Quelltext der Seite Hot Jupiter

[[Datei:Osirisplanet.jpg|mini|Künstlerische Darstellung des Exoplaneten [[HD 209458b]] (Osiris) vor seinem Stern]]

'''Hot Jupiter''' ({{deS}}: '''Heißer Jupiter''') bezeichnet eine Klasse von [[Exoplanet]]en, deren Masse etwa der des [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] (1,9&nbsp;×&nbsp;10<sup>27</sup>&nbsp;kg) entspricht oder diese übersteigt und deren [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] deutlich höher ist als die des Jupiter (165&nbsp;K, d.&nbsp;h. −108&nbsp;°C). Eine Mindesttemperatur für eine Einordnung in diese Planetenklasse ist nicht allgemein festgelegt; in der [[Sudarsky-Klassifikation]]<!-- [[en:Sudarsky's gas giant classification]]--> wird der Begriff für [[Gasplanet]]en mit einer [[Gleichgewichtstemperatur]] ab 900&nbsp;K (etwa 630&nbsp;°C) verwendet.<ref>Mathias Scholz: ''Planetologie extrasolarer Planeten.'' Berlin/Heidelberg 2014, ISBN 978-3-642-41748-1, S. 276/277</ref>

Die vergleichsweise hohe Oberflächentemperatur der ''Hot Jupiters'' ist dadurch bedingt, dass sie – im Unterschied zu den Verhältnissen in unserem [[Sonnensystem]] – ihr Zentralgestirn nicht in einer mittleren Entfernung von 5&nbsp;[[Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten]] umkreisen, sondern typischerweise in nur etwa 0,05&nbsp;AE (etwa 1/8 des Abstandes zwischen [[Merkur (Planet)|Merkur]] und der [[Sonne]]). Die [[Umlaufdauer]] der ''Hot Jupiters'' liegt zwischen einem und fünf Tagen, wobei ihre Masse selten zwei Jupitermassen übersteigt.

Beispiele sind [[51 Pegasi b]] (Dimidium), [[HD 209458 b]] (Osiris) und die Exoplaneten in den Systemen [[HD 195019]], [[HD 189733]] und [[WASP-12b]].
[[Datei:Calculated temperatures of exoplanets with 0.1 to 10 Jupiter masses according to exoplanet.eu data March 2024.svg|mini|Berechnete Temperaturen von Exoplaneten mit Massen zwischen 0,1 und 10 Jupitermassen, für die solche Daten bis Ende März 2024 vorlagen<ref name="exoplanet.eu">[http://www.exoplanet.eu/ Datenbank auf exoplanet.eu], abgerufen am 25. März 2024</ref>]]
[[Datei:Extrasolar Planets 2004-08-31.png|mini|hochkant=1.5|'''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. Linien zeigen Limits einzelner Entdeckungsmethoden auf: Transit, Dopplerverschiebung, Astrometrie und Microlensing. ''Courtesy NASA/JPL-Caltech''.]]

== Entdeckungsmöglichkeiten ==
''Hot Jupiters'' sind jene Exoplaneten, die am leichtesten durch [[Radialgeschwindigkeitsmethode|Messung der Radialgeschwindigkeit]] zu entdecken sind. Denn infolge ihrer engen Umkreisung und ihrer hohen Masse rufen sie im Vergleich zu anderen Planeten eine sehr schnelle und starke [[Schwingung|Oszillation]] des Zentralgestirns hervor.

Außerdem ist die Wahrscheinlichkeit, einen [[Durchgang]] von der [[Erde]] aus zu beobachten, um einiges höher als bei Planeten mit ausgedehnteren [[Umlaufbahn]]en, z.&nbsp;B. höher als bei ''[[Jupiter analog]]s''.

