Горячий Юпитер - Hot Jupiter

Впечатление художника от HD 188753 b, горячий Юпитер

Горячие Юпитеры являются классом газовый гигант экзопланеты которые считаются физически похожими на Юпитер но это очень короткое орбитальные периоды (п <10 дней).[1] Близость к их звездам и высокие температуры поверхности и атмосферы привели к прозвищу «горячие юпитеры».[2]

Горячие юпитеры - внесолнечные планеты, которые легче всего обнаружить с помощью радиальная скорость метод, потому что колебания, которые они вызывают в движении своих родительских звезд, относительно большие и быстрые по сравнению с колебаниями других известных типов планет. Один из самых известных горячих юпитеров - это 51 Pegasi b. Обнаруженная в 1995 году, это была первая внесолнечная планета, вращающаяся вокруг Подобный солнцу звезда. 51 Pegasi b имеет орбитальный период около 4 дней.

Общие характеристики

Горячие юпитеры (по левому краю, включая большинство планет, обнаруженных с помощью метод транзита, обозначены черными точками) обнаружены до 2 января 2014 г.
Горячий Юпитер со скрытой водой[3]

Хотя горячие юпитеры отличаются друг от друга, у них есть некоторые общие свойства.

  • Их определяющими характеристиками являются большие массы и короткие орбитальные периоды, охватывающие 0,36–11,8 масс Юпитера и 1,3–111 земных дней.[4] Масса не может быть больше примерно 13,6 массы Юпитера, потому что тогда давление и температура внутри планеты будут достаточно высокими, чтобы вызвать дейтерий синтез, и планета станет коричневый карлик.[5]
  • У большинства из них почти круговые орбиты (низкие эксцентриситет ). Считается, что их орбиты циркулируют возмущения от ближайших звезд или же приливные силы.[6] Останутся ли они на этих круговых орбитах в течение длительного времени или столкнутся со своими звездами-хозяевами, зависит от связи их орбитальной и физической эволюции, которая связана через диссипацию энергии и приливную деформацию.[7]
  • Многие имеют необычно низкую плотность. Самый низкий показатель, измеренный на данный момент, - это показатель TrES-4 при 0,222 г / см.3.[8] Большие радиусы горячих юпитеров еще полностью не изучены, но считается, что расширенные оболочки можно отнести к сильному звездному облучению, высокой непрозрачности атмосферы, возможным внутренним источникам энергии и орбитам, достаточно близким к их звездам для внешних слоев планет. превысить их Предел Роша и тянуться дальше наружу.[8][9]
  • Обычно они заперты приливом, причем одна сторона всегда обращена к своей звезде-хозяину.[10]
  • У них, вероятно, будет экстремальная и экзотическая атмосфера из-за их коротких периодов, относительно длинных дней и приливная блокировка. Модели атмосферной динамики предсказывают сильную вертикальную стратификацию с сильными ветрами и сверхвращающимися экваториальными струями, вызываемыми радиационным воздействием и передачей тепла и количества движения.[11][12] Разница дневных и ночных температур в фотосфере, по прогнозам, будет значительной, примерно 500 К для модели, основанной на HD 209458b.[12]
  • Похоже, что они чаще встречаются вокруг звезд F- и G-типов, и в меньшей степени вокруг звезд K-типа. Горячие юпитеры вокруг красные карлики очень редки.[13] Обобщения относительно распределения этих планет должны принимать во внимание различные отклонения наблюдений, но в целом их распространенность экспоненциально уменьшается в зависимости от абсолютной звездной величины.[14]

Становление и эволюция

Существует две основные точки зрения относительно происхождения горячих юпитеров: формирование на расстоянии с последующей миграцией внутрь и образование на месте на расстояниях, на которых они в настоящее время наблюдаются. Преобладает мнение о формировании путем орбитальной миграции.[15][16]

Миграция

Согласно гипотезе миграции горячий Юпитер формируется за пределами линия мороза, из горных пород, льда и газов с помощью метода аккреции ядра планетарное образование. Тогда планета мигрирует внутрь к звезде, где в конечном итоге образует стабильную орбиту.[17][18] Планета могла плавно мигрировать внутрь через тип II орбитальная миграция.[19][20] Или он мог мигрировать более внезапно из-за гравитационного рассеяния на эксцентрические орбиты во время столкновения с другой массивной планетой, за которым последовала циркуляризация и сокращение орбит из-за приливных взаимодействий со звездой. Орбита горячего Юпитера также могла быть изменена через Механизм Козай, вызывая замену наклона на эксцентриситет, что приводит к высокому эксцентриситету и низкой перигелийной орбите в сочетании с приливным трением. Для этого требуется массивное тело - другая планета или звездный товарищ - на более удаленную и наклонную орбиту; примерно у 50% горячих Юпитеров есть далекие спутники с массой Юпитера или более крупные, которые могут покинуть горячий Юпитер по орбите, наклоненной относительно вращения звезды.[21]

