Mine sisu juurde

Kuum Jupiter

Allikas: Vikipeedia
Kunstniku kujutus kuumast Jupiterist
Kunstniku kujutus kuumast Jupiterist HD 188753

Kuum Jupiter on ruumalalt Jupiteriga sarnaste, ent sellest mitme tunnuse poolest erinevate eksoplaneetide tüüp.

Kuumadel Jupiteridel on väga kõrge pinnatemperatuur, kuna nad tiirlevad oma ematähele väga lähedal[1] (0,015–0,5 astronoomilise ühiku ehk 2,2×106–74,8×106 km kaugusel),[2] samas kui Jupiter tiirleb Päikese ümber kaugemal (5,2 astronoomiline ühiku ehk 780×106 km kaugusel), mistõttu on Jupiteri pinnatemperatuur võrdlemisi madal.

Üks tuntumaid kuumi Jupitere on 51 Pegasi b, hüüdnimega Bellerophon. 1995. aastal avastatud 51 Pegasi b oli esimene planeet, mis leiti tiirlevat Päikese-sarnase tähe ümber. 51 Pegasi b tiirlemisperiood on ligikaudu neli päeva.

Omadused

[muuda | muuda lähteteksti]
Kuumad Jupiterid (kujutatud musta värviga joonisel vasakus servas, taustal suurem osa transiidimeetodiga avastatud planeedist) 2. jaanuari 2014 seisuga

Kõikidel kuumadel Jupiteridel on järgmised ühised tunnused:

  • Kuum Jupiter sarnaneb Jupiteriga (see on hiidplaneet, mille mass on ligikaudu võrdne Jupiteri massiga ehk 1,9×106 kg või ületab selle; kuum Jupiter tiirleb aga ematähele palju lähemal ja sellel on kõrge pinnatemperatuur).[1]
  • Kauguses asetsevast punktist vaadatuna on kuumal Jupiteril palju suurem tähest ülemineku tõenäosus kui mõnel teisel sama massiga, kuid suurema läbimõõduga orbiidil tiirleval planeedil. HD 209458 b oli esimene kuum Jupiter, mille puhul täheldati tähest üleminekut.
  • Tähelt pärineva suure kiirgushulga tõttu on kuuma Jupiteri tihedus väiksem, kui see muidu oleks. See mõjutab raadiuse määramist, kuna optiline efekt, mille tõttu täheketta keskosa paistab heledam kui selle ääred, muudab keeruliseks täpse hetke määramise, millal planeet liigub päikesekettale või sellelt ära.
  • Arvatakse, et kuum Jupiter tekib tähest kaugemal ja aja jooksul liigub sellele ligemale. Tähele nii lähedal poleks ilmselt olnud piisavalt materjali, et seal saaks moodustuda sellise massiga planeet.
  • Peaaegu kõikidel kuumadel Jupiteridel on ligikaudu ringikujulised orbiidid (väike ekstsentrilisus). Orbiitide ringikujuliseks muutumist põhjustab libratsioon.
  • Kuumal Jupiteril esineb tugev tuul, mis kannab planeedi päevapoolelt ööpoole soojust, mistõttu on kahe poole temperatuurierinevus võrdlemisi väike.
  • Kuum Jupiter tiirleb tavaliselt F- või G-klassi tähe ümber, mõnevõrra harvem K-klassi tähe ümber. Punase kääbuse ümber tiirlev kuum Jupiter on väga harv nähtus.[3]

Võrreldes teiste teadaolevate planeeditüüpidega põhjustab kuum Jupiter ematähe liikumises suhteliselt suuri ja kiireid võnkeid. Radiaalkiiruse meetodiga on seetõttu kõikidest eksoplaneetidest kõige lihtsam tuvastada just kuuma Jupiteri.

