Տաք Յուպիտերներ
Ենթակատեգորիա | Էկզոմոլորակ, Հսկա մոլորակ ![]() | |
---|---|---|
Զանգված | 0,1 Jupiter mass ![]() | |
Orbital period | 10 օր ![]() |

Տաք Յուպիտերներ (երբեմն կոչվում են նաև տաք Սատուրներ) գազային հսկա էկզոմոլորակների դաս են, որոնք ֆիզիկապես նման են Յուպիտերին, բայց ունեն շատ կարճ շրջափուլեր (P < 10 օր)[1]։ Աստղերին մոտ գտնվելու և մակերևույթ-մթնոլորտ բարձր ջերմաստիճանների պատճառով նրանք անվանվել են «տաք Յուպիտերներ»[2]:
Տաք Յուպիտերները ճառագայթային արագության մեթոդով ամենահեշտ հայտնաբերվող էկզոմոլորակներն են, քանի որ դրանք իրենց մայր աստղերի շարժման մեջ ավելի մեծ և արագ տատանումներ են առաջացնում՝ համեմատած այլ հայտնի մոլորակների հետ։ Ամենահայտնի տաք Յուպիտերներից մեկը 51 Պեգասի b-ն է։ Այն 1995 թվականին հայտնաբերված առաջին էկզոմոլորակն էր, որը գտնվել է Արեգակին նման աստղի շուրջ։ 51 Պեգասի b-ի շրջափուլը մոտավորապես չորս օր է[3]:
Ընդհանուր բնութագրեր
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Չնայած տաք Յուպիտերների բազմազանությանը, դրանք ունեն որոշ ընդհանուր հատկություններ
Նրանց հիմնական հատկանիշներն են մեծ զանգվածներն ու կարճ շրջափուլերը, որոնք տատանվում են 0.36–11.8 Յուպիտերի զանգվածների և 1.3–111 Երկրի օրերի միջև[5]։ Եթե զանգվածը գերազանցի մոտ 13.6 Յուպիտերի զանգվածը, մոլորակի ներսում ճնշումն ու ջերմաստիճանը կբավակացնեն դեյտերիումի միաձուլման համար, և այն կդառնա անգլ.՝ Brown dwarf կոչվող մոլորակ[6]։
Տաք Յուպիտերների մեծ մասի ուղեծրերը գրեթե շրջանաձև են։ Ենթադրվում է, որ դրանք շրջանաձև են դառնում մոտակա աստղերի գրավիտացիոն ազդեցության կամ մակընթացային ուժերի պատճառով[7]։ Նրանց այս ուղեծրերում մնալը կամ մայր աստղերին բախվելը, կախված է էներգիայի կորստից և մակընթացային ձևափոխություններից[7]։
Շատ տաք Յուպիտերներ ունեն շատ ցածր խտություն։ Ամենացածր խտությունը, որը մինչ այժմ չափվել է, անգլ.՝ TrES-4b ինն է՝ 0.222 գ/սմ³[8]։ Նրանց մեծ շառավիղ ունենալու պատճառները դեռ լիովին բացատրված չեն, բայց ենթադրվում է, որ դրանք պայմանավորված են բարձր աստղային ճառագայթմամբ, մթնոլորտի մեծ թափանցելիությամբ, ներքին էներգիայի աղբյուրներով և մոլորակի՝ իր աստղին շատ մոտ գտնվելով։[8][9]
Այս մոլորակները սովորաբար մակընթացորեն կողպված են, այսինքն՝ միշտ մի կողմն է շրջված դեպի իրենց աստղը[10]։ Նրանց մթնոլորտները շատ տարբեր են և արտասովոր՝ կարճ շրջափուլերի, երկար «օրերի» և մակընթացային կողպվածության պատճառով[10]։
Մոդելները ցույց են տալիս, որ նրանց մթնոլորտներում լինում են ուժեղ շերտավորումներ, ինտենսիվ քամիներ և հասարակածային գերհոսքեր[10][11]։ Վերջին ուսումնասիրությունները կանխատեսում են նաև փոթորիկներ, որոնք կարող են խառնել մթնոլորտը և տեղաշարժել տաք ու սառը գազի շերտերը[11]։
Ֆոտոսֆերայի գիշեր-ցերեկ ջերմաստիճանի տարբերությունը մեծ է, մոտ 500 Կելվին (500 °C կամ 900 °F)՝ ըստ անգլ.՝ HD 209458 b ի հիման վրա արված մոդելների[11]։
Տաք Յուպիտերները ավելի հաճախ հանդիպում են F և G տիպի աստղերի շուրջ և շատ հազվադեպ՝ K տիպի աստղերի մոտ։ անգլ.՝ red dwarfs-երի շուրջ նրանք գրեթե չեն հանդիպում[12]։ Ընդհանուր առմամբ, դրանց տարածվածությունը աստղերի պայծառության հետ նվազում է էքսպոնենցիալ[12]։
Հիմնավորում և էվոլյուցիա