Миграция типа II происходит во время солнечная туманность фаза, т.е. когда газ еще присутствует. Энергетические звездные фотоны и сильные звездные ветры в это время удаляют большую часть оставшейся туманности. Миграция по другому механизму может произойти после потери газового диска.

На месте

Согласно альтернативной гипотезе, ядра горячих юпитеров не были газовыми гигантами, которые мигрировали внутрь. суперземли которые увеличили свои газовые оболочки на своих нынешних местоположениях, став газовыми гигантами на месте. Ядра суперземли в этой гипотезе могли образоваться либо на месте или на больших расстояниях и подверглись миграции до получения своих газовых оболочек. Поскольку суперземли часто встречаются вместе с компаньонами, горячие юпитеры образовали на месте можно также ожидать, что у него будут компаньоны. Увеличение массы локально растущего горячего Юпитера имеет ряд возможных последствий для соседних планет. Если горячий Юпитер сохраняет эксцентриситет больше 0,01, светские резонансы может увеличить эксцентриситет планеты-компаньона, заставив ее столкнуться с горячим Юпитером. Ядро горячего Юпитера в этом случае было бы необычно большим. Если эксцентриситет горячего Юпитера остается небольшим, широкие вековые резонансы могут также наклонить орбиту спутника.[22] Традиционно на месте режим конгломерации не одобряется, поскольку для сборки массивных ядер, необходимой для образования горячих юпитеров, требуется поверхностная плотность твердых тел ≈ 104 г / см2, или больше.[23][24][25] Однако недавние исследования показали, что внутренние области планетных систем часто заняты планетами типа суперземли.[26][27] Если эти суперземли образовались на больших расстояниях и мигрировали ближе, то образование на месте горячие юпитеры не совсем на месте.

Атмосферные потери

Если атмосферу горячего Юпитера удалить через гидродинамический выход, его ядро ​​может стать хтонская планета. Количество газа, удаляемого из самых внешних слоев, зависит от размера планеты, газов, образующих оболочку, орбитального расстояния от звезды и светимости звезды. В типичной системе газовый гигант, вращающийся на орбите на 0,02 а.е. вокруг своей родительской звезды, теряет 5–7% своей массы за время своей жизни, но вращение на орбите ближе 0,015 а.е. может означать испарение значительно большей части массы планеты.[28] Таких объектов пока не обнаружено, и они остаются гипотетическими.

Сравнение экзопланет "горячий Юпитер" (авторская концепция).
Сверху слева направо вниз: WASP-12b, WASP-6b, WASP-31b, WASP-39b, HD 189733b, ШЛЯПА-П-12Б, WASP-17b, WASP-19b, ШЛЯПА-П-1б и HD 209458b.

Планеты земной группы в системах с горячими юпитерами

Моделирование показало, что миграция планеты размером с Юпитер через внутренний протопланетный диск (область между 5 и 0,1 а.е. от звезды) не так разрушительна, как ожидалось. Более 60% материалов твердых дисков в этой области разбросаны наружу, в том числе планетезимали и протопланеты, позволяя формирующему планету диску реформироваться вслед за газовым гигантом.[29] В моделировании планеты размером до двух масс Земли смогли сформироваться в жилая зона после того, как горячий Юпитер прошел и его орбита стабилизировалась на уровне 0,1 а.е. Из-за смешения материала внутренней планетной системы с материалом внешней планетной системы, находящимся за линией замерзания, моделирования показали, что планеты земной группы, сформировавшиеся после прохождения горячего Юпитера, будут особенно богаты водой.[29] Согласно исследованию 2011 года, горячие юпитеры могут стать разрушенные планеты при миграции внутрь; это может объяснить обилие "горячих" планет размером с Землю до Нептуна в пределах 0,2 а.е. от их звезды-хозяина.[30]

