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Júpiter quente

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Impressão artística de HD 188753 b, um Júpiter quente

Os Júpiteres quentes são uma classe de exoplanetas gigantes gasosos que se infere serem fisicamente semelhantes a Júpiter, mas que têm períodos orbitais muito curtos (P < 10 dias).[1] A proximidade de suas estrelas e as altas temperaturas da atmosfera e da superfície resultaram em seu nome informal "Júpiteres quentes".[2]

Os Júpiteres quentes são os exoplanetas mais fáceis de detectar através do método da velocidade radial, porque as oscilações que eles induzem no movimento de suas estrelas hospedeiras são relativamente grandes e rápidas em comparação com as de outros tipos conhecidos de planetas. Um dos Júpiteres quentes mais conhecidos é o 51 Pegasi b. Descoberto em 1995, foi o primeiro exoplaneta encontrado orbitando uma estrela parecida com o Sol. 51 Pegasi b tem um período orbital de cerca de 4 dias.[3]

Características gerais

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Júpiteres quentes (ao longo da borda esquerda, incluindo a maioria dos exoplanetas detectados usando o método de trânsito, indicado com pontos pretos) descobertos até 2 de janeiro de 2014
Júpiter quente com água escondida[4]

Embora haja diversidade entre os Júpiteres quentes, eles compartilham algumas propriedades comuns.

  • Suas características definidoras são suas grandes massas e períodos orbitais curtos, abrangendo 0.36 a 11.8 massas de Júpiter e 1,3 a 111 dias terrestres.[5] A massa não pode ser maior que aproximadamente 13.6 massas de Júpiter, porque então a pressão e a temperatura dentro do planeta seriam altas o suficiente para causar a fusão do deutério, e o planeta seria uma anã marrom.[6]
  • A maioria tem órbitas quase circulares (baixas excentricidades). Acredita-se que suas órbitas sejam circularizadas por perturbações de estrelas próximas ou forças de maré.[7] Se eles permanecem nessas órbitas circulares por longos períodos de tempo ou colidem com suas estrelas hospedeiras depende do acoplamento de sua evolução orbital e física, que estão relacionadas através da dissipação de energia e deformação de marés.[8]
  • Muitos têm densidades excepcionalmente baixas. O mais baixo medido até agora é o de TrES-4 a 0,222 g/cm3.[9] Os grandes raios dos Júpiteres quentes ainda não são totalmente compreendidos, mas acredita-se que os envelopes expandidos podem ser atribuídos à alta irradiação estelar, altas opacidades atmosféricas, possíveis fontes internas de energia e órbitas próximas o suficiente de suas estrelas para as camadas externas dos planetas excedam seu limite de Roche e ser puxado ainda mais para fora.[9][10]
  • Geralmente eles são travados por maré, com um lado sempre voltado para sua estrela hospedeira.[11]
  • Eles provavelmente têm atmosferas extremas e exóticas devido a seus períodos curtos, dias relativamente longos e bloqueio de maré.[3]
  • Modelos de dinâmica atmosférica preveem forte estratificação vertical com ventos intensos e jatos equatoriais super-rotantes impulsionados por força radiativa e transferência de calor e momento.[12][13] Modelos recentes também preveem uma variedade de tempestades (vórtices) que podem misturar suas atmosferas e transportar regiões quentes e frias de gás.[14]
  • Prevê-se que a diferença de temperatura dia-noite na fotosfera seja substancial, aproximadamente 500 K para um modelo baseado em HD 209458 b.[13]
  • Eles parecem ser mais comuns em torno de estrelas de classe F e G e menos em torno de estrelas de classe K. Júpiteres quentes em torno de anãs vermelhas são muito raros.[15] Generalizações sobre a distribuição desses planetas devem levar em conta os vários vieses observacionais, mas em geral sua prevalência diminui exponencialmente em função da magnitude estelar absoluta.[16]

Formação e evolução

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Existem três escolas de pensamento sobre a possível origem dos Júpiteres quentes. Uma possibilidade é que eles foram formados in situ nas distâncias em que são observados atualmente. Outra possibilidade é que eles foram formados à distância, mas depois migraram para dentro. Tal mudança de posição pode ocorrer devido a interações com gás e poeira durante a fase da nebulosa solar. Também pode ocorrer como resultado de um encontro próximo com outro grande objeto desestabilizando a órbita do Júpiter quente.[3][17][18]