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Կա երեք տեսակետ, որոնք վերաբերում են տաք Յուպիտերների հնարավոր ծագմանը։ Մեկն այն կարծիքն է, որ դրանք կազմավորվել են իրենց ներկայիս գտնվելու վայրերում՝ **ին ցիտու**։ Մյուս տեսակետն այն է, որ դրանք սկզբում կազմվել են հեռու, բայց հետագայում ներգաղթել են դեպի աստղը։ Նման տեղաշարժը կարող է տեղի ունենալ գազի և փոշու հետ փոխազդեցության արդյունքում արեգակնային մթնոլորտի փուլում, կամ այլ խոշոր մարմնի հետ մերձենալու հետևանքով, որը կարող է ապակայունացնել Ջուպիտերի կորպուսի վարագույրը։[3][13][14]
Միգրացիա
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Միգրացիայի ենթադրյալ ուղղությամբ տաք Յուպիտերը կազմվել են **ֆրոստ գծից** դուրս՝ ժայռից, սառույցից և գազից կազմված միջուկներով՝ ըստ մթնոլորտային ձևավորման տեսության։ Այնուհետև միգրացրել են դեպի աստղ, որտեղ կազմել են կայուն համակարգ։[15][16] Միգրացիան կարող է հանգեցնել գազային օղակի կորուստից հետո։
**Ին ցիտու**
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Տաք Յուպիտերները կազմված չեն եղել ներգաղթած գազային մոլորակներից, այլ ենթադրվում է, որ այդ մոլորակների միջուկները սկզբնապես եղել են ավելի տարածված սուպեր-երկիներ՝ որոնք գազային ծածկույթները ստացել են իրենց ներկայիս տեղերում՝ դառնալով գազային մոլորակներ **ին ցիտու**։ Այս տեսության համաձայն՝ սուպեր-երկիները կարող են կազմվել ինչպես իրենց ներկայիս տեղերում, այնպես էլ ավելի հեռու և միգրացիայի ենթարկվել՝ ձեռք բերելով իրենց գազային ծածկույթները։ Սուպեր-երկիներն, սովորաբար, ունեն համաստեղություններ, ուստի տաք Ջուպիտերները կազմված **ին ցիտու** նույնպես կարող են ունենալ համաստեղություններ։ Տաք Յուպիտերի զանգվածի ավելացումը հարևան մոլորակների վրա կարող է բազմաթիվ ազդեցություններ ունենալ։ Եթե տաք Յուպիտերի էկսցենտրիկությունը մեծ է ավելի քան 0.01, ապա ազատ նեղումների տակ գտնվող մոլորակների էկսցենտրիկությունը կարող է աճել, պատճառելով դրանց բախում տաք Ջուպիտերի հետ։ Տաք Յուպիտերի կորպուսի այս տեսակը կարող է լիներ անսովոր մեծ։ Եթե տաք Ջուպիտերի էկսցենտրիկությունը մնում է փոքր, ապա այդ նույն ազատ նեղումները կարող են թեքել համաստեղության շառավիղը։[17], **ին ցիտու** ձևավորման եղանակը տաք Յուպիտերների ձևավորման համար չի համարվում նախընտրելի, քանի որ անհրաժեշտ է մոլորակների զանգվածային միջուկների հավաքում, որը պահանջում է նյութի մակերեսային խտություն ≈ 104 գ/սմ2, կամ ավելի մեծ։[18][19][20] Սակայն վերջին հետազոտությունները ցույց են տվել, որ մոլորակային համակարգերի ներքին տարածքները հաճախ բնակեցված են սուպեր-երկիներով։[21][22] Եթե սուպեր-երկիները կազմվել են ավելի հեռու տարածքներում և ներգաղթել են մոտ, ապա **ին ցիտու** տաք Յուպիտերների կազմությունը իրականում ամբողջովին **ին ցիտու** չէ։
Մթնոլորտի կորուստ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Մոլորակի արտատարածքային շերտերից հեռացված գազի քանակը կախված է մոլորակի չափից, դրա հագեցած գազերից, աստղի շրջակա հեռավորությունից և աստղի լումինոզությունից։ Դիպուկ համակարգում, գազային հսկան, որը շրջում է 0.02 ԱՎ հեռավորությամբ իր ծնողաստղից, իր ողջ կյանքի ընթացքում կորցնում է 5–7% զանգվածից, բայց ավելի մոտ 0.015 ԱՎ-ը կարող է զգալիորեն մեծացնել մոլորակի զանգվածի գոլորշիացումը։ [23] Այժմ նման օբյեկտներ չեն հայտնաբերվել, և դրանք դեռ ենթադրություններ են։

