Astronomija

Karštieji Jupiteriai aplink sunkias žvaigždes?

Karštieji Jupiteriai aplink sunkias žvaigždes?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Karštieji Jupiteriai yra milžiniškos planetos, kurios yra labai arti savo priimančiosios žvaigždės. Kiek karštųjų Jupiterio egzoplanetų buvo rasta aplink masyvesnes žvaigždes nei mūsų Saulė?

Ar pavaizduotas karštųjų Jupiterių skaičius, priklausantis nuo priimančiosios žvaigždžių masės? Sakyk $ x $ Karštieji Jupiteriai aplink žvaigždes, kurios yra nuo 1 iki 1,5 Saulės masės; $ y $ Karšti Jupiteriai aplink žvaigždes, kurios yra 1,5–2 saulės masės,…


Taip, aplink karštas Jupiteris yra žvaigždės, masyvesnės už Saulę: iš tikrųjų pirmosios žinomos karštosios Jupiterio žvaigždės 51 Pegasi masė yra apie 1,11 Saulės masės.

Kalbant apie jų sąrašą: naudokite patvirtintą planetų lentelę NASA „Exoplanet“ archyve. Jums tereikia pridėti atitinkamus jus dominančius kriterijus. Panašu, kad faktiniai kriterijai, kur nubrėžti skiriamąją liniją, yra maždaug aplink Saturno masės planetas, todėl naudodamiesi Saturno savybėmis galite atlikti šiuos veiksmus:

  • Filtruoti pagal planetos masę> 0,3 Jupiteriai, orbitos periodas <10 dienų, žvaigždės masė> 1 saulės masė. Rašymo metu tai parenka 275 planetas.

  • Filtruoti pagal> 0,8 Jupiterio planetos spindulį, orbitos periodas <10 dienų, žvaigždės masė> 1 saulės masė. Tai man rašymo metu suteikia 286 planetas.

Yra patogus mygtukas „Braižyti lentelę“, leidžiantis sukonstruoti histogramą iš pasirinktų planetų. Štai pavyzdys iš planetų, parinktų pagal masę nuo 1 iki 5 saulės masių (dar didesnėse žvaigždžių masėse yra keli pašaliniai dydžiai, bet nesu tikras, ar tie masės įvertinimai yra patikimi):

Atkreipkite dėmesį, kad aukščiau neatspindi realaus karštų Jupiterių su žvaigždžių mase pasiskirstymo: žaidžiami aptikimo šališkumai, dėl kurių sunku rasti planetų aplink masyvesnes žvaigždes, kurias reikia ištaisyti, kad būtų galima įvertinti tikrąjį pasiskirstymą.

Taip pat galite atlikti panašias užklausas „Extrasolar Planets Encyclopaedia“, tačiau vartotojo sąsaja nėra tokia draugiška.


Kodėl „karšto Jupiterio“ egzoplanetų nevalgo jų žvaigždės

Didžiulės, karštai karštos ateivių planetos yra sėkmingi drąsuoliai, pavojingai priartėję prie savo tėvų žvaigždžių, tačiau retai vartojami, rodo naujas tyrimas.

Tyrėjai teigė, kad dujų milžiniškų eksoplanetų, žinomų kaip „karštieji Jupiteriai“, migracija linkusi sustoti, kol jie nesisuko į pražūtį.

"Galų gale visi karštieji Jupiteriai vis artėja prie savo žvaigždžių, tačiau šiame tyrime mes parodome, kad šis procesas sustoja, kol žvaigždės per arti", - sakė švino autorius Peteris Plavchanas iš NASA Exoplanet mokslo instituto Caltech mieste Pasadenoje. teiginys. - Planetos dažniausiai stabilizuojasi, kai jų orbitos tampa apvalios, kas kelias dienas plaka aplink savo žvaigždes. [Keisčiausios ateivių planetos]

Karštieji Jupiteriai yra panašūs į tokias planetas kaip Saturnas ir Jupiteris masės ir sudėties atžvilgiu. Šie egzotiški pasauliai susiformuoja palyginti toli nuo savo žvaigždžių, kaip tai darė mūsų Saulės sistemos dujų milžinės, tačiau vėliau laikui bėgant blogai suprantamas procesas juda į vidų.

Mums pasisekė, kad Saturnas ir Jupiteris to nepadarė, nes tokios migracijos gali užkirsti kelią mažesnėms, uolėtoms planetoms, kartais jas išstumia iš Saulės sistemos, sako mokslininkai.

Tai, kas galėtų sustabdyti migraciją į vidų, leidžiančią karštiems Jupiteriams išgyventi artimose orbitose, taip pat buvo paslaptinga. Mokslininkai pasiūlė tris pagrindines teorijas, iš kurių pirmoji teigia, kad priimančiosios žvaigždės magnetinis laukas yra barjeras.

Antroji teorija rodo, kad karštieji Jupiteriai nustoja migruoti, kai pasiekia kitą kliūtį - dulkėtos naujagimių sistemos planetą formuojančio disko dalies galą.

„Ši teorija iš esmės pasakė, kad dulkių kelias, kuriuo eina planeta, dar prieš tai, kai planeta patenka į žvaigždę“, - sakoma bendraautoriaus Chriso Bilinskio iš Arizonos universiteto pranešime. "Tarp žvaigždės ir vidinio jos dulkėto disko krašto susidaro tarpas, kuriame, kaip manoma, planetos sustabdo jų migraciją".

Trečioji idėja teigia, kad vidinė migracija sustoja, kai motinos žvaigždės gravitacijos jėgos cirkuliuoja ir taip stabilizuojasi - karšta Jupiterio orbita.

Plavchanas ir Bilinskis išbandė šias teorijas tyrinėdami 126 patvirtintas egzoplanetas ir daugiau nei 2300 pasaulio kandidatų (daugumą jų pastebėjo NASA Keplerio kosminis teleskopas), įvairių dydžių ir orbitos charakteristikų. Konkrečiai, jie atkreipė dėmesį į tai, kaip šių planetų orbitos atstumai skiriasi priklausomai nuo jų priimančiųjų žvaigždžių masės.

Jie nustatė, kad karštieji Jupiteriai, skriejantys masyvesnėmis žvaigždėmis, skriejo gana toli, lygiai taip, kaip numanė trečioji teorija - „orbitinės apykaitos“ idėja.

„Kai buvo žinomi tik keli karšti Jupiteriai, keli modeliai galėjo paaiškinti pastebėjimus“, - sakoma „Kepler“ mokslininko Jacko Lissauerio iš NASA Ameso tyrimų centro Moffet Field mieste, Kalifornijoje, pranešime. "Tačiau radus tendencijas šių planetų populiacijose, paaiškėja, kad potvyniai kartu su dažnai nematytų planetų ir žvaigždžių palydovų gravitacinėmis jėgomis gali priartinti šias milžiniškas planetas prie savo žvaigždžių."


