Júpiter quente

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Júpiter quente é uma classe de planetas extrassolares com massas comparáveis à massa de Júpiter (mais que 0,1-0,2 MJ) e com períodos orbitais muito curtos (menos que 10 dias), orbitando muito próximos de suas estrelas a distâncias de menos de 0,1 UA.[1]

Júpiteres quentes são os planetas mais fáceis de se detectar com o método da velocidade radial e com o método de trânsito, e por isso representam uma fração significativa dos exoplanetas conhecidos, com centenas de detecções, apesar de serem relativamente incomuns. Após corrigir a facilidade de detecção, diferentes pesquisas estimam uma taxa de ocorrência de 0,5-1% para Júpiteres quentes ao redor de estrelas como o Sol, em comparação com taxas de 4-5% para planetas gigantes com períodos entre 10 e 400 dias.[1] 51 Pegasi b é um planeta do tipo Júpiter quente bem conhecido. Descoberto em 1995, ele foi o primeiro planeta extrassolar a ser descoberto em uma estrela semelhante ao Sol.[2]

Outras características comuns a muitos Júpiteres quentes são órbitas circulares (excentricidade zero), o que é resultado de circularização por forças de marés de suas estrelas, e raios planetários muito grandes, correspondendo a densidades muito baixas, um fenômeno que não é bem entendido mas parece estar relacionado à alta insolação estelar recebida por esses planetas. Assim como os outros tipos de planetas gigantes, Júpiteres quentes tendem a orbitar estrelas ricas em metais, e são raramente encontrados ao redor de anãs vermelhas, condições que estão relacionadas ao mecanismo de formação desses planetas.[1] Sistemas planetários com Júpiteres quentes raramente possuem outros planetas de curto período próximos ao Júpiter quente, mas planetas de longo período podem ser comuns.[3]

A teoria dominante para a origem dos Júpiteres quentes é que eles são planetas gigantes que se formaram longe de suas estrelas, depois da linha do gelo, e migraram para perto por interações com outros planetas no sistema. Essa hipótese não explica todas as evidências observacionais, e é possível que outros mecanismos também estejam atuando, como migração por interação com o disco protoplanetário e formação na sua posição atual (in situ).[3]

Ver támbem[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b c Martin, David V. (fevereiro de 2018). «Populations of Extrasolar Giant Planets from Transit and Radial Velocity Surveys». eprint arXiv:1802.08693. arXiv:1802.08693Acessível livremente 
  2. «51 Pegasi and Bellerophon» (em inglês). Consultado em 20 de novembro de 2012. 
  3. a b Dawson, Rebekah I.; Johnson, John Asher (janeiro de 2018). «Origins of Hot Jupiters». eprint arXiv:1801.06117. arXiv:1801.06117Acessível livremente