Երկրային մոլորակներ գազային հսկաների համակարգերում
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Մոդելները ցույց են տվել, որ Ջուպիտեր չափի մոլորակի ներսում միգրացիան միջուկային պլանետարային սկավառակում (աստղից 5-ից 0.1 ԱՎ միջակայքում գտնվող հատված) այնքան ավերիչ չէ, որքան սպասվում էր։ Այս շրջանի կոշտ սկավառակային նյութի ավելի քան 60%-ը ցրված է դուրս, ներառյալ և, ինչը թույլ է տալիս մոլորակներ կազմող սկավառակի վերաորակավորում միջուկային խոշոր մոլորակի անցքի հետևանքով։ [24] Մոդելավորումներում մինչև երկնային երկիր զանգվածով մոլորակներ կարող էին ձեւավորվել, երբ Ջուպիտերի մոլորակը անցել է այդտեղից և դրա轨անը կայունացել է 0.1 ԱՎ։ Ունիվերսալ միջուկային համակարգի նյութերի խառնվելու շնորհիվ ջերմաստիճանային մոլորակները, որոնք ձևավորվել են Ջուպիտերի անցնելուց հետո, հատկապես ջրով հարուստ են։ [24] 2011 թ. ուսումնասիրության համաձայն, Ջուպիտեր մոլորակները կարող են դառնալ իրենց ներսի միգրացիայի ընթացքում. սա կարող է բացատրել "Ջոթոնիկ" Երկրայինից Նեպտունի չափսի մոլորակների առատությունը իրենց ծնողաստղից 0.2 ԱՎ հեռավորության վրա։ [25] Այս տեսակի համակարգերից մեկը օրինակ է -ի։ Վաղից երեք ներս մոլորակներ կան և արտաքին գազային հսկա բնակելի գոտում։ Ներկայս ամենամոտ մոլորակը՝ WASP-47e-ը, 6.83 երկրային զանգվածով և 1.8 երկրային ռադիուսով ցածր զանգվածային մոլորակ է, Ջուպիտերից ավելի ծանր մոլորակ՝ b, բայց մոտ 12.63 երկրային ռադիուսով, իսկ վերջինը՝ բարձր ջերմաստիճանային Նեպտուն, c, 15.2 երկրային զանգվածով և 3.6 երկրային ռադիուսով։ Քաղվածելու սխալ՝ Closing </ref>
missing for <ref>
tag[26][27][28]
Օրգանների ոչ լարման համեմատություն
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Ամենահետաքրքիր ջերմ Ջուպիտերներից մեկը՝ HD 80606 b, ունի համակարգի միմյանց հանդեպ ոչ լարված ուղեծիրներ, ներառյալ որոշ դեպքերում հետադարձ համեմատություն ունեցողներ, օրինակ՝ HAT-P-14b։[29][27][28][30] Այս լարման խնդիրն, ըստ երևույթին, կապված է այն աստղի ջերմության հետ, որի շուրջ պտտվում է ջերմ Ջուպիտերը: Կան մի քանի ենթադրություններ, թե ինչու դա կարող է տեղի ունենալ: Նման ենթադրություններից մեկն առնչվում է ձգողության խայթոցներին և ենթադրում է, որ կա մի մեխանիզմ, որը արտադրում է ջերմ Ջուպիտերներ, և այդ մեխանիզմն արտանետում է լարման լայն շրջանակ։ Հովիտ աստղերը՝ ավելի բարձր ձգողությամբ, սեղմում են լարումը (հետևելով, որ Cooler աստղերով ջերմ Ջուպիտերները լավ համատեղված են), մինչդեռ ավելի տաք աստղերը չեն սեղմում լարումը (բացատրելով դիտվող լարման խնդիրները)։[31] Մեկ այլ ենթադրություն այն է, որ հյուրընկալող աստղը երբեմն իր կենսափուլում վաղ փուլում փոփոխում է իր պտույտը, այլ ոչ թե ուղեծիրը փոխում։[32] Մյուս ենթադրությունն այն է, որ ջերմ Ջուպիտերները, որպես կանոն, ձեւավորվում են խիտ խմբերում, որտեղ խանգարումները ավելի հաճախ են լինում, և գրավիտացիոն ձգման արդյունքում մոլորակները կարող են հարևան աստղերի կողմից բռնվել։[33]