Karštieji Jupiteriai (taip pat vadinama skrudintojų planetos, epistellar jovians, pegasidai arba pegazinės planetos) yra ekstrasolinių planetų klasė, kurios charakteristikos yra panašios į Jupiterį, tačiau kurių paviršiaus temperatūra yra aukšta, nes jos skrieja labai arti - maždaug nuo 0,015 iki 0,5 astronominių vienetų (2,2 × 10 ^ 6 ir 74,8 × 10 ^ 6 km) - prie jų žvaigždės, tuo tarpu Jupiteris skrieja apie savo pagrindinę žvaigždę (Saulę) ties 5,2 astronominiais vienetais (780 × 10 ^ 6 km) ir sukelia žemą paviršiaus temperatūrą.

Vienas žinomiausių karštųjų Jupiterių yra 51 Pegasi b, pravarde Belerofonas. Atrasta 1995 m., Tai buvo pirmoji saulės spindulių planeta, rasta aplink Saulę panašią žvaigždę. 51 „Pegasi b“ orbitinis periodas yra apie 4 dienas.

Karštieji Jupiteriai turi keletą bendrų savybių:

  • Jie pasižymi panašiomis savybėmis kaip ir Jupiteris (dujų milžinės, kurių masė paprastai artima Jupiterio masei arba viršija jo masę, kuri yra 1,9 × 10 27 kg), tačiau skrieja daug arčiau žvaigždės ir patiria aukštą paviršiaus temperatūrą.
  • Jie turi daug didesnes galimybes pereiti savo žvaigždę, žvelgiant iš tolimesnio išorinio taško, nei tos pačios masės planetos didesnėse orbitose. Žymiausi iš jų yra HD 209458 b, pirmasis aptiktas tranzitu vykęs Jupiteris, HD 189733 b, kurį 2007 m. Pirmą kartą pavaizdavo kosminis teleskopas „Spitzer“, ir HAT-P-7b, kurį neseniai pastebėjo „Kepler“ misija.
  • Dėl didelio insoliacijos lygio jie yra mažesnio tankio, nei būtų kitaip. Tai turi įtakos spindulio nustatymui, nes dėl planetos foninės žvaigždės galūnių tamsėjimo tranzito metu planetos patekimo ir išėjimo ribas nustatyti yra sunkiau.
  • Manoma, kad jie visi persikėlė į savo dabartines pozicijas, nes nebūtų buvę pakankamai medžiagos, esančios taip arti žvaigždės, kad susiformuotų tokios masės planeta. savo vietoje.
  • Dauguma jų turi beveik apskritas orbitas (mažai ekscentriškumo). Taip yra todėl, kad bibliotekos proceso metu jų orbitos buvo apykaitinės arba yra apykaitinės.
  • Jie pasižymi greitu vėju, paskirstančiu šilumą iš dienos pusės į naktį, todėl temperatūrų skirtumas tarp abiejų pusių yra santykinai mažas.
  • Jie labiau paplitę aplink F ir G tipo žvaigždes ir kiek rečiau aplink K tipo žvaigždes. Karštieji Jupiteriai aplink raudonuosius nykštukus yra labai reti.

Karštieji Jupiteriai yra lengviausiai aptinkami be saulės spindulių, naudojant radialinio greičio metodą, nes jų sukeltos svyravimai jų tėvų žvaigždžių judėjime yra palyginti dideli ir greiti, palyginti su kitais žinomais planetų tipais.

Manoma, kad jie susidaro per atstumą nuo žvaigždės už šalnų linijos, kur planeta gali susidaryti iš uolų, ledo ir dujų. Tada planetos migruoja į vidų iki žvaigždės, kur galiausiai suformuoja stabilią orbitą. Planetos paprastai juda pagal 2 tipo migracijas arba galbūt sąveikaujant su kitomis planetomis. Migracija vyksta Saulės ūko fazėje ir paprastai sustos, kai žvaigždė pateks į T-Tauri fazę. Šiuo metu stiprūs žvaigždžių vėjai pašalina didžiąją dalį likusio ūko.

Kai jų atmosfera ir išoriniai sluoksniai bus pašalinti (hidrodinaminis pabėgimas), jų šerdys gali tapti chtoninėmis planetomis. Pamestų atokiausių sluoksnių kiekis priklauso nuo planetos dydžio ir medžiagos bei atstumo nuo žvaigždės. Įprastoje sistemoje dujų milžinė, skriejanti aplink savo motinos žvaigždę 0,02 AU, per savo gyvenimą praranda 5–7% savo masės, tačiau skriejanti arčiau nei 0,015 AU gali reikšti visos planetos garavimą, išskyrus jos šerdį.

Sausumos planetos sistemose su karštais Jupiteriais

Modeliavimas parodė, kad Jupiterio dydžio planetos migracija per vidinį protoplanetinį diską (sritis nuo žvaigždės nuo 5 iki 0,1 AU) nėra tokia destruktyvi, kaip galima manyti. Daugiau nei 60% kietojo disko medžiagų tame regione yra išsibarsčiusios į išorę, įskaitant planetosžiedus ir protoplanetas, leidžiančias planetą formuojančiam diskui reformuotis dujų milžinui pabudus. Modeliuojant, planetai iki dviejų Žemės masių pavyko susiformuoti gyvenamojoje zonoje, kai karštas Jupiteris praėjo ir jo orbita stabilizavosi 0,1 AU. Dėl vidinės planetos sistemos medžiagos maišymo su išorinės planetos sistemos medžiagomis iš užšalimo linijos, modeliavimas parodė, kad sausumos planetos, susidariusios po karšto Jupiterio praėjimo, būtų ypač turtingos vandeniu.

Retrogradinė orbita

Buvo nustatyta, kad keli karštieji Jupiteriai skrieja atgaline orbita, ir tai kelia abejonių dėl planetų sistemų formavimosi teorijų, nors, užuot sutrikdžius planetos orbitą, gali būti, kad pati žvaigždė jų sistemoje apsivertė anksti. # 8217s formavimasis dėl žvaigždės ir # 8217s magnetinio lauko ir planetą formuojančio disko sąveikos. Sujungus naujus stebėjimus su senais duomenimis buvo nustatyta, kad daugiau nei pusė visų tirtų karštųjų Jupiterių turi orbitas, kurios nesutampa su tėvų žvaigždžių sukimosi ašimi, o šešios šio tyrimo eksoplanetos turi atgalinį judėjimą.

Itin trumpo laikotarpio Jupiteriai yra karštų Jupiterių klasė, kurios orbitos periodai yra trumpesni nei 1 diena ir pasitaiko tik aplink žvaigždes, kurių saulės masė mažesnė nei apie 1,25.

Paukščių Tako regione, žinomame kaip galaktikos išsipūtimas, buvo nustatytos penkios itin trumpo laikotarpio planetos. Juos stebėjo Hablo kosminis teleskopas ir pirmiausia aprašė kosminio teleskopo mokslo instituto, Čilės universiteto „Universidad Catolica“, Upsalos universiteto, didelio aukščio observatorijos, INAF – Osservatorio Astronomico di Padova ir Kalifornijos universiteto Los Andžele tyrėjai.