Одним из примеров таких систем является система WASP-47. В обитаемой зоне есть три внутренние планеты и внешний газовый гигант. Самая внутренняя планета, WASP-47e, является большой планетой земного типа с массой 6,83 Земли и радиусом 1,8 Земли; горячий Юпитер, b, немного тяжелее Юпитера, но около 12,63 радиуса Земли; последний горячий Нептун, c, составляет 15,2 массы Земли и 3,6 радиуса Земли.[31] Аналогичную орбитальную архитектуру демонстрирует система Кеплер-30.[32]

Ретроградная орбита

Было обнаружено, что у нескольких горячих юпитеров ретроградные орбиты, что резко контрастирует с тем, что можно было бы ожидать от большинства теорий образования планет,[33] хотя возможно, что сама звезда перевернулась на раннем этапе формирования их системы из-за взаимодействий между магнитным полем звезды и диском, формирующим планету, а не из-за нарушения орбиты планеты.[34] Объединив новые наблюдения со старыми данными, было обнаружено, что более половины всех изученных горячих юпитеров имеют орбиты, которые не совпадают с осью вращения их родительских звезд, а шесть экзопланет в этом исследовании имеют ретроградное движение.

Недавние исследования показали, что несколько горячих юпитеров находятся в несовместимых системах.[35][36] Это смещение может быть связано с высокой температурой фотосферы, вокруг которой вращается горячий Юпитер. Есть много предложенных теорий относительно того, почему это могло произойти. Одна из таких теорий включает в себя приливную диссипацию и предполагает, что существует единый механизм образования горячих юпитеров, и этот механизм дает диапазон углов наклона. Более холодные звезды с более высокой приливной диссипацией ослабляют наклон (что объясняет, почему горячие юпитеры, вращающиеся вокруг более холодных звезд, хорошо выровнены), в то время как более горячие звезды не ослабляют наклон (объясняя наблюдаемое несовпадение).[4]

Ультра-горячие юпитеры

Ультра-горячие Юпитеры - это горячие Юпитеры с дневной температурой выше 2200 К. В такой атмосфере дневной стороны большинство молекул распадаются на составляющие их атомы и перемещаются в ночную сторону, где снова рекомбинируют в молекулы.[37][38]

Планеты с ультракоротким периодом

Основная статья: Планета с ультракоротким периодом

Планеты с ультракоротким периодом (USP) - это класс планет с орбитальные периоды менее одного дня и встречаются только вокруг звезд менее 1,25 солнечные массы.[39][40]

Подтвержденные транзитные горячие юпитеры с орбитальным периодом менее одного дня включают: WASP-18b, WASP-19b, WASP-43b и WASP-103b.[41]

Пухлые планеты

Газовых гигантов с большим радиусом и очень низкой плотностью иногда называют «пухлыми планетами».[42] или «горячие Сатурны», из-за их плотности, подобной Сатурн с. Орбиты пухлых планет близки к их звезды так что сильный жар от звезды сочетается с внутреннее отопление внутри планеты поможет надуть то атмосфера. Шесть планет большого радиуса с низкой плотностью были обнаружены метод транзита. В порядке открытия это: ШЛЯПА-П-1б,[43][44] COROT-1b, ТрЭС-4, WASP-12b, WASP-17b, и Кеплер-7б. Некоторые горячие юпитеры, обнаруженные лучево-скоростной метод могут быть опухшие планеты. Большинство этих планет имеют массу около или ниже Юпитера, поскольку более массивные планеты имеют более сильную гравитацию, что позволяет им примерно соответствовать размеру Юпитера. Действительно, горячие Юпитеры с массой ниже Юпитера и температурой выше 1800 Кельвинов настолько раздуты и раздуты, что все они находятся на неустойчивом эволюционном пути, который в конечном итоге приводит к Переполнение Роша-Лоба а также испарение и потеря атмосферы планеты.[45]

Даже с учетом нагрева поверхности звезды многие транзитные горячие юпитеры имеют больший радиус, чем ожидалось. Это могло быть вызвано взаимодействием атмосферных ветров с планетными ветрами. магнитосфера создание электрический ток через планету который нагревает это, заставляя его расширяться. Чем горячее планета, тем больше ионизация атмосферы и, следовательно, больше величина взаимодействия и больше электрический ток, что приводит к большему нагреву и расширению планеты. Эта теория соответствует наблюдению о том, что планетная температура коррелирует с увеличенным радиусом планет.[45]