Ջերմ Յուպիտերներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Ultra-ջերմ Ջուպիտերներն այն ջերմ Ջուպիտերներն են, որոնց օրեցօր ջերմաստիճանը գերազանցում է 2,200 Կ (1,930 °C; 3,500 °F)։ Արտադրանքային նման օրեցօր մթնոլորտներում մեծ մասը մոլեկուլները բաժանվում են իրենց բաղադրիչ տարրերի, և շրջանառվում դեպի գիշերային կողմ, որտեղ նրանք կրկին միավորվում են մոլեկուլների հետ։ կամ «տաք Սատուրններ», քանի որ նրանց խտությունը նման է Սատուրնի խտությանը։ Այս մոլորակները պտտվում են իրենց աստղերին մոտ այնպես, որ աստղից եկող ինտենսիվ ջերմությունը զուգակցված մոլորակի ներսում ներքին տաքացման հետ նպաստում է մթնոլորտի ուռճացմանը: Տարանցիկ մեթոդով հայտնաբերվել են մեծ շառավղով ցածր խտությամբ վեց մոլորակներ։ Հայտնաբերման կարգով դրանք են՝ HAT-P-1b, CoRoT-1b, TrES-4b, WASP-12b, WASP-17b և Kepler-7b: Ճառագայթային արագության մեթոդով հայտնաբերված որոշ տաք Յուպիտերներ կարող են լինել փքված մոլորակներ[34][35]: Այս մոլորակների մեծ մասը գտնվում է Յուպիտերի զանգվածի շուրջը կամ դրանից ցածր, քանի որ ավելի զանգվածային մոլորակներն ունեն ավելի ուժեղ ձգողականություն: Իրոք, տաք Յուպիտերները Յուպիտերից ցածր զանգվածներով և 1800 Կելվինից բարձր ջերմաստիճաններով այնքան ուռճացված և փքված են, որ բոլորն էլ անկայուն էվոլյուցիոն ուղիների վրա են, որոնք ի վերջո հանգեցնում են Ռոշ-Լոբի արտահոսքի և մոլորակի մթնոլորտի գոլորշիացման և կորստի[36]:
Նույնիսկ աստղից մակերևույթի տաքացումը հաշվի առնելով, շատ տարանցիկ տաք Յուպիտերներ ունեն սպասվածից ավելի մեծ շառավիղ: Դա կարող է պայմանավորված լինել մթնոլորտային քամիների և մոլորակի մագնիտոսֆերայի փոխազդեցությամբ, որը մոլորակի միջով էլեկտրական հոսանք է ստեղծում, որը տաքացնում է այն՝ հանգեցնելով ընդլայնման: Որքան տաք է մոլորակը, այնքան մեծ է մթնոլորտի իոնացումը, և, հետևաբար, այնքան մեծ է փոխազդեցության մեծությունը և այնքան մեծ է էլեկտրական հոսանքը, ինչը հանգեցնում է մոլորակի ավելի տաքացման և ընդլայնման: Այս տեսությունը համընկնում է այն դիտարկմանը, որ մոլորակների ջերմաստիճանը փոխկապակցված է ուռճացված մոլորակային շառավիղների հետ[36]։
Արբանյակներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Տեսական հետազոտությունները ցույց են տալիս, որ տաք Յուպիտերը հազիվ թե ունենան արբանյակներ, քանի որ թե՛ փոքր բլուրի գունդը, և թե՛ աստղերի մակընթացային ուժերը, որոնց շուրջ նրանք պտտվում են, կարող են ապակայունացնել ցանկացած արբանյակի ուղեծիրը, իսկ վերջին գործընթացն ավելի ուժեղ է ավելի մեծ արբանյակների համար: Սա նշանակում է, որ տաք Յուպիտերների մեծ մասի համար կայուն արբանյակները կլինեն աստերոիդների չափով փոքր մարմիններ[37]։ Ավելին, տաք Յուպիտերի ֆիզիկական էվոլյուցիան կարող է որոշել նրանց արբանյակների վերջնական ճակատագիրը. դրանք կանգնեցնել կիսասիմպտոտիկ կիսահիմն առանցքներում կամ դուրս հանել համակարգից, որտեղ նրանք կարող են ենթարկվել այլ անհայտ գործընթացների[38]: Չնայած դրան, WASP-12b-ի դիտարկումները ցույց են տալիս, որ այն պտտվում է առնվազն մեկ մեծ էկզալուսնի կողմից[39]։
Տաք Յուպիտերները կարմիր գիգանտ աստղերի շուրջ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Ենթադրվում է, որ կարմիր գիգանտ աստղերի շուրջ պտտվող գազային գիգանտները, որոնք իրենց ճառագայթման պատճառով կհամարվեն տաք Յուպիտերներ, կհամարվեն տաք Յուպիտերներ՝ նման Jupiter-ի ուղեծրային հեռավորության վրա պտտվող գազային դիգանտների պես[40]։ Հավանական է, որ Սելեկտրային համակարգում Յուպիտերը կդառնա տաք Յուպիտեր այն ժամանակ, երբ Արեգակը կվերածվի կարմիր գիգանտի[41]։