Aptikta daugiau tranzitu vykstančių karštųjų Jupiterių, tokių kaip WASP-18b ir WASP-19b, kurių orbitos periodai yra trumpesni nei viena diena, kurie nepatvirtina aukščiau minėtų tyrimų hipotezės.


NEMOKAMA „AstroScience“

Karštieji Jupiteriai yra lengviausiai aptinkami be saulės spindulių, naudojant radialinio greičio metodą, nes jų sukeltos svyravimai jų tėvų žvaigždžių judėjime yra palyginti dideli ir greiti, palyginti su kitų žinomų planetų tipais. Vienas žinomiausių karštųjų Jupiterių yra 51 Pegasi b. Atrasta 1995 m., Tai buvo pirmoji saulės spindulių planeta, rasta aplink Saulę panašią žvaigždę. 51 „Pegasi b“ orbitinis periodas yra apie 4 dienas.

Nors karštieji Jupiteriai yra įvairūs, jie turi keletą bendrų savybių.

  • Jų apibūdinamosios savybės yra didelės masės ir trumpi orbitos periodai, apimantys 0,36 & # 821111.8 Jupiterio mases ir 1,3 & # 8211111 Žemės dienas. Masė negali būti didesnė nei maždaug 13,6 Jupiterio masės, nes tada slėgis ir temperatūra planetos viduje būtų pakankamai aukšti, kad sukeltų deuterio susiliejimą, o planeta būtų rudoji nykštukė.
  • Dauguma jų turi beveik apskritas orbitas (mažai ekscentriškumo). Manoma, kad jų orbitas yra apykaitinis dėl netoliese esančių žvaigždžių ar potvynio jėgų.
  • Daugelio jų tankis yra neįprastai mažas. Žemiausias kol kas išmatuotas yra TrES-4, kurio kiekis yra 0,222 g / cm3.
  • Paprastai jie yra užrakinti, viena pusė visada nukreipta į jos žvaigždę.
  • Tikėtina, kad jose vyrauja ekstremali ir egzotiška atmosfera dėl jų trumpo laikotarpio, palyginti ilgų dienų ir potvynio užrakto. Atmosferos dinamikos modeliai numato stiprią vertikalią stratifikaciją su intensyviu vėju ir super besisukančiomis pusiaujo srovėmis, kurias skatina radiacinė jėga ir šilumos ir impulso perdavimas.
  • Panašu, kad jie labiau paplitę aplink F ir G tipo žvaigždes, mažiau - apie K tipo žvaigždes. Karštieji Jupiteriai aplink raudonuosius nykštukus yra labai reti.

Be to, karšto Jupiterio fizinė evoliucija gali nulemti galutinį jų mėnulių likimą: užstoti juos pusiau asimptotinėmis pusiau didžiosiomis ašimis arba išstumti juos iš sistemos, kur jiems gali vykti kiti nežinomi procesai. Nepaisant to, WASP-12b stebėjimai rodo, kad aplink jį skrieja mažiausiai 1 didelis egzomonas.

Remiantis migracijos hipoteze, karštas Jupiteris susidaro už šerkšno linijos, iš uolų, ledo ir dujų, naudojant pagrindinį planetų susidarymo metodą. Tuomet planeta migruoja į vidų iki žvaigždės, kur galiausiai suformuoja stabilią orbitą. Planeta galėjo sklandžiai migruoti į vidų per II tipo orbitinę migraciją.

Modeliavimas parodė, kad Jupiterio dydžio planetos migracija per vidinį protoplanetinį diską (sritis nuo žvaigždės nuo 5 iki 0,1 AU) nėra tokia destruktyvi, kaip tikėtasi. Daugiau nei 60% tame regione esančių kietojo disko medžiagų yra išsibarsčiusios į išorę, įskaitant planetosvaidžius ir protoplanetas, leidžiančias planetą formuojančiam diskui reformuotis dujų milžinei pabudus. Modeliuojant, planetai iki dviejų Žemės masių pavyko susiformuoti gyvenamojoje zonoje, kai karštas Jupiteris praėjo ir jo orbita stabilizavosi 0,1 AU.

Jie taip pat egzistuoja labai karšti Jupiteriai, kurie yra karšti Jupiteriai, kurių dienos temperatūra yra aukštesnė nei 2200 K. Tokiose dienos dienos atmosferose dauguma molekulių disocijuojasi į savo atomus ir cirkuliuoja naktimis, kur vėl rekombinuojasi į molekules.


Kiti failai ir nuorodos

  • APA
  • Autorius
  • BIBTEX
  • Harvardas
  • Standartinis
  • UIP
  • Vankuveris

In: Astrophysical Journal Letters, t. 718, Nr. 2 2 DALIS, 2010 08 01, p. L145-L149.

Tyrimo rezultatai: Indėlis į žurnalą ›Straipsnis› recenzavimas

T1 - Karštos žvaigždės su karštais jupiteriais turi didelius įstrižas

N2 - Mes parodome, kad žvaigždės su tranzitu sklandančiomis planetomis, kurių žvaigždžių įstrižas yra didelis, yra ypač karštos (Teff & gt 6250 K). Tai galėtų paaiškinti, kodėl per ankstyviausius matavimus buvo pastebėti nedideli įstrižainiai, daugiausia dėmesio skiriant palyginti kietoms žvaigždėms, paimtoms iš Doplerio tyrimų, priešingai nei karštoms žvaigždėms, kurios atsirado neseniai atlikus tranzito tyrimus. Pastebėtą tendenciją galėjo lemti planetų susidarymo ir migracijos aplink įvairios masės žvaigždes skirtumai. Arba mes spėjame, kad karšto Jupiterio sistemos prasideda nuo daugybės įstrižų, tačiau vėsių žvaigždžių fotosferos sutampa su orbitomis dėl potvynio sklaidos jų konvekcinėse zonose, o karštosios žvaigždės negali persitvarkyti dėl savo plonesnių konvekcinių zonų. Tai savo ruožtu rodo, kad karštieji Jupiteriai kilę iš nedaugelio kūno gravitacijos dinamikos ir kad disko migracija vaidina daugiausia pagalbinį vaidmenį.

AB - Mes parodome, kad žvaigždės su tranzitu sklandančiomis planetomis, kurių žvaigždžių įstrižas yra didelis, yra ypač karštos (Teff & gt 6250 K). Tai galėtų paaiškinti, kodėl per ankstyviausius matavimus buvo stebimi nedideli įstrižainiai, daugiausia dėmesio skiriant palyginti kietoms žvaigždėms, paimtoms iš Doplerio tyrimų, priešingai nei karštoms žvaigždėms, kurios atsirado neseniai atlikus tranzito tyrimus. Pastebėtą tendenciją galėjo lemti planetų susidarymo ir migracijos aplink įvairios masės žvaigždes skirtumai. Arba mes spėjame, kad karšto Jupiterio sistemos prasideda nuo daugybės įstrižainių, tačiau šaltų žvaigždžių fotosferos sutampa su orbitomis dėl potvynio sklaidos jų konvekcinėse zonose, o karštosios žvaigždės negali persitvarkyti dėl savo plonesnių konvekcinių zonų. Tai savo ruožtu rodo, kad karštieji Jupiteriai kilę iš nedaugelio kūno gravitacijos dinamikos ir kad disko migracija vaidina daugiausia pagalbinį vaidmenį.