Arvatakse, et kuum Jupiter moodustub ematähest kaugemal, kus on võimalik lenduvate elementide, nagu näiteks vee, ammoniaagi, süsihappegaasi ja vingugaasi, kondenseerumine tahketeks jääkristallideks. Seejärel liigub kuum Jupiter ematähele lähemale ja saavutab lõpuks stabiilse orbiidi.[4]

Pärast atmosfääri ja välimiste kihtide kaotamist võib kuuma Jupiteri tuumast saada chthonia planeet. Kui suure osa välimistest kihtidest planeet kaotab, sõltub planeedi suurusest, koostisest ja kui lähedal see ematähele asub. Tüüpilises süsteemis 0,02 aü kaugusel ematähest tiirlev hiidplaneet kaotab oma eluea jooksul 5–7% massist, ematähe ümber 0,015 aü kaugusel või veel lähemal tiirlevast planeedist võib jääda alles aga ainult tuum.[5]

Maa tüüpi planeedi ja kuuma Jupiteri süsteem

[muuda | muuda lähteteksti]

Simulatsioonid on näidanud, et Jupiteri-suuruse planeedi liikumine läbi protoplaneetide ketta (piirkond 0,1–5 aü kaugusel ematähest) ei ole nii hävitava mõjuga, kui võiks arvata. Simulatsiooni järgi oli võimalik, et pärast kuuma Jupiteri möödumist ja stabiilse orbiidi saavutamist ematähest 0,1 aü kaugusel, moodustuvad elu võimaldavas piirkonnas planeedid, mis on Maast kuni kaks korda suurema massiga. Tähesüsteemi sise- ja välisosa materjali segunemise tõttu oli pärast kuuma Jupiteri möödumist moodustunud Maa-tüüpi planeedid eriti veerikkad.

Vastassuunaline liikumine

[muuda | muuda lähteteksti]

On avastatud, et mitu kuuma Jupiteri tiirleb ematähe pöörlemisega vastassuunas, mis tõstatab küsimuse planetaarsüsteemi tekke kohta.[6] Arvatakse, et põhjuseks pole mitte häiringud planeedi orbiidis, vaid et süsteemi algusajal keeras planeet ematähe magnetvälja ja protoplaneetide ketta vastasmõju tõttu ümber.[7] Uute ja vanade andmete koosvaatlusel leiti, et rohkem kui poolte uuritud kuumade Jupiteride orbiidid ei ole ematähe pöörlemisteljega joondatud ja kuus uuritud eksoplaneeti tiirlesid ematähe pöörlemisega vastassuunas.

Ülilühikese tiirlemisperioodiga kuum Jupiter

[muuda | muuda lähteteksti]

Ülilühikese tiirlemisperioodiga kuuma Jupiteri tiirlemisperiood on lühem kui üks päev ja see tiirleb tähe ümber, mille mass on vähem kui 1,25 Päikese massi.[8] Linnutee kettast on leitud viis ülilühikese tiirlemisperioodiga kuuma Jupiteri, mis avastati Hubble'i kosmoseteleskoobiga.[8]

Kuum Saturn

[muuda | muuda lähteteksti]
Kuigi Kepler-7b mass on Jupiteri omast kaks korda väiksem, on selle läbimõõt kaheksa korda suurem.[9]

Hiidplaneeti, millel on väga suur raadius, aga väike tihedus, nimetatakse mõnikord kuumaks Saturniks (sarnase tiheduse tõttu). Kuum Saturn tiirleb ematähele lähedal ning tähe tugev kiirgus ja planeedi sisemine soojus aitavad kaasa atmosfääri paisumisele. Transiidimeetodiga on avastatud kuus suure raadiuse ja väikese tihedusega planeeti (avastamisjärjekorras): HAT-P-1b,[10][11] COROT-1b, TrES-4, WASP-12b, WASP-17b ja Kepler-7b. Mõni radiaalkiiruse meetodil avastatud kuum Jupiter võib hoopis olla kuum Saturn. Suurema osa kuumade Saturnide mass on väiksem kui Jupiteri kahekordne mass, kuna nende gravitatsioon ei ole piisavalt tugev, et planeedid Jupiteri-suurusena püsiks. Isegi kui arvestada ematähe soojust, on mitme kuuma Jupiteri raadius oodatust suurem. See võib olla põhjustatud päikesetuulest ja planeedi magnetosfäärist, mis põhjustab planeeti läbivat elektrivoolu, mille tulemusena planeet soojeneb ja paisub. Mida magnetiliselt aktiivsem planeet on, seda tugevam on vastasmõju, elektrivool ja eelnevast lähtudes ka planeedi soojenemine ja paisumine. Tähe aktiivsuse ja planeedi paisumise vastastikuse seose teooriat kinnitavad ka vaatlusandmed.[12]

Kaaslased

[muuda | muuda lähteteksti]