Կարմիր գիգանտների շուրջ պտտվող տաք Յուպիտերները տարբեր կլինեն հիմնական վաալ աստղերի շուրջ պտտվող տաք Յուպիտերներից, հատկապես իրենց աստղերի սուլիչային հոսանքներից նյութ կլանելու հնարավորությամբ և, ենթադրելով, որ նրանք արագ պտտվում են (ոչ մակընթացորեն կողպված), ավելի հավասարապես բաշխված ջերմությամբ՝ բազմաթիվ նեղ ժետներով։ Նրանց հայտնաբերումը անցումային մեթոդով շատ ավելի դժվար կլինի՝ համեմատած իրենց շուրջ պտտվող աստղերի չափերի, ինչպես նաև երկար ժամանակ կպահանջվի (ամիսներ կամ նույնիսկ տարիներ), որպեսզի մեկը կտրի իր աստղը և հետին շառավիղի տակ գտնվի։
Վերջին հայտնաբերությունները, հատկապես կարմիր գիգանտ աստղերի շուրջ պտտվող շատ ցածր խտությամբ գազային դիգանտները, աջակցում են այս ենթադրությանը։
Աստղ-մոլորակ փոխազդեցություններ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Թեորետիկ ուսումնասիրությունները 2000 թվականից ի վեր ենթադրում են, որ «տաք Յուպիտերները» կարող են հանգեցնել ուժեղացած պոռթկումների՝ աստղի և նրա շրջագայող էքսոպլանետի մագնիսական դաշտերի փոխազդեցության կամ նրանց միջև մակընթացային ուժերի հետևանքով։ Այս երևույթները հայտնի են որպես «աստղ-մոլորակ փոխազդեցություններ» կամ անգլ.՝ SPIs։ HD 189733 համակարգը ամենալավ ուսումնասիրված էքսոպլանետային համակարգն է, որտեղ ենթադրվում է, որ սա տեղի է ունենում։
2008 թվականին աստղադիտակների մի խումբ առաջին անգամ նկարագրեց, թե ինչպես է HD 189733 A էքսոպլանետի ուղեծրային որոշակի դիրքում լինելու դեպքում առաջանում աստղային պոռթկումներ։ 2010 թվականին այլ թիմ հայտնաբերեց, որ ամեն անգամ, երբ նրանք դիտարկում են էքսոպլանետին նրա ուղեծրի որոշակի դիրքում, նրանք նաև հայտնաբերում են X-աճճուղային պոռթկումներ։ 2019 թվականին աստղադիտակները վերլուծել են Arecibo դիտահամալիրը, MOST և Ավտոմատացված Ֆոտոէլեկտրական Տելեսկոպի տվյալները՝ ավելին իմանալու համար այս պնդումների մասին։ Նրանք պարզել են, որ նախորդ պնդումները չափազանցված են, և մայր աստղը չի ցուցադրել աստղային պոռթկումների և արեգակնային ակտիվ շրջանների հետ կապված շատ լուսավորության և սպեկտրալ հատկություններ, ներառյալ արևի լծակները։ Նրանց վիճակագրական վերլուծությունը նաև ցույց է տվել, որ շատ աստղային պոռթկումներ տեղի են ունենում անկախ էքսոպլանետի դիրքից, հետևաբար հերքելով նախորդ պնդումները։ Մայր աստղի և էքսոպլանետի մագնիսական դաշտերը չեն փոխազդում, և այս համակարգը այլևս չի համարվում որպես «աստղ-մոլորակ փոխազդեցություն»։
Որոշ հետազոտողներ նաև ենթադրել են, որ անգլ.՝ HD 189733-ը կլանում է, կամ ձգում է նյութը իր շրջագայող էքսոպլանետից նույն տեմպերով, ինչ դա տեղի է ունենում երիտասարդ պրոտաստղերի մոտ, օրինակ՝ անգլ.՝ T Tauri աստղային համակարգերում։ Հետագա վերլուծությունը ցույց տվեց, որ այդ «տաք Յուպիտեր» եթե անգամ գազ է կլանել, ապա շատ քիչ։
Գրականություն
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]- Origins of Hot Jupiters, Rebekah I. Dawson, John Asher Johnson, 18 Jan 2018