Daher fällt der überwiegende Teil der Exoplaneten mit jupiterähnlicher Masse, die bis heute (Stand März&nbsp;2024) entdeckt wurden und für die aus den Messdaten ein brauchbarer Temperaturwert hergeleitet werden kann, in die Klasse der ''Hot Jupiter''.<ref name="exoplanet.eu" />

== Eigenschaften ==
Heiße Jupiter weisen einige Gemeinsamkeiten auf:
* Durch die starke [[Insolation (Physik)|Insolation]] (Sonneneinstrahlung) besitzen sie eine geringere [[Dichte]], als dies ansonsten der Fall wäre. Dies hat Auswirkungen auf die Bestimmung des Durchmessers, da aufgrund der [[Randverdunkelung]] während des Transits die Ein- und Austrittsgrenzen <!-- ingress and egress boundaries ? --> schwerer zu bestimmen sind.
* Ihre Umlaufbahnen weisen eine geringe [[Bahnexzentrizität]] auf. Solche Planeten synchronisieren ihre Rotation mit der Umlaufdauer um den Zentralstern und zeigen ihm daher immer dieselbe Seite ([[gebundene Rotation]]).
* Sie treten bei den sonnennahen F-, G- und K-[[Zwergstern|Zwergen]] nur mit einer Wahrscheinlichkeit von 1,2 % auf und sind damit recht selten. Dagegen dürften circa 25 % der [[Metallizität|metallreichen]] sonnennahen Sterne über Exoplaneten verfügen.<ref>{{Literatur |Autor=J. T. Wright et al. |Titel=THE FREQUENCY OF HOT JUPITERS ORBITING NEARBY SOLAR-TYPE STARS |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.2273v1}}</ref>
* ''Hot Jupiters'' werden mit einer sehr geringen Wahrscheinlichkeit um [[Unterriese]]n gefunden. Solche Sterne sind die erste Entwicklungsphase, nachdem F-, G- und K-Zwerge die [[Hauptreihe]] verlassen haben und sich aufgrund von [[Schalenbrennen]] in [[Roter Riese|Rote Riesen]] umwandeln. Wahrscheinlich werden die ''Hot Jupiters'' durch [[Gezeitenkraft|Gezeitenkräfte]] zerstört.<ref>{{Literatur |Autor=Kevin C. Schlaufman, Joshua N. Winn |Titel=EVIDENCE FOR THE TIDAL DESTRUCTION OF HOT JUPITERS BY SUBGIANT STARS |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1306.0567v1}}</ref>
* Die [[Bahnebene]] der ''Hot Jupiter'' liegt häufig ''nicht'' in der Rotationsebene des Sterns, d.&nbsp;h., es liegt eine [[Bahnneigung]] vor. Dies kann mit Hilfe von [[Sternfleck]]en beobachtet werden, die sich langsam über die Oberfläche des Sterns bewegen: kommt es nämlich zu einer [[Sternbedeckung|Bedeckung]] eines solchen Fleckens durch einen Planeten, so führt dies zu einem ''Ansteigen'' der beobachteten Gesamthelligkeit, da der Planet statt einem Teil der hellen Sternoberfläche jetzt nur das vom dunkleren Sternfleck ausgehende Licht blockiert. Wären die Rotationsachse des Sterns und Umlaufebene des Planeten zueinander ausgerichtet, so würden sich diese Bedeckungen wiederholen. Dies ist bei anderen Exoplaneten normalerweise der Fall, während es 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.<ref>{{Literatur |Autor=R. Sanchis-Ojeda, J. N. Winn, D. C. Fabrycky |Titel=Starspots and spin-orbit alignment for Kepler cool host stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1211.2002v1}}</ref>
* Einige ''Hot Jupiters'' umlaufen ihren Stern in einem Abstand von nur einem Sternradius. Diese Exoplaneten sind von ausgedehnten Gaswolken umgeben, die sich über das [[Roche-Grenze|Roche-Grenzvolumen]] erstrecken. Die Gasplaneten werden durch [[Sternwind]]e [[Ablation (Physik)|ablativ]] [[Erosion (Geologie)|erodiert]], und die intensive Strahlung erhitzt ihre [[Atmosphäre (Astronomie)|Atmosphäre]] so weit, dass die [[Brownsche Bewegung]] das [[Gravitationspotential]] des Planeten überschreitet.<ref>{{Literatur |Autor=C. A. Haswell et al. |Titel=Near-UV Absorption, Chromospheric Activity, and Star-Planet Interactions in the WASP-12 system. |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.1860}}</ref>
* Bei Bahnradien von unter 0,08&nbsp;AE sind die Durchmesser der ''Hot Jupiter'' 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 mit einer Leistung von bis zu 10<sup>27</sup>&nbsp;[[Erg (Einheit)|erg]]/s (10<sup>20</sup> W).<ref>{{Literatur |Autor=D. Buzasi |Titel=STELLAR MAGNETIC FIELDS AS A HEATING SOURCE FOR EXTRASOLAR GIANT PLANETS |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1302.1466v1}}</ref>
* ''Hot Jupiters'' in ihren engen Bahnen erhöhen aufgrund von Gezeiteneffekten die Rotationsgeschwindigkeit ihres Sterns. Die höhere Rotationsgeschwindigkeit wiederum steigert die magnetische Aktivität des Sterns in Form von Sternflecken und [[Sonneneruption|Flares]]. Dies erschwert die Beobachtung der ''Hot Jupiter'' und die Altersbestimmung der [[Planetensystem]]e, da die Rotationsgeschwindigkeit von Einzelsternen ein guter Altersindikator ist.<ref>{{Literatur |Autor=K. Poppenhaeger, S. J. Wolk |Titel=Planets spinning up their host stars: a twist on the age-activity relationship |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1309.6356v1}}</ref>