Migração

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Na hipótese de migração, um Júpiter quente se forma além da linha de gelo, a partir de rocha, gelo e gases através do método de acreção do núcleo da formação planetária. O planeta então migra para dentro da estrela, onde eventualmente forma uma órbita estável.[19][20] O planeta pode ter migrado suavemente para dentro através da migração orbital tipo II.[21][22] Ou pode ter migrado mais repentinamente devido à dispersão gravitacional em órbitas excêntricas durante um encontro com outro planeta massivo, seguido pela circularização e encolhimento das órbitas devido às interações de maré com a estrela. A órbita de um Júpiter quente também pode ter sido alterada através do mecanismo de Kozai, causando uma troca de inclinação por excentricidade resultando em uma órbita de baixo periélio de alta excentricidade, em combinação com atrito de maré. Isso requer um corpo maciço, outro planeta ou um companheiro estelar, em uma órbita mais distante e inclinada; aproximadamente 50% dos Júpiteres quentes têm companheiros distantes de massa de Júpiter ou maiores, o que pode deixar o Júpiter quente com uma órbita inclinada em relação à rotação da estrela.[23]

A migração do tipo II acontece durante a fase da nebulosa solar, ou seja, quando o gás ainda está presente. Fótons estelares energéticos e ventos estelares fortes neste momento removem a maior parte da nebulosa restante.[24] A migração através do outro mecanismo pode ocorrer após a perda do disco de gás.

In situ

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Em vez de serem gigantes gasosos que migraram para dentro, em uma hipótese alternativa, os núcleos dos Júpiteres quentes começaram como Super-Terras mais comuns que acumularam seus envelopes de gás em suas localizações atuais, tornando-se gigantes gasosos in situ. As Super-Terras que fornecem os núcleos nesta hipótese podem ter se formado in situ ou a distâncias maiores e sofreram migração antes de adquirir seus envelopes de gás. Como as Super-Terras são frequentemente encontradas com companheiros, os Júpiteres quentes formados in situ também podem ter companheiros. O aumento da massa do Júpiter quente que cresce localmente tem vários efeitos possíveis nos planetas vizinhos. Se o Júpiter quente mantiver uma excentricidade maior que 0.01, ressonâncias seculares abrangentes podem aumentar a excentricidade de um planeta companheiro, fazendo com que ele colida com o Júpiter quente. O núcleo do Júpiter quente neste caso seria extraordinariamente grande. Se a excentricidade do Júpiter quente permanecer pequena, as ressonâncias seculares arrebatadoras também podem inclinar a órbita do companheiro.[25] Tradicionalmente, o modo de conglomeração in situ tem sido desfavorecido porque a montagem de núcleos maciços, que é necessária para a formação de Júpiteres quentes, requer densidades superficiais de sólidos ≈ 104 g/cm2, ou maiores.[26][27][28] Pesquisas recentes, no entanto, descobriram que as regiões internas dos sistemas planetários são frequentemente ocupadas por planetas do tipo Super-Terra.[29][30] Se essas Super-Terras se formaram a distâncias maiores e migraram para mais perto, a formação de Júpiteres quentes in situ não é inteiramente in situ.

Perda atmosférica

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Se a atmosfera de um Júpiter quente for removida por meio de escape hidrodinâmico, seu núcleo pode se tornar um planeta ctônico. A quantidade de gás removida das camadas mais externas depende do tamanho do planeta, dos gases que formam o envelope, da distância orbital da estrela e da luminosidade da estrela. Em um sistema típico, um gigante gasoso orbitando a 0,02 UA (unidade astronômica) em torno de sua estrela hospedeira perde 5-7% de sua massa durante sua vida, mas orbitar mais perto de 0,015 UA pode significar a evaporação de uma fração substancialmente maior da massa do planeta.[31] Nenhum desses objetos foi encontrado ainda e eles ainda são hipotéticos.