Ծանոթագրություններ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]- ↑ Wang, Ji; Fischer, Debra A.; Horch, Elliott P.; Huang, Xu (2015). «On the Occurrence Rate of Hot Jupiters in Different Stellar Environments». The Astrophysical Journal. 799 (2): 229. arXiv:1412.1731. Bibcode:2015ApJ...799..229W. doi:10.1088/0004-637X/799/2/229. S2CID 119117019.
- ↑ «What worlds are out there?». Canadian Broadcasting Corporation (անգլերեն). 25 August 2016. Վերցված է 5 June 2017-ին.
- ↑ 3,0 3,1 Wenz, John (10 October 2019). «Lessons from scorching hot weirdo-planets». Knowable Magazine (անգլերեն). Annual Reviews. doi:10.1146/knowable-101019-2. Վերցված է 4 April 2022-ին.
- ↑ «Hot Jupiter with hidden Water». spacetelescope.org. ESA / Hubble. Վերցված է 13 June 2016-ին.
- ↑ Wright, J. T. (2009). «The Exoplanet Orbit Database». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 121 (886): 959–967. doi:10.1086/605654.
- ↑ Spiegel, D. S. (2011). «On the Mass-Age Relationship for Giant Planets». The Astrophysical Journal. 727: 57. doi:10.1088/0004-637X/727/1/57.
- ↑ 7,0 7,1 Matsumura, S. (2008). «Tidal Evolution of Close-in Planets». The Astrophysical Journal. 686: L29–L32. doi:10.1086/592771.
- ↑ 8,0 8,1 Sozzetti, A. (2007). «The Radius of the Transiting Hot Jupiter TrES-4». The Astrophysical Journal. 664: 1190–1199. doi:10.1086/519764.
- ↑ Burrows, A. (2007). «Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal. 661: 502–514. doi:10.1086/512120.
- ↑ 10,0 10,1 10,2 Showman, A. P. (2002). «Atmospheric Circulation of Hot Jupiters: Infrared Photometric Observations». The Astrophysical Journal. 568: 139–155. doi:10.1086/323756.
- ↑ 11,0 11,1 11,2 Fortney, J. J. (2008). «A Unified Theory for the Atmospheres of the Hot and Very Hot Jupiters». The Astrophysical Journal. 678: 1419–1435. doi:10.1086/528370.
- ↑ 12,0 12,1 Butler, R. P. (2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646: 505–522. doi:10.1086/504701.
- ↑ Dawson, Rebekah I.; Johnson, John Asher (2018). «Origins of Hot Jupiters». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 56: 175–221. arXiv:1801.06117. Bibcode:2018ARA&A..56..175D. doi:10.1146/annurev-astro-081817-051853. S2CID 119332976.
- ↑ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). «Formation of Giant Planets». In Deeg H., Belmonte J. (ed.). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing. էջեր 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID 116913980.
- ↑ Chambers, John (2007-07-01). Planet Formation with Type I and Type II Migration. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Vol. 38. Bibcode:2007DDA....38.0604C.
- ↑ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). «Giant Planet Formation». In Seager, Sara (ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. էջեր 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
- ↑ Batygin, Konstantin; Bodenheimer, Peter H.; Laughlin, Gregory P. (2016). «In Situ Formation and Dynamical Evolution of Hot Jupiter Systems». The Astrophysical Journal. 829 (2): 114. arXiv:1511.09157. Bibcode:2016ApJ...829..114B. doi:10.3847/0004-637X/829/2/114. S2CID 25105765.