Santrauka

Platus lauko tranzitu vykstančių planetų tyrimas puikiai tinka ieškoti įvairių žvaigždžių populiacijų, leidžiančių geriau suprasti ryšį tarp planetų savybių ir jų žvaigždžių. Mes pranešėme apie HAT-P-69 b (TOI 625.01) ir HAT-P-70 b (TOI 624.01), dviejų naujų karštų Jupiterių aplink A žvaigždes, atradimą iš Vengrijoje pagaminto automatinio teleskopų tinklo (HATNet) tyrimo, kurie taip pat buvo stebėjo tranzitu vykstantis „Exoplanet Survey Satellite“. HAT-P-69 b masė yra M Jup ir $ R spindulys Jup ir gyvena progresuojančioje 4,79 dienos orbitoje. HAT-P-70 b spindulys yra R Jup ir masės apribojimas M Jup ir gyvena retrogradinėje 2,74 dienos orbitoje. Šių planetų patvirtinimą aplink gana masyvias žvaigždes naudojame kaip galimybę ištirti karštų Jupiterių pasireiškimo greitį kaip žvaigždžių masės funkciją. Mes apibrėžiame 47 126 pagrindinių žvaigždžių, ryškesnių už T, pavyzdį mag = 10, gaunantis 31 milžinišką planetos kandidatą, įskaitant 18 patvirtintų planetų, 3 kandidatus ir 10 klaidingų teigiamų rezultatų. Šiame mėginyje nustatome 0,41 0,10% grynojo karšto Jupiterio įvykio rodiklį, atitinkantį Keplerio išmatuotą FGK žvaigždžių rodiklį. Skirstant į žvaigždžių masės konteinerius, G žvaigždėms pasitaikantis dažnis yra 0,71 0,31%, F žvaigždėms - 0,43 0,15%, o A žvaigždėms - 0,26 0,11%. Taigi, šiuo metu negalime įžvelgti statistiškai reikšmingos karštų Jupiterių su žvaigždžių mase tendencijos.


Ep. 3: Karštieji Jupiteriai ir Pulsaro planetos

Jūs visą gyvenimą gyvenote Žemėje, todėl manote, kad daug žinote apie planetas. Vis dėlto, kaip įprasta, Visata yra keistesnė, nei manome, o aplink kitas žvaigždes skriejančios planetos nepaiso mūsų lūkesčių. Milžiniški super-Jupiteriai kas porą dienų sukasi aplink savo tėvų žvaigždes purias planetas su kamščio tankiu ir Žemės dydžio sprogusių žvaigždžių fragmentais, kurie sukasi pulsarus. Prisijunkite prie mūsų, kai sukaupsime naujausią keistų pasaulių partiją.

Shownotes

Karštieji Jupiteriai ir „Pulsar“ planetos

    Ieškodami kitų pasaulių ir daug informacijos apie dabartinius planetos paieškos būdus
  • Aleksandro Wolszczano & # 8217s „Pulsar Planets“ puslapis & # 8211 pritaikytas iš straipsnių, paskelbtų Žurnalas „Dangus ir teleskopas“Atraskite žurnalą & # 8211 2007 m. Sausio mėn

Rudosios nykštukų žvaigždės

Nuorašas: Karštieji Jupiteriai ir Pulsaro planetos

Fraseris Kainas: Praėjusią savaitę mes kalbėjome apie įvairius būdus, kuriais astronomai surado saulės spindulių planetas, naudodamiesi įvairiais būdais. Šią savaitę norėjome pakalbėti apie tikrąsias atrastas planetų rūšis. Anuomet astronomai tikėjosi, kad saulės sistemų rūšys, kurias jie ras, bus labai panašios į Saulės sistemas, kuriose gyvename, ir to nebuvo.

Dr. Pamela Gay: Tai iš tikrųjų yra vienas iš šių dalykų, kur, kad ir kaip keistai skambėtų, mūsų šiuolaikinis Saulės sistemos formavimosi modelis datuojamas 1755 m. Ir Immaueliu Kantu, kuris pateikė miglotinę hipotezę. Dar visai neseniai (laikui bėgant keičiantis) visi sakė, kad reikia suformuoti Saulės sistemą, paimti milžinišką dujų debesį ir kažkaip jį sutrikdyti (tarkim, šalia esanti supernova užgęsta ir stumdosi), ji pradeda griūti, ji pradeda nykti suktis, jūs gaunate suplotas dulkių diskas, kuriame formuojasi planetos. Dulkių diskas yra šilčiausias šalia žvaigždės, o ten susidaro uolėtos planetos, nes ten išgaruoja visos dujos. Kai praeisite tam tikrą atstumą, bus vadinamos šalčio linija. Už tos linijos galite patekti į dujines planetas.

Taigi mes turėjome šį labai skirtingą teoriją, pagrįstą savo Saulės sistemos bandymais, modeliu, kaip, mūsų manymu, turėtų atrodyti Saulės sistemos: jūs turite žvaigždę, uolingas planetas viduje, dujines planetas išorėje ir mes saugome visus ledo gabalai išorinėje Saulės sistemos dalyje.

Tada mes pradėjome ieškoti planetų aplink kitas žvaigždes, ir jos nebūtinai atitinka mūsų modelius. Mes stengiamės modifikuoti tą modelį, kad būtų atsižvelgta į karštus Jupiterius, kurie randami šalia žvaigždžių, ir atsižvelgti į tai, kad aplink pulsorius yra planetų.

Fraseris: Kokios planetos pasirodė iki šiol?

Pamela: Pirmąją planetą aplink kitą žvaigždę 1992 m. Aplink pulsarą rado Aleksandras Wolszczanas. Jis yra radijo astronomas Penn State universitete. Jis matavo impulsų, gaunamų iš labai greitai besisukančios neutronų žvaigždės, laiką. Jis nustatė, kad impulsai neveikia tobulo ritmo vienas su kitu. Kartais atrodė, kad jie atvyko šiek tiek per anksti, o kartais atrodė, kad atvyko šiek tiek per vėlai. Tai reiškė, kad dėl kažko pulsaras ir atstumas nuo mūsų labai nežymiai pasikeitė, todėl pulsaras kartais buvo šiek tiek toliau, o tie impulsai turėjo keliauti toliau, kad patektų pas mus (ir taip sulėtėjo), arba kartais pulsaras buvo šiek tiek arčiau.

Vienintelis būdas paaiškinti tokį mažą judesį pulsare buvo pasakyti, kad ten turėjo būti planeta, kuri trankė pulsarą. Nuo tada mes ir toliau radome planetas aplink pulsarus. Tiesą sakant, visai neseniai Alexas Wolszczanas vėl rado miniatiūrinę sistemą, kurioje yra keturios skirtingos planetos, kurios, atrodo, sudaro pusės dydžio Saulės sistemos modelį, kuriame yra planetų, kurios yra mažinamos atstumu, proporcingu Merkurijui, Venerai ir Žemei. ir tada yra dar viena planeta, esanti šios pulsarinės Saulės sistemos išoriniuose kraštuose. Taigi mes vis dar juos randame.