Луны

Теоретические исследования показывают, что у горячих юпитеров маловероятно луны, из-за небольшого Сфера холма и приливные силы звезд, по которым они вращаются, что дестабилизирует орбиту любого спутника, причем последний процесс сильнее для более крупных спутников. Это означает, что для большинства горячих юпитеров стабильные спутники будут небольшими. астероид -размерные кузова.[46] Кроме того, физическая эволюция горячих юпитеров может определить окончательную судьбу их спутников: остановить их на полуасимптотических больших полуосях или выбросить из системы, где они могут претерпеть другие неизвестные процессы.[47] Несмотря на это, наблюдения WASP-12b показывают, что вокруг него вращается по крайней мере 1 крупный экзолуния.[48]

Горячие юпитеры вокруг красных гигантов

Было высказано предположение, что газовые гиганты на орбите красные гиганты на расстояниях, подобных Юпитеру, могут быть горячие Юпитеры из-за интенсивного излучения, которое они получат от своих звезд. Весьма вероятно, что в Солнечная система Юпитер станет горячим Юпитером после преобразования Солнца в красного гиганта.[49] Недавнее открытие газовых гигантов с особенно низкой плотностью, вращающихся вокруг красных гигантов, подтверждает эту теорию.[50]

Горячие юпитеры, вращающиеся вокруг красных гигантов, будут отличаться от тех, которые вращаются вокруг звезд главной последовательности, во многих отношениях, в первую очередь возможностью аккреции материала от звездные ветры их звезд и, предполагая быстрое вращение (не приливно заблокирован к своим звездам), гораздо более равномерно распределенное тепло с множеством узкополосных струй. Их обнаружение с использованием метода транзита было бы намного сложнее из-за их крошечного размера по сравнению со звездами, вокруг которых они вращаются, а также из-за длительного времени, необходимого (месяцы или даже годы), чтобы один из них прошел свою звезду, а также был ею скрыт. .[49]

Взаимодействие звезды и планеты

Теоретические исследования с 2000 года показали, что «горячие юпитеры» могут вызывать усиление вспышек из-за взаимодействия магнитные поля звезды и ее орбитальной экзопланеты, или из-за приливные силы между ними. Эти эффекты называются «взаимодействиями звезды и планеты» или SPI. В HD 189733 система - это наиболее изученная экзопланетная система, в которой, как предполагалось, имел место этот эффект.