- ↑ Rafikov, Roman R. (2006-01-01). «Atmospheres of Protoplanetary Cores: Critical Mass for Nucleated Instability». The Astrophysical Journal (անգլերեն). 648 (1): 666–682. arXiv:astro-ph/0405507. Bibcode:2006ApJ...648..666R. doi:10.1086/505695. ISSN 0004-637X. S2CID 51815430.
- ↑ Hayashi, Chushiro (1981-01-01). «Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula». Progress of Theoretical Physics Supplement (անգլերեն). 70: 35–53. Bibcode:1981PThPS..70...35H. doi:10.1143/PTPS.70.35. ISSN 0375-9687.
- ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). «In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets». The Astrophysical Journal. 828 (1): in press. arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ...828...33D. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. S2CID 119203398.
- ↑ Mayor, M.; Marmier, M.; Lovis, C.; Udry, S.; Ségransan, D.; Pepe, F.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Santos, N. C.; Queloz, D.; Mordasini, C.; Lo Curto, G.; Dumusque, X. (2011-09-12). «The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets». arXiv:1109.2497 [astro-ph].
- ↑ Batalha, Natalie M.; Rowe, Jason F.; Bryson, Stephen T.; Barclay, Thomas; Burke, Christopher J.; Caldwell, Douglas A.; Christiansen, Jessie L.; Mullally, Fergal; Thompson, Susan E. (2013-01-01). «Planetary Candidates Observed by Kepler. III. Analysis of the First 16 Months of Data». The Astrophysical Journal Supplement Series (անգլերեն). 204 (2): 24. arXiv:1202.5852. Bibcode:2013ApJS..204...24B. doi:10.1088/0067-0049/204/2/24. ISSN 0067-0049. S2CID 19023502.
- ↑ «Exoplanets Exposed to the Core». 2009-04-25. Արխիվացված օրիգինալից 2011-05-27. Վերցված է 2009-04-25-ին.
{{cite web}}
: CS1 սպաս․ unfit URL (link) - ↑ 24,0 24,1 Fogg, Martyn J.; Nelson, Richard P. (2007). «On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems». Astronomy and Astrophysics. 461 (3): 1195–1208. arXiv:astro-ph/0610314. Bibcode:2007A&A...461.1195F. doi:10.1051/0004-6361:20066171. S2CID 119476713.
- ↑ Nayakshin, Sergei (20 September 2011). «Hot Super Earths: disrupted young jupiters?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 416 (4): 2974–2980. arXiv:1103.1846. Bibcode:2011MNRAS.416.2974N. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19246.x. S2CID 53960650.
- ↑ Triaud, A. H. M. J.; Queloz, D.; Bouchy, F.; Moutou, C.; Collier Cameron, A.; Claret, A.; Barge, P.; Benz, W.; Deleuil, M. (2009-10-01). «The Rossiter-McLaughlin effect of CoRoT-3b and HD 189733b» (PDF). Astronomy and Astrophysics. 506 (1): 377–384. arXiv:0907.2956. Bibcode:2009A&A...506..377T. doi:10.1051/0004-6361/200911897. ISSN 0004-6361. S2CID 10454322. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2017-08-20-ին. Վերցված է 2018-11-04-ին.
- ↑ 27,0 27,1 «Turning planetary theory upside down». ESO (Press release). Royal Astronomical Society. 2010-04-13. էջ 16. Bibcode:2010eso..pres...16. Արխիվացված է օրիգինալից 2011-07-16-ին. Վերցված է 2010-04-15-ին.
- ↑ 28,0 28,1 Winn, Joshua N.; և այլք: (2011). «Orbital Orientations of Exoplanets: HAT-P-4b is Prograde and HAT-P-14b is Retrograde». The Astronomical Journal. 141 (2). 63. arXiv:1010.1318. Bibcode:2011AJ....141...63W. doi:10.1088/0004-6256/141/2/63. S2CID 18752702.
- ↑ Քաղվածելու սխալ՝ Սխալ
<ref>
պիտակ՝ «Observation of the full 12-hour-lon
» անվանումով ref-երը տեքստ չեն պարունակում: - ↑ Triaud, A. H. M. J.; Queloz, D.; Bouchy, F.; Moutou, C.; Collier Cameron, A.; Claret, A.; Barge, P.; Benz, W.; Deleuil, M. (2009-10-01). «The Rossiter-McLaughlin effect of CoRoT-3b and HD 189733b» (PDF). Astronomy and Astrophysics. 506 (1): 377–384. arXiv:0907.2956. Bibcode:2009A&A...506..377T. doi:10.1051/0004-6361/200911897. ISSN 0004-6361. S2CID 10454322. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2017-08-20-ին. Վերցված է 2018-11-04-ին.
