Տաք Յուպիտերներ

link=https://en.wikipedia.org/wiki/File:Artist%E2%80%99s_impression_of_an_ultra-hot_Jupiter_transiting_its_star.jpg|աջից|մինի|Նկարչի պատկերացումը տաք Յուպիտերի մասին, որը պտտվում է իր աստղին մոտ:
**Տաք Յուպիտերներ** (երբեմն կոչվում են նաև **տաք Սատուրներ**) գազային հսկա էկզոմոլորակների դաս են, որոնք ֆիզիկապես նման են Յուպիտերին, բայց ունեն շատ կարճ շրջափուլեր (P 4 գ/սմ2, կամ ավելի մեծ։ Սակայն վերջին հետազոտությունները ցույց են տվել, որ մոլորակային համակարգերի ներքին տարածքները հաճախ բնակեցված են սուպեր-երկիներով։ 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
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&nbsp;ԱՎ հեռավորությամբ իր ծնողաստղից, իր ողջ կյանքի ընթացքում կորցնում է 5–7% զանգվածից, բայց ավելի մոտ 0.015&nbsp;ԱՎ-ը կարող է զգալիորեն մեծացնել մոլորակի զանգվածի գոլորշիացումը։ Այժմ նման օբյեկտներ չեն հայտնաբերվել, և դրանք դեռ ենթադրություններ են։
[link=https://en.wikipedia.org/wiki/File:Clear_to_cloudy_hot_Jupiters.jpg|կենտրոն|մինի|400x400փքս|[:en:WASP-12b|WASP-12b, Boinayel, WASP-31b, Bocaprins, HD 189733b, Puli, Ditsö̀, Banksia, HAT-P-1b և HD 209458b]]

## Երկրային մոլորակներ գազային հսկաների համակարգերում
Մոդելները ցույց են տվել, որ Ջուպիտեր չափի մոլորակի ներսում միգրացիան միջուկային պլանետարային սկավառակում (աստղից 5-ից 0.1&nbsp;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։ Մոդելավորումներում մինչև երկնային երկիր զանգվածով մոլորակներ կարող էին ձեւավորվել, երբ Ջուպիտերի մոլորակը անցել է այդտեղից և դրա轨անը կայունացել է 0.1&nbsp;ԱՎ։ Ունիվերսալ միջուկային համակարգի նյութերի խառնվելու շնորհիվ ջերմաստիճանային մոլորակները, որոնք ձևավորվել են Ջուպիտերի անցնելուց հետո, հատկապես ջրով հարուստ են։ 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&nbsp;ԱՎ հեռավորության վրա։ 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&nbsp;երկրային զանգվածով և 1.8&nbsp;երկրային ռադիուսով ցածր զանգվածային մոլորակ է, Ջուպիտերից ավելի ծանր մոլորակ՝ b, բայց մոտ 12.63&nbsp;երկրային ռադիուսով, իսկ վերջինը՝ բարձր ջերմաստիճանային Նեպտուն, c, 15.2&nbsp;երկրային զանգվածով և 3.6&nbsp;երկրային ռադիուսով։

## Օրգանների ոչ լարման համեմատություն
Ամենահետաքրքիր ջերմ Ջուպիտերներից մեկը՝ HD 80606 b, ունի համակարգի միմյանց հանդեպ ոչ լարված ուղեծիրներ, ներառյալ որոշ դեպքերում հետադարձ համեմատություն ունեցողներ, օրինակ՝ HAT-P-14b։ 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)։ Մեկ այլ ենթադրություն այն է, որ հյուրընկալող աստղը երբեմն իր կենսափուլում վաղ փուլում փոփոխում է իր պտույտը, այլ ոչ թե ուղեծիրը փոխում։ 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։

## Ջերմ Յուպիտերներ
Ultra-ջերմ Ջուպիտերներն այն ջերմ Ջուպիտերներն են, որոնց օրեցօր ջերմաստիճանը գերազանցում է ։ 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: 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:

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։

## Արբանյակներ
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։ 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: Չնայած դրան, WASP-12b-ի դիտարկումները ցույց են տալիս, որ այն պտտվում է առնվազն մեկ մեծ էկզալուսնի կողմից։

## Տաք Յուպիտերները կարմիր գիգանտ աստղերի շուրջ
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։ Հավանական է, որ Սելեկտրային համակարգում Յուպիտերը կդառնա տաք Յուպիտեր այն ժամանակ, երբ Արեգակը կվերածվի կարմիր գիգանտի։

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
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 ։ 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 -ը կլանում է, կամ ձգում է նյութը իր շրջագայող էքսոպլանետից նույն տեմպերով, ինչ դա տեղի է ունենում երիտասարդ պրոտաստղերի մոտ, օրինակ՝  աստղային համակարգերում։ Հետագա վերլուծությունը ցույց տվեց, որ այդ «տաք Յուպիտեր» եթե անգամ գազ է կլանել, ապա շատ քիչ։

## Գրականություն
* , Rebekah I. Dawson, John Asher Johnson, 18 Jan 2018

## Ծանոթագրություններ

## Արտաքին հղումներ
* 
* 
* 
* 
* 

Կատեգորիա:Աստղագիտություն
Կատեգորիա:Մոլորակների տեսակներ