Warm Jupiter

Warm Jupiters is ’n klas eksoplanete met soortgelyke eienskappe as Jupiter, maar met ’n hoë oppervlaktemperatuur omdat hulle in ’n wentelbaan baie na aan hul moederster is – tussen sowat 0,015 en 0,5 astronomiese eenhede (2,2 × 106 en 74,8 × 106 km). Jupiter is 5,2 AE (780 × 106 km) van die Son af en sy oppervlaktemperatuur is dus laag.

Een van die bekendste warm Jupiters is 51 Pegasi b, met die bynaam "Bellerophon". Dit is in 1995 ontdek en was die eerste eksoplaneet om ’n Sonagtige ster wat ontdek is. Dit het ’n wentelperiode van sowat vier dae.

Algemene eienskappe 
Warm Jupiters het sekere eienskappe gemeen:
 Hulle het soortgelyke eienskappe as die gasreus Jupiter, gewoonlik met dieselfde of ’n groter massa, dus . Hul wentelbaan is egter baie nader aan hul moederster en daarom het hulle ’n hoë oppervlaktemperatuur.
 Daar is ’n groter kans dat hulle voor hul ster sal verbybeweeg (gesien vanaf ’n oogpunt verder weg) as planete met dieselfde massa in ’n wyer wentelbaan. Een van die bekendstes is HD 209458 b, die eerste warm Jupiter wat voor sy ster verbybeweeg wat in 2007 deur die Spitzer-ruimteteleskoop ontdek is, en HAT-P-7b, wat onlangs deur die Kepler-ruimteteleskoop waargeneem is.
 Vanweë groter vlakke van sterstraling het hulle ’n laer digtheid as wat hulle andersins sou gehad het.
 Hulle het vermoedelik ná hul vorming nader aan die ster beweeg, want daar sou nie genoeg materiaal so naby die ster gewees het vir die vorming van so ’n groot planeet nie.
 Hulle het sterk winde wat die hitte van die dagkant na die nagkant versprei en dus is die temperatuurverskil tussen die twee kante relatief laag.
 Hulle kom meestal om klas F- en G-sterre voor en ietwat minder om klas K-sterre. Warm Jupiters om rooidwerge (klas M) is baie skaars.

Warm Jupiters is die maklikste eksoplanete om op te spoor deur die radialesnelheidmetode vanweë die groter en vinniger ligskommelings wat hulle met betrekking tot hul moederster veroorsaak.

Hulle ontstaan vermoedelik ver van die ster af, buite die vriesgrens, waar hulle uit rots, ys en gas kan vorm. Hulle beweeg dan nader aan die ster waar hulle eindelik ’n stabiele wentelbaan binnegaan. Die migrasie gebeur tydens die sternewelfase, gewoonlik deur interaksies met ander planete. Die migrasie sal eindig wanneer die ster sy T Tauri-fase binnegaan. Die sterk sterwinde sal in dié tyd die meeste van die oorblywende newel wegwaai.

Nadat hul atmosfeer en buitenste lae weggestroop is, kan hul kern ’n chtoniese planeet word. Die hoeveelheid van die buitenste lae wat verlore gaan, hang af van die grootte en materiaal van die planeet en die afstand van die ster af. In ’n tipiese stelsel verloor ’n gasreus wat 0,02 AE van sy ster af wentel, 5-7% van sy massa tydens sy leeftyd. ’n Wentelbaan nader as 0,015 AE beteken die hele planeet buiten sy kern kan verdamp.

Aardplanete in stelsels met warm Jupiters 
Simulasies het getoon die migrasie van ’n warm Jupiter deur die binneste protoplanetêre skyf (tussen 5 en 0,1 AE van die ster af) is nie so vernietigend as wat ’n mens sou dink nie. Meer as 60% van die materiaal van die soliede skyf word na buite versprei, insluitende planetesimale en protoplanete, en dit laat die planeetvormende skyf agter die warm Jupiter herversamel. In die simulasie was planete van tot twee aardmassas in staat om in die bewoonbare sone te vorm nadat die warm Jupiter daardeur beweeg het en sy wentelbaan by 0,1 AE gestabiliseer het. Vanweë die vermenging van materiaal in die binnekant van die planeetstelsel en materiaal van buite die vrieslyn, is die aardplanete wat agter ’n warm Jupiter vorm, besonder ryk aan water.

Pofferplanete 

Gasreuse met ’n groot radius en baie lae digtheid word soms "pofferplanete" genoem, of "warm Saturnusse" vanweë hul soortgelyke digtheid as Saturnus. Pofferplanete kan naby hul moederster geleë wees omdat die intense hitte vanaf die ster en die interne verhitting van die planeet sal help dat die planeet se atmosfeer uitsit. Ses sulke planete is opgespoor met die verbygangmetode. Sommige planete wat met die radialesnelheidmetode ontdek is, kan pofferplanete wees. Die meeste van dié planete het ’n massa van minder as twee keer dié van Jupiter omdat planete met ’n groter massa ’n groter swaartekrag sal hê wat hulle min of meer dieselfde grootte as Jupiter sal hou.

Selfs as verhitting deur die moederster in ag geneem word, het baie warm Jupiters ’n groter radius as wat verwag word. Dit kan veroorsaak word deur die interaksie tussen die sterwind en die planeet se magnetosfeer, wat ’n elektriese stroom deur die planeet stuur wat dit opwarm en dus laat uitsit. Hoe meer magneties aktief ’n ster is, hoe groter is die sterwind en hoe groter is die elektriese stroom, wat lei tot ’n groter verhitting en uitsetting van die planeet. Dié teorie ondersteun die waarneming dat stellêre aktiwiteit verband hou met groter planeetradiusse.

Verwysings

Eksterne skakels 
 Eerste bekende teoretiese voorspelling van die bestaan van warm Jupiters – deur Otto Struve in 1952
 Audio: Cain/Gay Warm Jupiters en pulsarplanete – Sept 2006.
  Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia

Eksoplanete
Planeetsoorte