В 2008 году группа астрономов впервые описала, как экзопланета, вращающаяся вокруг HD 189733 A, достигает определенного места на своей орбите, что вызывает увеличение звездное сияние. В 2010 году другая команда обнаружила, что каждый раз, когда они наблюдают за экзопланетой в определенной позиции на ее орбите, они также обнаруживают рентгеновский снимок вспышки. В 2019 году астрономы проанализировали данные из Обсерватория Аресибо, НАИБОЛЕЕ, и автоматизированный фотоэлектрический телескоп, в дополнение к историческим наблюдениям звезды в радио, оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн для проверки этих утверждений. Они обнаружили, что предыдущие утверждения были преувеличены, и родительская звезда не могла отображать многие из ярких и спектральных характеристик, связанных со вспышками звезд и солнечными лучами. активные регионы, включая солнечные пятна. Их статистический анализ также показал, что многие звездные вспышки наблюдаются независимо от положения экзопланеты, что опровергает более ранние утверждения. Магнитные поля родительской звезды и экзопланеты не взаимодействуют, и эта система больше не считается имеющей «взаимодействие звезда-планета».[51] Некоторые исследователи также предположили, что HD 189733 срастает, или притягивает, материал со своей орбитальной экзопланеты со скоростью, аналогичной той, которая наблюдается вокруг молодых людей. протозвезды в Звездные системы Т Тельца. Более поздний анализ показал, что от спутника "горячего Юпитера" поступало очень мало газа, если оно вообще было.[52]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Ван, Цзи; Фишер, Дебра А .; Horch, Elliott P .; Хуан, Сюй (2015). «О частоте появления горячих юпитеров в различных звездных средах». Астрофизический журнал. 799 (2): 229. arXiv:1412.1731. Bibcode:2015ApJ ... 799..229Вт. Дои:10.1088 / 0004-637X / 799/2/229. S2CID  119117019.
  2. ^ "Какие есть миры?". Канадская радиовещательная корпорация. 25 августа 2016 г.. Получено 5 июн 2017.
  3. ^ «Горячий Юпитер со скрытой водой». spacetelescope.org. ЕКА / Хаббл. Получено 13 июн 2016.
  4. ^ а б Winn, Joshua N .; Фабрики, Даниэль; Альбрехт, Симон; Джонсон, Джон Ашер (1 января 2010 г.). «Горячие звезды с горячими Юпитерами имеют большие наклоны». Письма в астрофизический журнал. 718 (2): L145. arXiv:1006.4161. Bibcode:2010ApJ ... 718L.145W. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 718/2 / L145. ISSN  2041-8205. S2CID  13032700.
  5. ^ Chauvin, G .; Лагранж, А.-М .; Цукерман, Б .; Dumas, C .; Mouillet, D .; Песня, I .; Beuzit, J.-L .; Lowrance, P .; Бесселл, М. С. (2005). «Спутник AB Pic на границе планеты и коричневого карлика». Астрономия и астрофизика. 438 (3): L29 – L32. arXiv:Astro-ph / 0504658. Bibcode:2005A & A ... 438L..29C. Дои:10.1051/0004-6361:200500111. S2CID  119089948.
  6. ^ Fabrycky, D .; Тремейн, С. (10 ноября 2007 г.). «Сокращение двойных и планетных орбит с помощью циклов Козая с приливным трением». Астрофизический журнал. 669 (2): 1298–1315. arXiv:0705.4285. Bibcode:2007ApJ ... 669.1298F. Дои:10.1086/521702. S2CID  12159532.
  7. ^ Альварадо-Монтес Дж. А .; Гарсия-Кармона К. (2019). «Орбитальный распад короткопериодических газовых гигантов в условиях развивающихся приливов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 486 (3): 3963–3974. arXiv:1904.07596. Bibcode:2019МНРАС.486.3963А. Дои:10.1093 / mnras / stz1081. S2CID  119313969.
  8. ^ а б Мандушев, Георгий; О'Донован, Фрэнсис Т .; Шарбонно, Дэвид; Торрес, Гильермо; Латам, Дэвид В .; Bakos, Gáspár Á .; Данэм, Эдвард У .; Соццетти, Алессандро; Фернандес, Хосе М. (1 октября 2007 г.). «TrES-4: транзитный горячий юпитер очень низкой плотности». Астрофизический журнал. 667 (2): L195 – L198. arXiv:0708.0834. Bibcode:2007ApJ ... 667L.195M. Дои:10.1086/522115. S2CID  6087170.
  9. ^ Берроуз, А .; Hubeny, I .; Budaj, J .; Хаббард, У. Б. (1 января 2007 г.). «Возможные решения аномалий радиуса транзитных планет-гигантов». Астрофизический журнал. 661 (1): 502–514. arXiv:astro-ph / 0612703. Bibcode:2007ApJ ... 661..502B. Дои:10.1086/514326. ISSN  0004-637X. S2CID  9948700.