Comparação de exoplanetas "Júpiter quente" (conceito de artista). Do canto superior esquerdo para o canto inferior direito:
WASP-12b, WASP-6b, WASP-31b, WASP-39b, HD 189733 b,
HAT-P-12b, WASP-17b, WASP-19b, HAT-P-1b e HD 209458 b

Planetas terrestres em sistemas com Júpiteres quentes

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Simulações mostraram que a migração de um planeta do tamanho de Júpiter através do disco protoplanetário interno (a região entre 5 e 0,1 UA (unidade astronômica) da estrela) não é tão destrutiva quanto o esperado. Mais de 60% dos materiais do disco sólido nessa região estão espalhados para fora, incluindo planetesimais e protoplanetas, permitindo que o disco formador de planetas se reforme no rastro do gigante gasoso.[32] Na simulação, planetas de até duas massas terrestres foram capazes de se formar na zona habitável depois que o Júpiter quente passou e sua órbita se estabilizou em 0.1 UA. Devido à mistura de material do sistema planetário interno com material do sistema planetário externo de além da linha de gelo, as simulações indicaram que os planetas terrestres que se formaram após a passagem de um Júpiter quente seriam particularmente ricos em água.[32] De acordo com um estudo de 2011, os Júpiteres quentes podem se tornar planetas perturbados enquanto migram para dentro; isso poderia explicar uma abundância de planetas "quentes" do tamanho da Terra a Netuno dentro de 0,2 UA de sua estrela hospedeira.[33]

Um exemplo desses tipos de sistemas é o WASP-47. Existem três planetas internos e um gigante gasoso externo na zona habitável. O planeta mais interno, WASP-47e, é um grande planeta terrestre de 6,83 massas terrestres e 1.8 raios terrestres; o Júpiter quente, WASP-47b, é um pouco mais massivo que Júpiter, mas cerca de 12,63 raios terrestres; um Netuno quente final, WASP-47c, tem 15,2 massas terrestres e 3,6 raios terrestres.[34] Uma arquitetura orbital semelhante também é exibida pelo sistema Kepler-30.[35]

Órbita retrógrada

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Verificou-se que vários Júpiteres quentes têm órbitas retrógradas, em contraste com o que seria esperado da maioria das teorias sobre a formação planetária,[36] embora seja possível que a própria estrela tenha virado no início da formação de seu sistema devido a interações entre o campo magnético da estrela e o disco de formação do planeta, em vez de a órbita do planeta ser perturbada.[37] Ao combinar novas observações com os dados antigos, descobriu-se que mais da metade de todos os Júpiteres quentes estudados têm órbitas desalinhadas com o eixo de rotação de suas estrelas hospedeiras, e seis exoplanetas neste estudo têm movimento retrógrado.

Pesquisas recentes descobriram que vários Júpiteres quentes estão em sistemas desalinhados.[38][39] Esse desalinhamento pode estar relacionado ao calor da fotosfera em que Júpiter quente está orbitando. Existem muitas teorias propostas sobre por que isso pode ocorrer. Uma dessas teorias envolve a dissipação de maré e sugere que existe um único mecanismo para a produção de Júpiteres quentes e esse mecanismo produz uma série de obliquidades. Estrelas mais frias com maior dissipação de maré amortecem a obliquidade (explicando porque Júpiteres quentes orbitando estrelas mais frias estão bem alinhados) enquanto estrelas mais quentes não amortecem a obliquidade (explicando o desalinhamento observado).[5]

Júpiteres ultra-quentes

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Júpiteres ultra-quentes são Júpiteres quentes com uma temperatura diurna superior a 2 200 K. Nessas atmosferas diurnas, a maioria das moléculas se dissocia em seus átomos constituintes e circula para o lado noturno, onde se recombinam em moléculas novamente.[40][41]

Um exemplo é o TOI-1431 b, anunciado pela Universidade do Sul de Queensland, Austrália em abril de 2021, que tem um período orbital de apenas dois dias e meio. Sua temperatura diurna é de 2 700 K (2 427 °C), tornando-a mais quente que 40% das estrelas em nossa galáxia.[42] A temperatura noturna é de 2 600 K (2 300 °C).[43]

Planetas de período ultracurto

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Ver artigo principal: Planeta de período ultracurto

Planetas de período ultracurto são uma classe de planetas com períodos orbitais abaixo de um dia e ocorrem apenas em torno de estrelas com menos de 1.25 massas solares.[44][45]

Júpiteres quentes em trânsito confirmados que têm períodos orbitais de menos de um dia incluem WASP-18b, WASP-19b, WASP-43b e WASP-103b.[46]

