Hot Jupiter

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Künstlerische Darstellung des Exoplaneten HD 209458b (Osiris) vor seinem Stern

Hot Jupiter (deutsch: Heißer Jupiter) bezeichnet eine Klasse von Exoplaneten, deren Masse etwa der des Jupiter (1,9 × 1027 kg) entspricht oder diese übersteigt, und der durch seine Nähe zum Zentralstern stark aufgeheizt wird.

Im Unterschied zu den Verhältnissen in unserem Sonnensystem umkreisen diese Gasplaneten ihr Zentralgestirn nicht in einer mittleren Entfernung von 5 Astronomischen Einheiten, sondern nur in etwa 0,05 AE. Damit beträgt ihre Entfernung zum Stern nur etwa 1/8 (12,5 %) des Abstandes zwischen dem Merkur und der Sonne, wodurch sie eine dementsprechend hohe Oberflächentemperatur (mehrere hundert Kelvin) aufweisen.

Beispiele sind 51 Pegasi b (Bellerophon), HD 209458 b (Osiris) und die Exoplaneten in den Systemen HD 195019 und HD 189733.

Eigenschaften[Bearbeiten]

Hot Jupiters (entlang des linken Randes), welche bis einschließlich 31. August 2004 entdeckt wurden. Rote Punkte = durch Transit entdeckt; blaue Punkte = durch Messung der Radialgeschwindigkeit entdeckt. Courtesy NASA/JPL-Caltech.

Heiße Jupiter weisen einige Gemeinsamkeiten auf:

  • Die Wahrscheinlichkeit, einen Durchgang von der Erde aus zu beobachten, ist um einiges höher als bei Planeten höheren Orbits.
  • Durch die starke Insolation (Sonneneinstrahlung) besitzen sie eine geringere Dichte als dies normalerweise der Fall wäre. Dies hat Auswirkungen auf die Bestimmung des Durchmessers, da aufgrund der Randverdunkelung während des Transits die Ein- und Austrittsgrenzen schwerer zu bestimmen sind.
  • Bei allen Planeten dieses Typs wird davon ausgegangen, dass sie erst später in ihre derzeitige Umlaufbahn gelangten (Migration), da in einer so geringen Entfernung zum Zentralstern nicht genügend Material vorhanden sein konnte, um einen Planeten dieser Masse in situ zu bilden.
  • Ihre Umlaufbahnen weisen eine geringe Exzentrizität auf. Grund hierfür ist die Libration. Sie ist ebenfalls dafür verantwortlich, dass die Planeten ihre Rotation mit der Umrundung des Zentralsterns synchronisieren und daher immer mit derselben Seite zu diesem zeigen (gebundene Rotation).
  • Sie treten bei den sonnennahen F, G und K-Zwergen nur mit einer Wahrscheinlichkeit von 1,2 % auf und sind damit recht selten. Dagegen dürften circa 25 % der metallreichen sonnennahen Sterne über Exoplaneten verfügen[1].
  • Hot Jupiter werden mit einer sehr geringen Wahrscheinlichkeit um Unterriesen gefunden. Diese Sterne sind die erste Entwicklungsphase nachdem F, G und K-Zwerge die Hauptreihe verlassen haben und sich aufgrund von Schalenbrennen in Roten Riesen umwandeln. Wahrscheinlich werden die Hot Jupiter durch Gezeitenkräfte zerstört[2].
  • Die Umlaufdauer der Hot Jupiter liegt zwischen einem bis fünf Tagen, wobei ihre Masse selten 2 Jupitermassen übersteigt
  • Die Bahnachse der Hot Jupiter liegt häufig nicht in der Rotationsebene des Sterns. Dies kann mit Hilfe von Sternflecken beobachtet werden, die sich langsam über die Oberfläche des Sterns bewegen. Kommt es zu einer Bedeckung des Sternfleckens durch einen Planeten, führt dies zu einem tiefen Minimum. Wären die Rotationsachse des Sterns und Umlaufebene des Planeten zueinander ausgerichtet, so würden sich diese Bedeckungen wiederholen. Dies ist normalerweise bei anderen Exoplaneten der Fall, während dies bei Hot Jupitern nur selten vorkommt. Deshalb dürfte die Bahn von Hot Jupitern durch Streuung mit anderen Planeten beeinflusst worden sein, da angenommen wird, dass bei der Entstehung alle Planetenbahnen in der Rotationsebene ihres Zentralsterns liegen[3].
  • Einige Hot Jupiter umlaufen ihren Stern in einem Abstand von nur einem Sternradius. Diese Exoplaneten sind von ausgedehnten Gaswolken umgeben, die sich über das Roche-Grenzvolumen erstrecken. Die Gasplaneten werden durch Sternwinde ablativ erodiert und die intensive Strahlung erhitzt ihre Atmosphäre soweit, dass die Brownsche Bewegung das Gravitationspotential des Planeten überschreitet[4].
  • Bei Hot Jupitern mit einem Bahnradius von weniger als 0,08 AE sind die Durchmesser der Gasriesen erheblich größer als nur durch den Einfall von elektromagnetischer Strahlung zu erwarten wäre. Entweder speichern die Planeten aus nicht bekannten Gründen sehr gut Wärme oder es gibt eine zusätzliche unbekannte Energiequelle von bis zu 1027 erg/s[5].
  • Hot Jupiter in ihren engen Bahnen um ihren Stern erhöhen dessen Rotationsgeschwindigkeit aufgrund von Gezeiteneffekten. Die höhere Rotationsgeschwindigkeit wiederum steigert die magnetische Aktivität des Sterns in Form von Sternflecken und Flares. Dies erschwert die Beobachtung der Hot Jupiter und die Altersbestimmung der Planetensysteme, da die Rotationsgeschwindigkeit von Einzelsternen ein guter Altersindikator ist.[6]