  10. ^ «Горячий Юпитер WASP 104b - одна из самых темных планет в истории». Science Alert.com.
  11. ^ Купер, Кертис С .; Шоумен, Адам П. (1 января 2005 г.). «Динамическая метеорология в фотосфере HD 209458b». Письма в астрофизический журнал. 629 (1): L45. arXiv:Astro-ph / 0502476. Bibcode:2005ApJ ... 629L..45C. Дои:10.1086/444354. ISSN  1538-4357. S2CID  10022257.
  12. ^ а б Раушер, Эмили; Мену, Кристен (1 января 2010 г.). «Трехмерное моделирование атмосферных потоков горячего Юпитера». Астрофизический журнал. 714 (2): 1334–1342. arXiv:0907.2692. Bibcode:2010ApJ ... 714.1334R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 714/2/1334. ISSN  0004-637X. S2CID  17361362.
  13. ^ Джонсон, Джон Ашер; Газак, Дж. Захари; Приложения, Кевин; и другие. (2011). «Характеристика крутых KOI II. M-карлик KOI-254 и его горячий Юпитер». Астрономический журнал. arXiv:1112.0017. Дои:10.1088/0004-6256/143/5/111. S2CID  25791517.
  14. ^ Ballesteros, F.J .; Fernandez-Soto, A .; Мартинес, В.Дж. (2019). «Название: Погружение в экзопланеты: водные моря самые распространенные?». Астробиология. 19 (5): 642–654. Дои:10.1089 / аст.2017.1720. PMID  30789285.
  15. ^ D'Angelo, G .; Лиссауэр, Дж. Дж. (2018). «Формирование планет-гигантов». В Deeg H., Belmonte J. (ed.). Справочник экзопланет. Издательство Springer International. С. 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. Дои:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN  978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  16. ^ Доусон, Ревекка I .; Джонсон, Джон Ашер (2018). «Истоки горячих юпитеров». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 56: 175–221. arXiv:1801.06117. Bibcode:2018ARA & A..56..175D. Дои:10.1146 / annurev-astro-081817-051853. S2CID  119332976.
  17. ^ Чемберс, Джон (2007-07-01). Формирование планет с миграцией типа I и типа II. AAS / Подразделение динамической астрономической встречи. 38. Bibcode:2007DDA .... 38.0604C.
  18. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Дурисен, Ричард Х .; Лиссауэр, Джек Дж. (Декабрь 2010 г.). «Формирование гигантской планеты». В Сигере, Сара (ред.). Экзопланеты. Университет Аризоны Press. С. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN  978-0-8165-2945-2.
  19. ^ D'Angelo, G .; Любов, С. Х. (2008). «Эволюция мигрирующих планет, испытывающих газовую аккрецию». Астрофизический журнал. 685 (1): 560–583. arXiv:0806.1771. Bibcode:2008ApJ ... 685..560D. Дои:10.1086/590904. S2CID  84978.
  20. ^ Lubow, S.H .; Ида, С. (2011). «Миграция планеты». В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты. Университет Аризоны Press, Тусон, Аризона. С. 347–371. arXiv:1004.4137. Bibcode:2011exop.book..347L.
  21. ^ Knutson, Heather A .; Фултон, Бенджамин Дж .; Монтет, Бенджамин Т .; Као, Мелоди; Нго, Генри; Ховард, Эндрю В .; Крепп, Джастин Р .; Хинкли, Саша; Бакос, Гаспар Б (01.01.2014). «Друзья горячих юпитеров. I. Поиск по радиальной скорости массивных, долгопериодических спутников близких газовых планет-гигантов». Астрофизический журнал. 785 (2): 126. arXiv:1312.2954. Bibcode:2014ApJ ... 785..126K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 785/2/126. ISSN  0004-637X. S2CID  42687848.
  22. ^ Батыгин, Константин; Bodenheimer, Peter H .; Лафлин, Грегори П. (2016). «Формирование in situ и динамическая эволюция систем горячего юпитера». Астрофизический журнал. 829 (2): 114. arXiv:1511.09157. Bibcode:2016ApJ ... 829..114B. Дои:10.3847 / 0004-637X / 829/2/114. S2CID  25105765.
  23. ^ Рафиков, Роман Р. (1 января 2006 г.). «Атмосферы протопланетных ядер: критическая масса ядерной нестабильности». Астрофизический журнал. 648 (1): 666–682. arXiv:astro-ph / 0405507. Bibcode:2006ApJ ... 648..666R. Дои:10.1086/505695. ISSN  0004-637X. S2CID  51815430.
  24. ^ Хаяси, Чусиро (1 января 1981 г.). «Структура солнечной туманности, рост и распад магнитных полей и влияние магнитной и турбулентной вязкости на туманность». Приложение "Прогресс теоретической физики". 70: 35–53. Bibcode:1981PThPS..70 ... 35H. Дои:10.1143 / PTPS.70.35. ISSN  0375-9687.
