Júpiter caliente
Los Júpiter calientes son una clase de exoplanetas gigantes gaseosos que se infiere que son físicamente similares a Júpiter pero que tienen períodos orbitales muy cortos ( P <10 días ). [1] La proximidad a sus estrellas y las altas temperaturas de la atmósfera superficial dieron como resultado el apodo de "Júpiter calientes". [2]
Los Júpiter calientes son los planetas extrasolares más fáciles de detectar mediante el método de velocidad radial , porque las oscilaciones que inducen en el movimiento de sus estrellas madres son relativamente grandes y rápidas en comparación con las de otros tipos de planetas conocidos. Uno de los Júpiter calientes más conocidos es 51 Pegasi b . Descubierto en 1995, fue el primer planeta extrasolar encontrado orbitando una estrella similar al Sol . 51 Pegasi b tiene un período orbital de aproximadamente 4 días.
Hay dos escuelas generales de pensamiento con respecto al origen de los Júpiter calientes: formación a distancia seguida de migración hacia adentro y formación in situ a las distancias a las que se observan actualmente. La visión predominante es la formación a través de la migración orbital. [16] [17]
En la hipótesis de la migración, un Júpiter caliente se forma más allá de la línea de congelación , a partir de rocas, hielo y gases a través del método de acumulación de núcleos de formación planetaria . Luego, el planeta migra hacia el interior de la estrella, donde finalmente forma una órbita estable. [18] [19] Es posible que el planeta haya migrado hacia adentro sin problemas a través de la migración orbital de tipo II . [20] [21] O puede haber migrado más repentinamente debido a la dispersión gravitacional en órbitas excéntricas durante un encuentro con otro planeta masivo, seguido de la circularización y reducción de las órbitas debido a las interacciones de las mareas con la estrella. La órbita de un Júpiter caliente también podría haber sido alterada a través del mecanismo Kozai., provocando un intercambio de inclinación por excentricidad que resulta en una órbita de perihelio baja de alta excentricidad, en combinación con la fricción de las mareas. Esto requiere un cuerpo masivo, otro planeta o un compañero estelar, en una órbita más distante e inclinada; aproximadamente el 50% de los Júpiter calientes tienen una masa de Júpiter distante o compañeros más grandes, que pueden dejar al Júpiter caliente con una órbita inclinada en relación con la rotación de la estrella. [22]
La migración de tipo II ocurre durante la fase de nebulosa solar , es decir, cuando el gas todavía está presente. Los fotones estelares energéticos y los fuertes vientos estelares en este momento eliminan la mayor parte de la nebulosa restante. La migración a través del otro mecanismo puede ocurrir después de la pérdida del disco de gas.
En lugar de ser gigantes gaseosos que migraron hacia adentro, en una hipótesis alternativa, los núcleos de los Júpiter calientes comenzaron como súper-Tierras más comunes que acrecentaron sus envolturas gaseosas en sus ubicaciones actuales, convirtiéndose en gigantes gaseosos in situ . Las supertierras que proporcionan los núcleos en esta hipótesis podrían haberse formado in situ o a mayores distancias y haber experimentado una migración antes de adquirir sus envolturas de gas. Dado que las supertierras se encuentran a menudo con compañeros, también se podría esperar que los Júpiter calientes formados in situ tuvieran compañeros. El aumento de la masa del Júpiter caliente que crece localmente tiene varios efectos posibles en los planetas vecinos. Si el Júpiter caliente mantiene una excentricidad superior a 0,01, barriendoLas resonancias seculares pueden aumentar la excentricidad de un planeta compañero, provocando su colisión con el caliente Júpiter. El núcleo del Júpiter caliente en este caso sería inusualmente grande. Si la excentricidad del Júpiter caliente sigue siendo pequeña, las resonancias seculares de barrido también podrían inclinar la órbita del compañero. [23] Tradicionalmente, el in situ modo de conglomerado se ha desfavorecido debido a que el conjunto de núcleos masivos, lo cual es necesario para la formación de Júpiter calientes, requiere densidades de superficie de los sólidos ≈ 10 4 g / cm 2 , o más grandes. [24] [25] [26]Sin embargo, estudios recientes han encontrado que las regiones internas de los sistemas planetarios están ocupadas con frecuencia por planetas de tipo supertierra. [27] [28] Si estas supertierras se formaron a mayores distancias y migraron más cerca, la formación de Júpiter calientes in situ no es completamente in situ .