Fraseris: Sakydami „planeta“, jie šį terminą turi vartoti gana laisvai.

Pamela: Tai maži maži gabaliukai. Negalime pasakyti, jei jie konkrečiai atitinka visus IAU nustatytus kriterijus. Mes nežinome, ar orbitose, kuriose jie yra, yra dar mažesnių gabalėlių. Šie maži maži, labai uolūs dalykai nebuvo susidarę iš originalių dujų ir dulkių, kurias žvaigždė galiausiai suspaudė iki neutrono. iš susiformavusios žvaigždės. Greičiau manome, kad jie susidarė iš dujų ir dulkių, kurias išstūmė pulsarą suformavusi supernova.

Iš esmės jūs pradedate nuo milžiniškos žvaigždės. Milžinė žvaigždė pasiekia kritinį gyvenimo trukmės tašką. Jis nebegali generuoti savo energijos, todėl sprogsta kaip supernova. Kai ji sprogsta kaip supernova, ji išspjauna išorinius žvaigždės sluoksnius. Panašu, kad dalis šių dujų ir dulkių, išspjautų iš supernovos, susijungia į pulsaro planetas.

Po to, kai atmosfera buvo išsklaidyta, tos žvaigždės šerdis subyra ir suformuoja neutroninę žvaigždę - žvaigždę, kuri yra tokia tanki, kad protonai ir elektronai nebegali likti atskirai ir susijungia į neutronus. Taigi jūs turite šį itin kompaktišką objektą, kuris sukasi itin greitai, o aplink jį buvusios žvaigždės likučiai formuoja naujus pasaulius.

Ne visai taip, kaip randate mūsų Saulės sistemoje.

Fraseris: Ne, bet po kelerių metų žmonės pradėjo ieškoti planetų, kurias galime laikyti & # 8220real & # 8221.

Pamela: Tiksliai. 1995 m. Šveicarijos komanda, vadovaujama Michaelo Mayor ir Diedlerio Quelozo iš Ženevos, paskelbė, kad rado greitai skriejančią planetą, apeinančią aplink šalia esančią ryškią žvaigždę 51 Pegasus. Tai nebuvo kaip niekas, ko tikėjosi rasti. Tai buvo planeta, panaši į Jupiterio masę, tačiau kurios orbita buvo mažesnė nei Merkurijaus ir Nr. Tai nebuvo kažkas, ko tikėjosi kada nors rasti. Staiga visos mūsų Saulės sistemos formacijos turėjo paaiškinti, kaip pasiekti, kad planetos iš esmės būtų ant savo žvaigždžių, kai jos yra dujinės planetos.

Fraseris: Teisingai, astronomai tikėjosi, kad tai bus uolos ir uolingos planetos, tokios kaip Žemė, tada dujinės, o paskui ledo planetos, visos gražios ir ramios, bet ne.

Pamela: Viskas išsirikiavo mandagiai, išdėstyta pagal tipą atstumu nuo saulės, ir ne. Visata nemėgsta daryti to, ko tikimės.

Fraseris: Taigi, jei būtume 51 Pegaso gyventojai, ką būtų galima pamatyti? Kaip atrodytų ši planeta?

Pamela: Mums bus tikrai karšta ir tikriausiai ištirpsime ar bent jau išgaruosime. Saulė tiesiog visiškai užpildytų dangų. Mūsų Saulė yra didžiulė, tačiau ji yra toli, todėl atrodo, kad ji yra maždaug ketvirčio dydžio, laikoma rankos ir # 8217 ilgio. Jei vietoj to mes būtume daug arčiau, tai didžiąją laiko dalį tiesiog užpildytų visą dangų.

„51 Peg“ planeta yra tik 0,05 AV atstumu nuo savo centrinės žvaigždės. Tai priverčia žvaigždę (kuri labai panaši į mūsų Saulę) užpildyti iš esmės 70 laipsnių dangų. Įsivaizduokite, kad Saulė tęsiasi beveik nuo zenito iki horizonto, ir tai labai įspūdinga įsivaizduoti.

Fraseris: Ar astronomai mano, kad tokia situacija yra įprasta, ar tik tai pavyko rasti?

Pamela: Mes vis dar bandome sužinoti tikslią statistiką. Šiuo metu stebėjimo metodai, kurie buvo naudojami ilgiausiai ir labiausiai, yra jautrūs karštiems Jupiteriams. Jie jautrūs milžiniškoms planetoms, labai arti įprastų žvaigždžių. Tai yra tai, ką mes pirmiausia pasirenkame pažvelgti, ir tai, ką mūsų technika labiausiai sugeba rasti. Yra pasirinkimo efektai.

Mes pradedame naudoti naujas technologijas, kad rastume planetas aplink kitų tipų žvaigždes ir rastume kitokio dydžio planetas, ir mes gauname vis daugiau technologijų, kurios galėtų rasti vis mažesnes planetas. Tikslios proporcijos, mes nesame tikri, bet tai ateis laiku.

Fraseris: Taigi pradžioje matėme daugybę milžiniškų planetų, kurios buvo arti savo namų žvaigždės. Dabar, kai metodai gerėja, mes randame mažesnes, tolimesnes ir daugiau, mūsų nuomone, orbitas.

Pamela: Pagaliau pradedame ieškoti uolėtų planetų. Tai bene labiausiai guodžiantis dalykas. Mes ilgą laiką radome karštas dujines planetas, o dabar mes pagaliau pradedame pasirodyti ledinėmis planetomis, mes pradedame pasirodyti uolėtomis planetomis. Buvo rasta sistema, kurioje buvo trys planetos, vėl vis dar gana arti orbitų.

Mūsų orbitinis periodas apeina Saulę trunka 365 dienas. Šios planetos skrieja tik devynias dienas, 32 dienas, 197 dienas. Jie yra daug arčiau savo saulės, tačiau jų masės yra tik 10–18 kartų didesnės už Žemės masę. Tai yra dalykai, apie kuriuos galime pradėti galvoti. Mes randame uolingas planetas, ir tai yra tikrai malonus dalykas, kai žinome, kad šie dalykai egzistuoja, tiesiog turime pradėti jų ieškoti ir tobulinti technologijas, kad jie būtų nuolat randami.

Mes taip pat pradedame rasti dalykų, apie kuriuos nesame tikri, kaip atsiskaityti. Neseniai buvo rasta planeta, kuri buvo apie kamščio tankį. Tai nėra kažkas, dėl kurio gali susidaryti bet kuris planetos formavimo modelis, ir tai ne vienas: iki šiol rasta du iš jų. Norėdami gauti kamštienos tankį, turite būti tikrai karštas, karštesnis, nei gali būti arti žvaigždės. Kažkaip atrodo, kad šios planetos generuoja savo šilumą, o tai nėra tai, ko planuojama daryti dideliais kiekiais.