  25. ^ D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2016). "Модели формирования планет Кеплер 11 in situ и ex situ". Астрофизический журнал. 828 (1): в печати. arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ ... 828 ... 33D. Дои:10.3847 / 0004-637X / 828/1/33. S2CID  119203398.
  26. ^ Мэр, М .; Marmier, M .; Lovis, C .; Udry, S .; Ségransan, D .; Pepe, F .; Benz, W .; Bertaux, J.-L .; Бучи, Ф. (12 сентября 2011 г.). «HARPS ищет южные внесолнечные планеты XXXIV. Возникновение, распределение масс и орбитальные свойства суперземель и планет с массой Нептуна». arXiv:1109.2497 [астрофизик ].
  27. ^ Баталья, Натали М .; Роу, Джейсон Ф .; Брайсон, Стивен Т .; Барклай, Томас; Берк, Кристофер Дж .; Caldwell, Douglas A .; Кристиансен, Джесси Л .; Маллально, Фергал; Томпсон, Сьюзан Э. (1 января 2013 г.). «Кандидаты в планеты, наблюдаемые Кеплером. III. Анализ данных за первые 16 месяцев». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 204 (2): 24. arXiv:1202.5852. Bibcode:2013ApJS..204 ... 24B. Дои:10.1088/0067-0049/204/2/24. ISSN  0067-0049. S2CID  19023502.
  28. ^ «Экзопланеты, обнаженные до ядра». 25 апреля 2009 г.. Получено 25 апреля 2009.
  29. ^ а б Фогг, Мартин Дж .; Нельсон, Ричард П. (2007). «Об образовании планет земной группы в системах горячего Юпитера». Астрономия и астрофизика. 461 (3): 1195–1208. arXiv:astro-ph / 0610314. Bibcode:2007 A&A ... 461.1195F. Дои:10.1051/0004-6361:20066171. S2CID  119476713.
  30. ^ Наякшин, Сергей (20 сентября 2011 г.). «Горячие суперземли: разрушенные молодые юпитеры?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 416 (4): 2974–2980. arXiv:1103.1846. Bibcode:2011МНРАС.416.2974Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.19246.x. S2CID  53960650. Получено 25 декабря 2017.
  31. ^ Becker, Juliette C .; Вандербург, Андрей; Адамс, Фред С .; Раппапорт, Саул А .; Швенгелер, Ханс Марти (10 августа 2015 г.). "WASP-47: Система горячего Юпитера с двумя дополнительными планетами, обнаруженными K2". Письма в астрофизический журнал. IOP Publishing (опубликовано в октябре 2015 г.). 812 (2): L18. arXiv:1508.02411. Bibcode:2015ApJ ... 812L..18B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 812/2 / L18. S2CID  14681933. Масса WASP-47d составляет 15,2 ± 7 M. Для WASP-47e можно установить только верхний предел <22 M⊕.
  32. ^ «Кеплер: далекая солнечная система». kepler.nasa.gov. 31 марта 2015 г.. Получено 2 августа 2016.
  33. ^ «Перевернув планетарную теорию с ног на голову». ESO (пресс-релиз). Королевское астрономическое общество. 2010-04-13. п. 16. Bibcode:2010eso..pres ... 16.
  34. ^ «Наклонение звезд может объяснить обратное движение планет». Новый ученый. № 2776. 1 сентября 2010 г.
  35. ^ Hebrard, G .; Desert, J.-M .; Diaz, R.F .; Boisse, I .; Bouchy, F .; де Этан, А. Лекавелье; Moutou, C .; Ehrenreich, D .; Арнольд, Л. (2010). «Наблюдение за полным 12-часовым транзитом экзопланеты HD80606b. Фотометрия Warm-Spitzer и спектроскопия SOPHIE». Астрономия и астрофизика. 516: A95. arXiv:1004.0790. Bibcode:2010A & A ... 516A..95H. Дои:10.1051/0004-6361/201014327. ISSN  0004-6361. S2CID  73585455.
  36. ^ Triaud, A.H.M.J .; Queloz, D .; Bouchy, F .; Moutou, C .; Collier Cameron, A .; Claret, A .; Баржа, П .; Benz, W .; Делёй, М. (1 октября 2009 г.). "Эффект Росситера-Маклафлина CoRoT-3b и HD 189733b" (PDF). Астрономия и астрофизика. 506 (1): 377–384. arXiv:0907.2956. Bibcode:2009A&A ... 506..377T. Дои:10.1051/0004-6361/200911897. ISSN  0004-6361. S2CID  10454322. Архивировано из оригинал (PDF) 20 августа 2017 г.. Получено 4 ноября 2018.
  37. ^ Белл, Тейлор Дж .; Коуэн, Николас Б. (2018). «Повышенный перенос тепла в сверхгорячей атмосфере Юпитера за счет диссоциации и рекомбинации H 2». Астрофизический журнал. 857 (2): L20. arXiv:1802.07725. Bibcode:2018ApJ ... 857L..20B. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aabcc8. S2CID  119404042.
  38. ^ Парментье, Вивьен; Линия, Майк Р .; Бин, Джейкоб Л .; Мэнсфилд, Меган; Крейдберг, Лаура; Лупу, Роксана; Вишер, Ченнон; Дезерт, Жан-Мишель; Фортни, Джонатан Дж .; Делей, Магали; Арканджели, Иаков; Шоумен, Адам П .; Марли, Марк С. (2018). «От термической диссоциации к конденсации в атмосферах сверхгорячих юпитеров: WASP-121b в контексте». Астрономия и астрофизика. 617: A110. arXiv:1805.00096. Bibcode:2018A & A ... 617A.110P. Дои:10.1051/0004-6361/201833059. S2CID  62895296.
