Горячие Юпитеры

 Прототип горячего юпитера представлял собой планету с массой в 0,44 юпитерианской массы, вращающуюся вокруг звезды 51 Пегаса по орбите с радиусом меньше одной восьмой расстояния от Меркурия до Солнца. Некоторые известные примеры типичных представителей класса перечислены ниже:

Температуры поверхностей таких планет предположительно составляют от 1000 до 1700 градусов Цельсия. Хотя вполне вероятно, что они могут оказаться гигантскими шарами из камня и металла, но всё же более правдоподобным представляется, что эти планеты являются газовыми гигантами, схожими по составу с Юпитером. Расчёты показывают, что даже при таких высоких температурах мощное гравитационное поле этих планет позволяет им с лёгкостью сохранять свою объёмную водородную атмосферу. Интересно, что главной сложностью для астрономов является не объяснение того, как горячие юпитеры могут удерживаться на таких тесных орбитах, но в первую очередь того, как они вообще могли на них попасть.

В общепринятой теории предполагается, что гигантские планеты могут формироваться только в холодных, периферийных областях протопланетного диска. Пытаясь совместить это представление с новыми данными, астрономы Дуглас Н. К. Лин и Питер Боденхеймер из Калифорнийского университета, Санта-Круз, а также Дерек К. Ричардсон из Вашингтонского университета расширили стандартную модель, допустив, что молодая протопланета, конденсирующаяся из протопланетного диска, вырезает в диске канавку, разделяя его на две части.

Они предположили, что внутренний диск при этом будет терять энергию за счёт трения, заставляя вещество диска и протопланеты падать на центральную звезду и спирально закручиваться. При приближении планеты часть поверхности звезды будет слегка подаваться в её сторону. Высокая скорость вращения молодой звезды, однако, подразумевает, что образовавшаяся на поверхности звезды выпуклость будет двигаться перед планетой, подтягивая её следом за собой и выводя на более широкую орбиту. Горячие Юпитеры, согласно этой модели, движутся по тесным, устойчивым орбитам, находясь под действием двух противоположных сил – притяжения внутреннего протопланетного диска и выталкивания вперёд, производимого молодой вращающейся звездой.

Для планеты, находящейся на орбите настолько малого радиуса, существует значительная вероятность (примерно от 5 до 10%) того, что её прохождение перед родительской звездой будет доступно для наблюдений с Земли и фотометрических исследований. Это имеет очень большое значение, так как данные, полученные при помощи фотометрических наблюдений транзитов, позволяют напрямую измерить плотность планеты, таким образом однозначно устанавливая её природу.