Врели Јупитери

С Википедије, слободне енциклопедије
Уметничка визија врелог Јупитера.

Врели Јупитери су врста егзопланета које су сличне Јупитеру, али за разлику од Јупитера орбитирају ближе матичној звезди, до 0,5 астрономских јединица од ње.[1] Због тога им је површинска температура висока, по чему су и добили име. Небуларна хипотеза о настанку звезданих система није предвиђала формирање гасовитих џинова толико близу централним звездама, па су врели Јупитери сматрани необјашњенима, све док модели формирања звезданих система нису допуњени хипотезом о планетарној миграцији.

Особине и детекција[уреди | уреди извор]

Сви врели Јупитери су планете највероватније састава сличног Јупитеру, тј. гасовити џинови. За разлику од Јупитера чија орбита јесте на око 5,2 астрономске јединицие од Сунца, врели Јупитери орбитирају близу матичне звезде, до 0,5 астрономских јединица од ње. Типични орбитални периоди (дужине године) на врелим Јупитерима мере се данима. Последица овога јесте да су њихове површинске температуре неколико пута веће од површинске температуре Јупитера. Врели Јупитери се најчешће откривају око Сунцу сличних звезда из спектралних класа Ф, Г и К, док су врло ретко око најтоплијих или најхладнијих звезда. Због близине матичној звезди, врели Јупитери у својој атмосфери развијају јаке ветрове који утравнотежују површинску температуру на половини планете окренуте ка звезди и половини планете на којој је тренутно ноћ. Врели Јупитери нарочито близу матичној звезди, ближи од 0,02 астрономске јединице губе значајан део своје масе услед притиска звезданог ветра и зрачења звезде, те услед високе температуре површинских слојева. [1] Претпоставља се да врели Јупитери немају сателита осим малих објеката астероидне величине, због јаких гравитационих плимских сила звезде која би дестабилисала такав систем.[2]

Неки врели Јупитери и њихови параметри[1]
Матична звезда Маса (у масама Јупитера) Орбитални полупречник
(у астрономским јединицама)
Орбитални период (у данима)
ХД 75289 0,42 0,046 3,51
51 Пегаси 0,47 0,05 4,23
ХД 187123 0,52 0,042 3,1
упсилон Андромеда 0,68 0,057 4,61
ХД 217107 1,28 0,04 7,11
тау Боотис 3,87 0,046 3,31

Начини детекције врелих Јупитера исти су као начини детекције других егзопланета, с тим да су често олакшани због њихових особина. Детекција помоћу метода радијалне брзине звезде олакшана је јер блиски и масивни врели Јупитер проузрокује да звезда ротира око заједничког центра масе система врели Јупитер - звезда који се не поклапа са центром звезде. Олакшана је и фотометријска детекција, јер блиска и велика планета има значајну шансу да током своје револуције дође у положај такав да помрачи део звезде за посматрача са Земље, што омогућава детекцију мерењем периодичних промена сјаја звезде. Могуће је да је због веће шансе да буду откривени у методама најчешће коришћеним за детекцију егзопланета, тренутко откривено непропорционално много врелих Јупитера у односу на њихов прави удео у укупним егзопланетама.[3]

Формирање[уреди | уреди извор]

Откриће врелих Јупитера није било теоријски предвиђено, будући да је небуларна хипотеза којом се објашњава настанак звезданих система предвиђала могућност формирања гасовитих џинова само у хладнијим, удаљенијим деловима протопланетарног диска са довољно материје у орбити за постизање масе реда Јупитерове. На близинама на којима су детектовани врели Јупитери није у протопланетарном диску могли бити довољно материјала за њихово формирање услед јаке гравитације звезде која би га привукла. Такође, топлота унутрашњег дела протопланетарног диска отежава агрегацију гасовитих компоненти планете, а утицај звезданог ветра и радијационог притиска након отпочињања термонуклеарних реакција на звезди додатно отежава раст младе планете. Важећа хипотеза о настанку врелих Јупитера због тога подразумева њихово формирање у удаљенијим и хладнијим деловима протопланетарног диска уз каснију миграцију која би их довела до орбите блиске звезди.[4]


Једно од могућих објашњења за разлоге миграције дали су астрономи Даглас Лин и Петер Боденхајмер са Калифорнијског универзитета у Санта Крузу и Дерек Ричардсон са Универзитета у Вашингтону. По њима постоје два разлога за миграцију планете у унутрашње области протопланетарног диска након њеног формирања. Први јесте то што планета својом гравитацијом на протозвезди која још увек није отпочела фузију и која брзо ротира направи "избочину". Избочина због брзе ротације "бежи" од планете привлачећи при томе планету ближе протозвезди. При приближавању звезди, планета пролази кроз унутрашње области протопланетарног диска који делује на планету отпорном силом слично као што тела на Земљи бивају успорена отпором ваздуха. Отпорни процес на крају заустави планету на њеној коначној орбити око звезде. Збирни резултат оба ова процеса јесте пренос момента импулса планете на протопланетарни диск и протозвезду. Споредна последица процеса јесте раст планете приликом проласка кроз унутрашње делове протопланетарног диска, гравитационим привлачењем новог материјала.[4]

Види још[уреди | уреди извор]

Референце[уреди | уреди извор]

  1. ^ а б в Особине врелих Јупитера приступљено: 4. јануар 2014.
  2. ^ Сателити врелих Јупитера приступљено: 4. јануар 2014.
  3. ^ Методи детекције егзопланета приступљено: 4. јануар 2014.
  4. ^ а б Формирање и миграција врелих Јупитера приступљено: 4. јануар 2014.