  39. ^ Малаволта, Лука; и другие. (9 февраля 2018 г.). «Скалистая суперземля с ультракоротким периодом времени с вторичным затмением и спутником, похожим на Нептун, около K2-141». Астрономический журнал. 155 (3): 107. arXiv:1801.03502. Bibcode:2018AJ .... 155..107M. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aaa5b5. S2CID  54869937.
  40. ^ Саху; Casertano, S .; Bond, H.E .; Valenti, J .; Smith, T.E .; Миннити, Д .; и другие. (2006). «Транзитные кандидаты в внесолнечные планеты в Галактическом балджу». Природа. 443 (7111): 534–540. arXiv:astro-ph / 0610098. Bibcode:2006Натура.443..534S. Дои:10.1038 / природа05158. PMID  17024085. S2CID  4403395.
  41. ^ "WASP Planets". wasp-planets.net. 5 декабря 2013 г.. Получено 1 апреля 2018.
  42. ^ Чанг, Кеннет (11 ноября 2010 г.). «Обнаружена загадочная пухлая планета, менее плотная, чем пробка». Нью-Йорк Таймс.
  43. ^ Кер Тан (14 сентября 2006 г.). "Пухлая планета из пробки будет плавать на воде". Space.com. Получено 8 августа 2007.
  44. ^ «Пухлая планета представляет собой красивую головоломку». Новости BBC. 15 сентября 2006 г.. Получено 17 марта 2010.
  45. ^ а б Батыгин, Константин; Стивенсон, Дэвид Дж .; Bodenheimer, Peter H .; Хуан, Сюй (2011). "Эволюция горячих юпитеров с омическим нагревом". Астрофизический журнал. 738 (1): 1. arXiv:1101.3800. Bibcode:2011ApJ ... 738 .... 1B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 738/1/1. S2CID  43150278.
  46. ^ Барнс, Джейсон У .; О'Брайен, Д. П. (2002). «Устойчивость спутников вокруг близких внесолнечных планет-гигантов». Астрофизический журнал. 575 (2): 1087–1093. arXiv:астро-ph / 0205035. Bibcode:2002ApJ ... 575.1087B. Дои:10.1086/341477. S2CID  14508244.
  47. ^ Альварадо-Монтес Дж. А .; Zuluaga J .; Сучеркия М. (2017). «Влияние эволюции близких планет-гигантов на индуцированную приливом миграцию экзолун». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 471 (3): 3019–3027. arXiv:1707.02906. Bibcode:2017МНРАС.471.3019А. Дои:10.1093 / мнрас / stx1745. S2CID  119346461.
  48. ^ Российские астрономы впервые открыли луну возле экзопланеты] (на русском). 6 февраля 2012 г. Изучение кривой изменения блеска WASP-12b принесло российским астрономам необычный результат: были обнаружены регулярные всплески. ... Хотя пятна на поверхности звезды и могут вызывать аналогичные изменения блеска, наблюдаемые всплески очень похожи по продолжительности, профилю и амплитуде, что свидетельствует в пользу существования экзолуны.
  49. ^ а б Spiegel, David S .; Мадхусудхан, Никку (1 сентября 2012 г.). «Юпитер станет горячим Юпитером: последствия звездной эволюции после главной последовательности на газовых планетах-гигантах». Астрофизический журнал. 756 (2): 132. arXiv:1207.2770. Bibcode:2012ApJ ... 756..132S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 756/2/132. ISSN  0004-637X. S2CID  118416430.
  50. ^ Grunblatt, Samuel K .; Хубер, Даниэль (1 декабря 2017 г.). «Видение двойника с помощью K2: проверка повторной инфляции с двумя удивительно похожими планетами вокруг звезд-ветвей красных гигантов». Астрофизический журнал. 154 (6): 254. arXiv:1706.05865. Bibcode:2017AJ .... 154..254G. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aa932d. S2CID  55959801.
  51. ^ Маршрут, Мэтью (10 февраля 2019 г.). "Возвышение РИМА. I. Многоволновой анализ взаимодействия звезды и планеты в системе HD 189733". Астрофизический журнал. 872 (1): 79. arXiv:1901.02048. Bibcode:2019ApJ ... 872 ... 79R. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aafc25. S2CID  119350145.
  52. ^ Маршрут, Мэтью; Луни, Лесли (20 декабря 2019 г.). "РИМ (Радионаблюдения за намагниченными экзопланетами). II. HD 189733 не аккрецирует значительный материал со своей экзопланеты, как звезда Т Тельца с диска". Астрофизический журнал. 887 (2): 229. arXiv:1911.08357. Bibcode:2019ApJ ... 887..229R. Дои:10.3847 / 1538-4357 / ab594e. S2CID  208158242.

внешняя ссылка