Fraseris: Taigi, sakydami kamštienos tankį, jie sako, kad būtų sakoma, jog Jupiterio masė būtų daug didesnė, taigi, ar ši masė pasklistų didesniame plote? Pamenu, žiūrėjau į senas knygas, pavyzdžiui, į mano senas astronomijos knygas, kai buvau vaikas, ir jose visada buvo Saturno nuotraukos, plaukiojančios vandenyje?

Ar Saturnas yra kamštienos konsistencija?

Pamela: Ne, tai paini dalis. Taip, Saturnas yra mažiau tankus nei plūduriuojantis vanduo, jis yra milžiniškas dujų kamuolys. Bet kamštis skiriasi nuo to, kad jis yra mažiau tankus nei vanduo. Šios planetos yra „Hat P1“ (vis nefantaziškai pavadinta planeta) atveju šis pasaulis yra 1,38 karto didesnis už Jupiterio spindulį, taigi jis yra trečdalį platesnis nei Jupiteris, tačiau jis yra # 8217 tik pusė masės. Tai yra gana dramatiškas skirtumas, kiek masės jūs sukimšote į kokį didelį plotą. Tai ypač mažo tankio pasaulis.

Jei norite pridėti keletą skaičių, Saturno tankis yra 70% vandens tankio, o Jupiterio ir # 8217s tankis yra apie 30% didesnis nei vandens. Šis pasaulis yra tik 25% vandens tankio. Tai rodo, kad jis daug mažiau tankus nei Saturnas.

Fraseris: Atrodo, kokios ribos yra tokiam žemiškam pasauliui kaip žemė?

Pamela: Mes vis dar bandome tai išsiaiškinti. Nusileidimas žemesnėms masėms aplink įprastas žvaigždes (ne aplink pulsarus) yra tai, ką mes vis dar bandome išsiaiškinti, kaip tai padaryti. Mažiausios šiuo metu randamos planetos randamos per mikrolensuojančius įvykius, kai planeta praeina priešais foninę žvaigždę, o jos gravitacinė trauka paveikia to fono objekto šviesą.

Taigi mes pradedame rasti dalykus, kurių dydis yra kelių Žemės masių, tačiau dar nepadarėme to iki Žemės masės. Tai, ką mes randame, yra asteroidų diržai aplink kitas žvaigždes. Negalime rasti Žemės, bet bent jau galime rasti asteroidų, ir tai yra dar vienas gana šaunus dalykas.

Fraseris: kaip mes galėtume pamatyti asteroidų diržą? Atskiri asteroidai yra daug mažesni už tokią planetą kaip Žemė.

Pamela: Viskas apie šilumą. Dulkės, dujos, akmenys jie visi (kai juos sušildo žvaigždė) spinduliuoja šilumą. Tą šilumą galime pamatyti kaip infraraudonąją šviesą. Kai gauni didelį dulkių diržą, didelį žvaigždės asteroidų diržą, žvaigždė jį sušildo, o tada „Spitzer“ kosminis teleskopas gali jį atrasti.

Kosminiame teleskope „Spitzer“ aplink tolimas žvaigždes sistemingai rasta asteroidų diržų ir net ledinių diržų, primenančių Kuiperio juostą. Viskas, ką jūs darote, yra tai, kad ieškote atspindėtos šviesos, atsirandančios iš didelio daiktų diržo. Kas yra tvarkinga, kai kurie iš jų atrodo labai panašūs į mūsų pačių diržą. Jie pasirodo aplink žvaigždes, panašaus amžiaus, kaip mūsų Saulė, ir turi labai apibrėžtus kraštus.

Pavyzdžiui, žvaigždė HD69830, ji yra į Saulę panaši žvaigždė, ji turi asteroidų diržą, kuris, žinoma, yra maždaug 25 kartus masyvesnis nei mūsų pačių asteroidų diržas, tačiau šis asteroidų diržas yra labai gerai apibrėžtas, o tai mums sako # 8217s tikriausiai šalia jo esanti planeta, galinti susivienyti ar piemenuoti asteroidus, kad jie liktų gražia, vientisa, gerai apibrėžta juosta, kaip ir Saturno mėnuliai, sugeba žiedus sutramdyti vientisais žiedais.

Fraseris: Spėju, kad taip būtų, kai jie visada turėtų mokslinės fantastikos pasirodymus, kur žmonės eina per asteroidų diržą, laviruodami aplink visus šiuos asteroidus. Tai tikrai nenutiks čia, mūsų Saulės sistemoje, tačiau jie tokioje vietoje priartės prie daugybės asteroidų.

Fraseris: Taigi skirtumas tarp planetos ir žvaigždės yra planeta yra tik masės kiekis. Ypač su Jupiteriu, jei jūs nuolat kauptumėte masę ant Jupiterio, galų gale ji užsiliepsnotų kaip žvaigždė. Kokio dydžio šios planetos gali būti?

Pamela: Čia mes pradedame plačiai diskutuoti tarp astronomų. Sugalvojus kokybinį būdą apibrėžti, kas yra planeta, o kas yra žvaigždė, mums reikia pradėti žiūrėti į tokius dalykus, kaip į energijos generavimo mechanizmus. Jupiteris iš tikrųjų generuoja daugiau energijos, nei gauna iš Saulės. If you look at Jupiter, and you measure all the light that you get back at the planet Earth, and then try and account for all that light comes from, you first say, “Jupiter’s a gas ball, it reflects light from the Sun, we know how much sunlight is hitting it, we know its size, we know we should be getting a certain numerical amount of light reflected back at us,” and we get more.

To account for where that more comes from, we think about things like it’s a giant ball of gas that’s slowly condensing. It’s getting smaller over time, and as this happens, as it gravitationally contracts, the gas that is getting squished smaller and smaller together is actually radiating away heat.

So gravitational contraction can produce heat. What else can we have an energy generation mechanism? If you make Jupiter bigger, the deuterium (the hydrogen in it that has a special added neutron), will actually start fusing, and we’ll get deuterium energy production. That’s a very short-lived phenomenon. If we want to get actual hydrogen burning like we have in the Sun, you have to make it even bigger to get enough pressure in the centre of the planet to get the hydrogen to burn and fuse.

At what satge do you start calling something a planet, and start calling something a brown dwarf star? These are things that are still being debated. In the end it’s probably going to come down to at what stage do stars begin to generate their own energy, and do we count it with when they’re just burning deuterium or do we wait and only count them when they start burning hydrogen in their cores.

Fraser: But as always it’s not a specific line you can draw, it’s a grey area that starts even with Jupiter all the way up to something becoming a brown dwarf.

Pamela: Yeah, it’s a complicated question and as everything with Pluto recently demonstrated, trying to come down with a concrete definition is something that gets everyone hot around the collar. Everyone wants to say, “my object is a ___” and if your object is on the boundary and you have a particular opinion it becomes a very emotional battle. You want everything to be logical, but astronomers are still humans and we want to have our own personal, “this is a planet, this is a star” and it’s hard to say, “well, this object is on the boundary”.