- ↑ Winn, Joshua N.; Fabrycky, Daniel; Albrecht, Simon; Johnson, John Asher (2010-01-01). «Hot stars with hot Jupiters have high obliquities». The Astrophysical Journal Letters (անգլերեն). 718 (2): L145. arXiv:1006.4161. Bibcode:2010ApJ...718L.145W. doi:10.1088/2041-8205/718/2/L145. ISSN 2041-8205. S2CID 13032700.
- ↑ «Tilting stars may explain backwards planets». New Scientist. No. 2776. 1 September 2010. Վերցված է 19 December 2024-ին.
- ↑ Paul M. Sutter (December 9, 2022). «Trading spaces: How swapping stars create hot Jupiters». Universe Today.
- ↑ Ker Than (2006-09-14). «Puffy 'Cork' Planet Would Float on Water». Space.com. Վերցված է 2007-08-08-ին.
- ↑ «Puffy planet poses pretty puzzle». BBC News. 2006-09-15. Վերցված է 2010-03-17-ին.
- ↑ 36,0 36,1 Batygin, Konstantin; Stevenson, David J.; Bodenheimer, Peter H.; Huang, Xu (2011). «Evolution of Ohmically Heated Hot Jupiters». The Astrophysical Journal. 738 (1): 1. arXiv:1101.3800. Bibcode:2011ApJ...738....1B. doi:10.1088/0004-637X/738/1/1. S2CID 43150278.
- ↑ Barnes, Jason W.; O'Brien, D. P. (2002). «Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal. 575 (2): 1087–1093. arXiv:astro-ph/0205035. Bibcode:2002ApJ...575.1087B. doi:10.1086/341477. S2CID 14508244.
- ↑ Alvarado-Montes J. A.; Zuluaga J.; Sucerquia M. (2017). «The effect of close-in giant planets' evolution on tidal-induced migration of exomoons». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (3): 3019–3027. arXiv:1707.02906. Bibcode:2017MNRAS.471.3019A. doi:10.1093/mnras/stx1745. S2CID 119346461.
- ↑ Российские астрономы впервые открыли луну возле экзопланеты] (ռուսերեն). 6 February 2012. «Studying of a curve of change of shine of WASP-12b has brought to the Russian astronomers unusual result: regular splashes were found out. ... Though stains on a star surface also can cause similar changes of shine, observable splashes are very similar on duration, a profile and amplitude that testifies for benefit of exomoon existence.»
- ↑ Spiegel, David S.; Madhusudhan, Nikku (2012-09-01). «Jupiter will Become a Hot Jupiter: Consequences of Post-main-sequence Stellar Evolution on Gas Giant Planets». The Astrophysical Journal. 756 (2): 132. arXiv:1207.2770. Bibcode:2012ApJ...756..132S. doi:10.1088/0004-637X/756/2/132. ISSN 0004-637X. S2CID 118416430.
- ↑ Grunblatt, Samuel K.; Huber, Daniel (2017-12-01). «Seeing Double with K2: Testing Re-inflation with Two Remarkably Similar Planets around Red Giant Branch Stars». The Astrophysical Journal. 154 (6): 254. arXiv:1706.05865. Bibcode:2017AJ....154..254G. doi:10.3847/1538-3881/aa932d. S2CID 55959801.
Արտաքին հղումներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]- «Motley Crew of Worlds Share Common Thread». space.com. Inside Exoplanets. 5 June 2006.
- «NASA finds extremely hot planet – makes first exoplanet weather map». California Institute of Technology. Արխիվացված է օրիգինալից 2013-06-18-ին.
- Struve, O. (1952). «First known theoretical prediction regarding existence of hot Jupiters by Otto Struve in 1952». The Observatory. 72: 199. Bibcode:1952Obs....72..199S.
- Struve, Otto (24 July 1952). «Proposal for a Project of High-Precision Stellar Radial Velocity Work».
- Cain, Gay (September 2006). Hot Jupiters and pulsar planets. astronomycast.com (audio). Extrasolar Planets.
![]() | Վիքիպահեստն ունի նյութեր, որոնք վերաբերում են «Տաք Յուպիտերներ» հոդվածին։ |