzege Beräich vun der Scheif bei jonke stellaren Objete scho vu Material befreit ass oder well Gezäitewellen tëscht dem Stär an dem Planéit eng weider Aproche verhënnert hunn.

Déi physikalesch Eegenschafte vun den Hot Jupiter sinn zimmlech ënnerschiddlech. Besonnesch hunn en ettlech grouss Radien an eng kleng mëttlel Dicht, wärend aner Hot Jupiter en dichte Kär hunn. Dës Ënnerscheeder kéinten d'Resultat vun Zesummestéiss vu Gasplanéite mat äerdänleche Gestengsplanéite sinn. Bei der Wanderung vum Gasplanéit a seng enk Bunn kéinten aner Planéite opgesammelt ginn an déi beim Zesummenstouss fräigesat Energie géif zu engem staarken Uwuesse vum Gasplanéiteradius féieren. Wann d'Reschter vum Gestengsplanéit an den Kär vum Gasplanéit falen, da féiert déi méi staark Gravitatiounskraaft nom Ofkille vun der Atmosphär vum Planéit zu enger Kontraktioun.

Kuckt och änneren

  Portal Astronomie

Referenzen änneren

  1. ↑ Mathias Scholz, Planetologie extrasolarer Planeten, Berlin/Heidelberg 2014, ISBN 978-3-642-41748-1, S. 276/277
  2. ↑ Datenbank op exoplanet.eu, gekuckt de 27. Mee 2015
Vun „https://lb.wikipedia.org/w/index.php?title=Hot_Jupiter&oldid=2491419“