Fraser: There was an object recently that was discovered on the boundary.

Pamela: That’s right. A planet was recently found around the brown dwarf CHXR73. This maybe a planet object is just 12 times the size of Jupiter, and it doesn’t look like it was formed with the brown dwarf star. So this raises the question of if something isn’t formed alongside the star that it orbits, is it a planet? If these two objects each formed out of their own disks of gas and dust and ended up getting gravitationally bound together later, are they still a star and its attached world? We don’t know.

Currently, the Spitzer Space Telescope is going to take a look and see if it can find a disk of dust around the little 12 Jupiter-mass object, and see if perhaps it is quantitatively its own separate star-like, very tiny thing, that might have its own planets forming around it. It’s right on the boundary where we need to have a definition and we just don’t have one right now.

Fraser: One thing that’s been a bit of a controversy is, I know there’s been a discovery recently of something researchers were calling “planimos” which are, I guess, solitary planets not actually going around a star, but actually having their own little mini solar system, completely floating through space.

Pamela: These are very confusing objects. They get more confusing the more of them we find. Sometimes when you’re looking around you find these things that are clearly not big enough to be stars. They’re not orbiting anything, so where did they come from?

If you have multiple stars forming together, you get a lot of weird gravitational interactions going on. It’s been shown, initially by Victor Zebehay, when you get multiple objects gravitationally interacting, you can have a three-body problem where one of the objects gets radically flung out of the system. So it’s possible that when you have multiple stars forming, and planets forming around these multiple stars, that some of the planets can get ejected from the system and end up roaming the galaxy completely on their own.

This seemed like a perfectly reasonable model until recently when astronomers discovered a double system of these planimos, these planetary-mass objects. This was worked on by Ray Jayawardhana. Using ESA’s 3.5m New Technology telescope at La Silla in Chile, he found a pair of these double planetary mass objects floating freely through space. They were bound together gravitationally, but only barely.

It seems hard to imagine how these barely bound together planets could have survived a violent flinging from the parent system they might have been born in. So now we’re trying to figure out how to form loosely bound binary planimos that are freely floating through the galaxy and we’re not quite sure. But that’s what makes astronomy interesting.

Fraser: But if you’ve got a star and you’ve got a disk of material around it, and in that disk various objects are able to come together. I guess the question is couldn’t you have a smaller cloud of gas and dust come together and just not have enough mass to turn into a star, but it could turn into something.

Pamela: And that’s the other argument. Can you collapse down a small disk and have it collapse down to the density of a planet? Models are still working to try and figure that out, and the answer could be yes, and we just need to find one of these things in the process of forming. That’s the neat thing about the Spitzer telescope. It can answer these questions as it looks through the nearby galaxy and looks at areas where stars and planets around them are forming.

Spitzer recently looked at the Orion cloud complex and found nearly 23 hundred planetary disks around stars. These are all places where planets could be forming. Now all we need to do is find a disk that isn’t exactly forming a star, but just might be forming planets instead (and only planets).

Fraser: Nuostabu. I hope we turn up some more of these planets in the next couple of years. I think the point is we’re in what I call the golden age of astronomy. We’re just getting started, there are so many cool telescopes, there are so many new space telescopes, and a lot of new techniques that are being developed.

Hopefully, five or ten years down the road, this conversation will be completely different. Hopefully we’ll have found a lot more planets that are more like our planet and maybe even we’ll have an idea if there’s life.

Pamela: We’re just getting started. We’ve found over 200 planets, and I’m sure there’s thousands and tens of thousands of them out there to be found yet. We are just now starting to have a firm, statistical understanding of what’s going on, and you need to have the clear observations before you can build clean models, but that’s happening today.

We’re finding things, we’re going to be able to start defining the models, new technologies are being built, being used. Direct detections of planets are going to be happening in the next months, not just the next years. It’s a great time to be.

This transcript is not an exact match to the audio file. It has been edited for clarity.


Fastest-Orbiting Hot Jupiter Zips around Its Star in Just 18.4 Hours

An artist’s impression of the hot-Jupiter exoplanet NGTS-10b and its host star. Image credit: Sci-News.com.

NGTS-10 is a K5-type main-sequence star located approximately 1,060 light-years from Earth.

The star is about 10 billion years old, moderately active, and has an effective temperature of 7,461 degrees Fahrenheit (4,127 degrees Celsius).

The newly-discovered planet is a so-called ‘hot Jupiter,’ a Jupiter-like exoplanet orbiting very close to its star.

Named NGTS-10b, the alien world is 1.2 times larger than Jupiter and 2.2 times more massive.

It orbits NGTS-10 with a period of only 18.4 hours (0.767 days), making it the shortest period hot Jupiter yet discovered.

“NGTS-10b orbits its host star at only 4.4 stellar radii,” said University of Warwick astronomer James McCormac and his colleagues from the United Kingdom, Australia, Germany, Chile, and the United States.

“However, as the stellar effective temperature is lower than other ultra-short period hot Jupiter host stars, the level of insolation is also reduced.”

“Therefore, while the period is the shortest yet discovered, the received radiation is significantly less than that of planets such as WASP-18b or WASP-19b.”

NGTS-10b was discovered using the Next Generation Transit Survey (NGTS), an array of twelve 20-cm telescopes at Paranal Observatory in Chile.

Dr. McCormac and co-authors analyzed data collected by a single NGTS camera between September 21, 2015 and May 14, 2016.

“NGTS-10b joins a short list of ultra-short period Jupiters that are prime candidates for the study of star-planet tidal interactions,” they said.

James McCormac ir kt. 2019. NGTS-10b: The shortest period hot Jupiter yet discovered. MNRAS, in press arXiv: 1909.12424


Gentle or Jumping? The Varied Lives of "Hot Jupiters"

Ever since Swiss astronomers astonished the world by finding a gas-giant planet orbiting close to its star, researchers have wondered how these so-called hot Jupiters arose. None exists in our solar system, where the planetary giants&mdashJupiter, Saturn, Uranus and Neptune&mdashreside in the deep freeze beyond the asteroid belt. Now a surprising discovery is providing fresh insight, suggesting that the more iron a star was born with, the more likely it is that the star's hot Jupiter had a violent past.

"Hot Jupiters are sort of a red flag that our simple picture of how planetary systems form and evolve, which we used to have, is not sufficient," says Rebekah Dawson, a graduate student in astronomy at Harvard University. In that picture, planets arose from a disk of gas and dust around a star and stayed as far from their sun as where they originated.

But not hot Jupiters. Just as the fossil of a tropical plant in Antarctica suggests continental drift, so hot Jupiters reveal that planets can move toward their star. Gas giants form far from their stars, where the protoplanetary disk is so cold that ice condenses and conglomerates into ice-rock-iron cores roughly 10 times more massive than Earth. In our solar system, the gravity of two such cores attracted so much hydrogen and helium that they swelled into the gas giants Jupiter and Saturn, which are 318 and 95 times more massive than Earth. Two other cores failed to accrete much gas and remained smaller they became Uranus and Neptune, the sun's "ice giants," and weigh in at only 14.5 and 17.2 Earth masses.