== Entwicklung ==
Theoretische Berechnungen legen nahe, dass alle Gasriesen, inklusive der ''Hot Jupiters'', nahe der [[Eislinie]] entstehen, die bei den meisten Sternen im Abstand von einigen astronomischen Einheiten liegt. Man geht davon aus, dass die ''Hot Jupiters'' dann erst später in ihre derzeitige Umlaufbahn gelangten ([[Migration (Astronomie)|Migration]]), da in einer so geringen Entfernung zum Zentralstern nicht genügend Material vorhanden sein konnte, um Planeten dieser Masse [[in situ]] zu bilden. Dies wird durch Beobachtungen unterstützt, wonach bei jungen Sternen kurz nach der Auflösung der [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetaren Scheibe]] keine ''Hot Jupiters'' gefunden werden (nicht genügend Zeit für die Migration).

Aufgrund der o.&nbsp;g. Bahnneigung geht man außerdem davon aus, dass die ''Hot Jupiters'' durch [[Bahnstörung #Einfluss anderer Himmelskörper|Interaktion]] mit der protoplanetaren Scheibe oder mit anderen Planeten aus ihrer ursprünglichen Bahn herausgestreut und so die Migration initiiert wurde. Die dabei entstehende stark [[Ellipse|elliptische]] Bahn wird anschließend durch Gezeitenkräfte zirkularisiert.

Alternative Ansätze gehen davon aus, dass die Gasplaneten aufgrund von [[Reibung]] in der protoplanetaren Scheibe orbitalen [[Drehimpuls]] 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.<ref>{{Literatur |Autor=Jason H. Steffen et al. |Titel=Kepler constraints on planets near hot Jupiters |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.2309v1}}</ref>

Wahrscheinlich sind viele derzeitige Bahnen von heißen Jupitern nicht langfristig stabil. Aufgrund der [[Darwin-Instabilität]] oder des [[Kozai-Effekt]]s könnten die Gasplaneten später mit dem Zentralstern verschmelzen,<ref>{{Literatur |Autor=B. D. Metzger, D. Giannios, D. S. Spiegel |Titel=Optical and X-ray Transients from Planet-Star Mergers |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1204.0796}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Benjamin J. Shappee, Todd A. Thompson |Titel=THE MASS-LOSS INDUCED ECCENTRIC KOZAI MECHANISM: A NEW CHANNEL FOR THE PRODUCTION OF CLOSE COMPACT OBJECT-STELLAR BINARIES. |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.1053v1}}</ref> was als eine [[Leuchtkräftige Rote Nova]] beobachtbar wäre. Die geschätzte [[Änderungsrate|Rate]] eines [[Mergerburst]] aus einem heißen Jupiter liegt bei einem Ereignis alle 10&nbsp;Jahre in der [[Milchstraße]].

Die physikalischen Eigenschaften der ''Hot Jupiter'' sind recht unterschiedlich. Insbesondere verfügen einige über große Radien und geringe mittlere Dichten, während andere über einen dichten [[Erdkern|Kern]] verfügen. Diese Vielfalt könnte das Ergebnis von Zusammenstößen des Gasplaneten mit erdähnlichen [[Gesteinsplanet]]en sein. Bei der Wanderung in seine enge Bahn könnten solche 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.<ref>{{Literatur |Autor=Kassandra R. Anderson, Fred C. Adams |Titel=Effects of Collisions with Rocky Planets on the Properties of Hot Jupiters |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.5857v1}}</ref>

== Siehe auch ==
* [[Klassifizierung der Planeten]]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Planetenklasse]]