Hot Jupiters sind jene Exoplaneten, die am leichtesten durch Messung der Radialgeschwindigkeit zu entdecken sind. Denn infolge ihrer engen Umkreisung rufen sie eine im Vergleich zu anderen Planeten sehr starke und schnelle Oszillation des Zentralgestirns hervor.

Entwicklung[Bearbeiten]

Theoretische Berechnungen legen nahe, dass Gasriesen nahe der Eislinie entstehen, die bei den meisten Sternen im Abstand von einigen astronomischen Einheiten liegt. Dies wird auch durch Beobachtungen unterstützt, wonach keine Hot Jupiter bei jungen Sternen kurz nach der Auflösung der protoplanetarischen Scheibe gefunden werden. Bei vielen heißen Jupitern ist die Bahnachse gegen die Rotationsachse des Zentralsterns geneigt, weshalb davon ausgegangen wird, dass die Planeten aus ihrer ursprünglichen Bahn herausgestreut wurden. Dies kann durch Interaktion mit der protoplanetarischen Scheibe oder einem anderen Planeten geschehen sein. Die dabei entstehende stark elliptische Bahn wird durch Gezeitenkräfte anschließend zirkularisiert. Wahrscheinlich sind viele Bahnen von heißen Jupitern nicht langfristig stabil und aufgrund der Darwin-Instabilität oder dem Kozai-Effekt könnten die Gasplaneten mit dem Zentralstern verschmelzen.[7][8] Das Verschmelzen würde als eine Leuchtkräftige Rote Nova beobachtet werden und die geschätzte Rate eines Mergerburst aus einem heißen Jupiter liegt bei einem Ereignis alle 10 Jahre in der Milchstraße.

Alternative Ansätze gehen davon aus, dass die Gasplaneten aufgrund von Reibung in der zirkumstellaren Scheibe Drehmoment verlieren und nach innen wandern. Diese Bewegung kommt in einer engen Bahn um den Zentralstern zum Erliegen, weil der innere Bereich der Scheibe bei jungen stellaren Objekten bereits von Material befreit ist oder weil Gezeitenwellen zwischen dem Stern und dem Planeten eine weitere Annäherung verhindern[9].

Die physikalischen Eigenschaften der Hot Jupiter sind recht unterschiedlich. Insbesondere verfügen einige über große Radien und geringe mittlere Dichten, während andere heiße Jupiter über einen dichten Kern verfügen. Diese Vielfalt könnte das Ergebnis von Zusammenstößen des Gasplaneten mit erdähnlichen Gesteinsplaneten sein. Bei der Wanderung des Gasplaneten in seine enge Bahn könnten andere Planeten aufgesammelt werden und die beim Zusammenstoß freiwerdende Energie würde zu einem starken Anwachsen des Radius des Gasplaneten führen. Sinken die Überreste des Gesteinsplaneten in den Kern des Gasplaneten, so führt die stärkere Gravitationskraft nach dem Abkühlen der Atmosphäre des Planeten zu einer Kontraktion[10].

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  J. T. Wright et al.: THE FREQUENCY OF HOT JUPITERS ORBITING NEARBY SOLAR-TYPE STARS. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1205.2273v1.
  2.  Kevin C. Schlaufman and Joshua N. Winn: EVIDENCE FOR THE TIDAL DESTRUCTION OF HOT JUPITERS BY SUBGIANT STARS. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1306.0567v1.
  3.  R. Sanchis-Ojeda, J.N.Winn, and D.C. Fabrycky: Starspots and spin-orbit alignment for Kepler cool host stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1211.2002v1.
  4.  C.A. Haswell et al.: Near-UV Absorption, Chromospheric Activity, and Star-Planet Interactions in the WASP-12 system.. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1301.1860.
  5.  D. Buzasi: STELLAR MAGNETIC FIELDS AS A HEATING SOURCE FOR EXTRASOLAR GIANT PLANETS. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1302.1466v1.
  6.  K. Poppenhaeger, S. J. Wolk: Planets spinning up their host stars: a twist on the age-activity relationship. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1309.6356v1.
  7.  B. D. Metzger, D. Giannios, D. S. Spiegel: Optical and X-ray Transients from Planet-Star Mergers. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arXiv:1204.0796.
  8.  BENJAMIN J. SHAPPEE AND TODD A. THOMPSON: THE MASS-LOSS INDUCED ECCENTRIC KOZAI MECHANISM: A NEW CHANNEL FOR THE PRODUCTION OF CLOSE COMPACT OBJECT-STELLAR BINARIES.. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1204.1053v1.
  9.  Jason H. Steffen et al.: Kepler constraints on planets near hot Jupiters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1205.2309v1.
  10.  Kassandra R. Anderson and Fred C. Adams: Effects of Collisions with Rocky Planets on the Properties of Hot Jupiters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1206.5857v1.