Teoreetilised uurimused oletavad, et kuumal Jupiteril pole tõenäoliselt suuri looduslikke kaaslasi. Seda väikese Hilli sfääri kui ka ematähe gravitatsioonilise külgetõmbe tõttu, mis muudaks kaaslase orbiidi ebastabiilseks. Mida suurem on kaaslane, seda rohkem mõjutab ematähe gravitatsiooniline külgetõmme selle orbiiti. See tähendab, et suurem osa kuuma Jupiteri kaaslasi oleks väikesed asteroidisuurused taevakehad.[13]

Kuum Jupiter punase hiiu ümber

[muuda | muuda lähteteksti]

Kuigi sellist planeeti pole veel avastatud, on välja pakutud, et kuum Jupiter võib olla ka hiidplaneet, mis tiirleb punase hiiu ümber umbes samal kaugusel nagu Päikesesüsteemi Jupiter tiirleb Päikese ümber, kuna sel juhul oleks ematähelt lähtuv soojushulk väga suur. On väga tõenäoline, et kui Päikesest saab punane hiid, saab Jupiterist kuum Jupiter.[14]

Punase hiiu ümber tiirlev kuum Jupiter erineks peajada tähe ümber tiirlevast kuumast Jupiterist mitme omaduse poolest. Kui kuum Jupiter pöörleb piisavalt kiiresti, kuid ematähega mittesünkroonselt, võib planeet ematähelt lähtuvate laetud osakeste arvelt enda massi kasvatada.Transiidimeetodiga oleks sellise kuuma Jupiteri avastamine keeruline. Seda seetõttu, et võrreldes ematähega on planeet väga väike ja tähest üleminek võtaks kaua aega (mitu kuud võid isegi aastat).[14]

Vaata ka

[muuda | muuda lähteteksti]

Viited

[muuda | muuda lähteteksti]
  1. ↑ 1,0 1,1 "Flipping Hot Jupiters : Northwestern University Newscenter". Originaali arhiivikoopia seisuga 13. jaanuar 2021. Vaadatud 9. aprillil 2015.
  2. ↑ Mathiesen, Ben (19. märts 2006), 'Hot Jupiter' Systems may Harbor Earth-like Planets, PhysOrg.com
  3. ↑ Characterizing the Cool KOIs II. The M Dwarf KOI-254 and its Hot Jupiter: John Asher Johnson, J. Zachary Gazak, Kevin Apps, Philip S. Muirhead, Justin R. Crepp, Ian J. M. Crossfield, Tabetha Boyajian, Kaspar von Braun, Barbara Rojas-Ayala, Andrew W. Howard, Kevin R. Covey, Everett Schlawin, Katherine Hamren, Timothy D. Morton, James P. Lloyd
  4. ↑ Chambers, John (1. juuli 2007). Planet Formation with Type I and Type II Migration. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Kd 38. Bibcode:2007DDA....38.0604C.
  5. ↑ "Exoplanets Exposed to the Core". 25. aprill 2009. Vaadatud 25.04.2009.
  6. ↑ "Turning planetary theory upside down", ESO Press Release, Royal Astronomical Society: 16, 13. aprill 2010, Bibcode:2010eso..pres...16, originaali arhiivikoopia seisuga 16. juuli 2011, vaadatud 9. aprillil 2015 {{citation}}: kontrolli parameetri |bibcode= pikkust (juhend)
  7. ↑ Tilting stars may explain backwards planets, New Scientist, 1. september 2010, Magazine issue 2776.
  8. ↑ 8,0 8,1 Sahu, K.C. et al. 2006. Transiting extrasolar planetary candidates in the Galactic bulge. Nature 443:534–540
  9. ↑ "Summary Table of Kepler Discoveries". NASA. 15. märts 2010. Originaali arhiivikoopia seisuga 1.04.2017. Vaadatud 18.03.2010.
  10. ↑ Ker Than (14. september 2006). "Puffy 'Cork' Planet Would Float on Water". Space.com. Vaadatud 8.08.2007.
  11. ↑ "Puffy planet poses pretty puzzle". BBC News. 15. september 2006. Vaadatud 17.03.2010.
  12. ↑ Stellar Magnetic Fields as a Heating Source for Extrasolar Giant Planets, D. Buzasi, (Submitted on 6 Feb 2013)
  13. ↑ "Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets
  14. ↑ 14,0 14,1 Jupiter will Become a Hot Jupiter: Consequences of Post-main-sequence Stellar Evolution on Gas Giant Planets
Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/w/index.php?title=Kuum_Jupiter&oldid=6619811"