So a hot Jupiter starts life far from its star and must move inward until it gets hotter than any world in our solar system. But exactly how does the planet move inward? Astronomers once favored a gentle process, in which the protoplanetary disk slowly drags the planet sunward, leaving it on a circular orbit in the plane of the star's equator. In 2008, however, astronomers began finding hot Jupiters with tilted orbits, suggesting instead past violence: The gravity of other gas giants had kicked the Jupiters inward.

Now Dawson has discovered a startling correlation between a star's iron abundance and the planets' orbital shapes that reveals their origins. Because hot Jupiters are close to their stars, stellar tides tug on the planets and make their orbits circular. So she looked instead at gas giants somewhat farther out, where stellar tides are too weak to significantly alter orbital shapes, finding that stars with more iron than the sun tend to have gas giants on much more elliptical paths.

In work to be published in the April 20 issue of the Astrophysical Journal Letters, Dawson and her advisor, Ruth Murray-Clay, explain the finding as follows. If a star and its protoplanetary disk are born with lots of iron and other heavy elements, the cores grow fast, because they consist mostly of these elements therefore, the cores attract hydrogen and helium and give rise to more gas giants. A multitude of gas giants increases the chance that one planet's gravity will fling another sunward, where it becomes a hot Jupiter. In contrast, stars born with less iron may host at most one gas giant, which can move inward only by inching through the disk.

"The result is pretty striking," says Daniel Fabrycky, an astronomer at the University of Chicago. He believes the message is clear: There is more than one way to make a hot Jupiter.

After Dawson posted her work online, Stuart Taylor, an astronomer in Hong Kong, emailed her to say he had discovered the same correlation and presented it last summer at a conference in Beijing. But Taylor thought a star's high iron content might be an effect rather than a cause, because giant planets on elliptical orbits kick other planets into their star, boosting its iron level. "I think that our explanations are really complementary," Taylor says, because both processes may operate: An iron-rich star has more gas giants, causing more planets to crash into their sun.

In any event, it's a good thing "our" Jupiter stayed put. "No matter how a gas giant moves in, it's probably bad news for any small, Earth-sized planets that are in its way," Dawson says. "They would most likely get scattered into the sun."

Indeed, if the sun had been born with more iron, Uranus and Neptune might have grown into gas giants&mdashand catapulted Jupiter or Saturn into our corner of the solar system.


A Warm Jupiter around an Evolving Star: Exploring Planet Migration

Title: TAPAS IV. TYC 3667-1280-1 b – the most massive red giant star hosting a warm Jupiter
Authors: A. Niedzielski, E. Villaver, G. Nowak, M. Adamów, G. Maciejewski, K. Kowalik, A. Wolszczan, B. Deka-Szymankiewicz, M. Adamczyk
Pirmojo autoriaus institucija: Toruń Centre for Astronomy, Nicolaus Copernicus University, Toruń, Poland
Būsena: Accepted by A&A

Planetary systems are dynamic places. Some planetary orbits change over time, moving the planet either closer in towards the star or further out. Not only that, but the stars in the centre of planetary systems will eventually evolve off the main sequence, growing into giants and then, in most cases, collapsing into white dwarfs. This can significantly change the planetary system as a whole, in some cases leading to planets being swallowed by their host stars or ejected from the system. Of course, these changes occur over timescales of millions to billions of years.

There has recently been a spike of interest in what happens to planets as their host star evolves, inspired by the discovery of a system of disintegrating planets around a white dwarf. Today’s paper introduces TYC 3667-1280-1, a Jupiter-mass exoplanet whose host star is in the process of evolving into a giant. The authors believe that the planet is of interest not only because of its evolving host, but also because of the planet’s potentially revealing migration history.

Planets of Jupiter mass, like TYC 3667-1280-1, are thought to form far out in the system, where there is more material from which they can form. However, we have seen many Jupiter-mass planets which are incredibly close to their host star, often much closer than the Earth is to the Sun. Consequentially these systems have very short orbital periods. The so-called “hot Jupiters” have orbits shorter than 10 days, while “warm Jupiters” have orbits of 10-100 days (compare this to Jupiter’s orbital period of 12 years).

How did these planets end up so close to their host stars? Warm and hot Jupiters may have travelled inwards by different means. Jupiter-mass planets can migrate inwards by being gravitationally pushed to high eccentricities (highly elliptical orbits). However, many systems in both classes have orbits with very low (their orbits are almost perfect circles). In hot Jupiters, the planet’s orbit can be “circularised” again by the gravitational pull of the star — however, this doesn’t work as well across the distances at which warm Jupiters orbit. How, then, do we explain the low eccentricities in some warm Jupiters?

There’s also a second mystery around warm Jupiters. We see fewer hot and warm Jupiters around evolved or evolving stars than we do around main sequence stars. For hot Jupiters this is easily explained: for most of these systems, the planet is close enough to have been swallowed by its host star. However, warm Jupiters are further out from their stars, and so we would expect them to last longer than they seem to.

Both of these problems might be explained by an effect known as the Kozai-Lidov mechanism. This is a tidal effect that occurs in hierarchical three-body systems – that is, systems in which two of the bodies (in this case, a star and a planet) are in a tight orbit around each other, with a third object in a wider orbit around the two (a potentially unseen companion such as a brown dwarf). If the orbit of the outer object is tilted relative to the orbits of the inner binary, the gravity of the outer object pulls on the inner pair in such a way that the eccentricity of their orbits fluctuates. (For more detail on the Kozai-Lidov mechanism, see Erika Nesvold’s section in this astrobite.) The low-eccentricity warm Jupiters that we see could simply be those in a low-eccentricity phase of these fluctuations.

Conversely, when the planet fluctuates up to a highly eccentric orbit it will pass much closer to its host star, causing it to be swallowed by the expanding star much earlier than it would be if there were no Kozai-Lidov mechanism in play. In fact, for a sample system their simulations showed the planet might be swallowed by the time the star grew to 5 solar radii, compared to 40 solar radii for the same system with no Kozai-Lidov mechanism.

Enter TYC 3667-1280-1, whose star has a radius of 6.3 solar radii — putting it just inside the range of what should have been swallowed if the Kozai-Lidov mechanism is at work in this system. In other respects TYC 3667-1280-1 appears to be a typical warm Jupiter, having the low eccentricity (0.036 in this case) that could imply the Kozai-Lidov mechanism is at work. Further studies of TYC 3667-1280-1 could help clear up this seeming conflict, as well as helping us to understand the Kozai-Lidov mechanism further.

Figure 1: Radial velocity curve of the star of TYC 3667-1280-1, showing an almost perfectly circular orbit (eccentricity is 0.036). The orbital period of this system is 26.5 days, and the maximum mass of the planet is 5 Jupiter masses. This image is Figure 1 from today’s paper.


Žiūrėti video įrašą: Planetų gidas. Jupiteris (Gruodis 2022).