Planetas inchados

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Gigantes gasosos com um raio grande e densidade muito baixa são às vezes chamados de "planetas inchados"[47] ou "Saturnos quentes", devido à sua densidade ser semelhante à de Saturno. Planetas inchados orbitam perto de suas estrelas para que o calor intenso da estrela combinado com o aquecimento interno dentro do planeta ajude a inflar a atmosfera. Seis planetas de grande raio e baixa densidade foram detectados pelo método de trânsito. Em ordem de descoberta são eles: HAT-P-1b,[48][49] COROT-1b, TrES-4, WASP-12b, WASP-17b e Kepler-7b. Alguns Júpiteres quentes detectados pelo método de velocidade radial podem ser planetas inchados. A maioria desses planetas está em torno ou abaixo da massa de Júpiter, pois planetas mais massivos têm gravidade mais forte, mantendo-os aproximadamente do tamanho de Júpiter. De fato, Júpiteres quentes com massas abaixo de Júpiter e temperaturas acima de 1 800 K são tão inflados e inchados que estão todos em caminhos evolutivos instáveis que eventualmente levam ao transbordamento de Roche-Lobe e à evaporação e perda da atmosfera do planeta.[50]

Mesmo levando em consideração o aquecimento da superfície da estrela, muitos Júpiteres quentes em trânsito têm um raio maior do que o esperado. Isso pode ser causado pela interação entre os ventos atmosféricos e a magnetosfera do planeta, criando uma corrente elétrica através do planeta que o aquece, fazendo com que ele se expanda. Quanto mais quente o planeta, maior a ionização atmosférica e, portanto, maior a magnitude da interação e maior a corrente elétrica, levando a mais aquecimento e expansão do planeta. Esta teoria coincide com a observação de que a temperatura planetária está correlacionada com os raios planetários inflados.[50]

Luas

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Pesquisas teóricas sugerem que é improvável que Júpiteres quentes tenham luas, devido a uma pequena esfera de Hill e às forças de maré das estrelas que orbitam, o que desestabilizaria a órbita de qualquer satélite, sendo o último processo mais forte para luas maiores. Isso significa que, para a maioria dos Júpiteres quentes, os satélites estáveis seriam pequenos corpos do tamanho de asteroides.[51] Além disso, a evolução física dos Júpiteres quentes pode determinar o destino final de suas luas: pará-los em semieixos maiores semiassiptóticos ou ejetá-los do sistema onde podem sofrer outros processos desconhecidos.[52] Apesar disso, as observações do WASP-12b sugerem que ele é orbitado por pelo menos uma grande exolua.[53]

Júpiteres quentes em torno de gigantes vermelhas

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Foi proposto que gigantes gasosos orbitando gigantes vermelhas a distâncias semelhantes à de Júpiter poderiam ser Júpiteres quentes devido à intensa irradiação que receberiam de suas estrelas. É muito provável que no Sistema Solar, Júpiter se torne um Júpiter quente após a transformação do Sol em uma gigante vermelha.[54] A recente descoberta de gigantes gasosos de densidade particularmente baixa orbitando estrelas gigantes vermelhas apoia essa teoria.[55]

Os Júpiteres quentes que orbitam gigantes vermelhas diferem daqueles que orbitam as estrelas da sequência principal de várias maneiras, mais notavelmente a possibilidade de agregar material dos ventos estelares de suas estrelas e, assumindo uma rotação rápida (não bloqueada por maré em suas estrelas), um calor muito mais uniformemente distribuído com muitos jatos de banda estreita. Sua detecção usando o método de trânsito seria muito mais difícil devido ao seu pequeno tamanho em comparação com as estrelas que orbitam, bem como o longo tempo necessário (meses ou até anos) para que transite sua estrela e seja ocultado por ela.[54]

Interações estrela-planeta

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Pesquisas teóricas desde 2000 sugeriram que "Júpiteres quentes" podem causar aumento da erupção estelar devido à interação dos campos magnéticos da estrela e seu exoplaneta em órbita, ou por causa das forças de maré entre eles. Esses efeitos são chamados de "interações estrela-planeta" ou SPI. O sistema HD 189733 é o sistema de exoplanetas mais bem estudado onde se pensava que este efeito ocorresse.

Em 2008, uma equipe de astrônomos descreveu pela primeira vez como, à medida que o exoplaneta que orbita HD 189733 A, atinge um determinado local em sua órbita, causa um aumento da erupção estelar. Em 2010, uma equipe diferente descobriu que toda vez que observavam o exoplaneta em uma determinada posição em sua órbita, também detectavam explosões de raios-X. Em 2019, os astrônomos analisaram dados do Observatório de Arecibo, MOST e do Telescópio Fotoelétrico Automatizado, além de observações históricas da estrela em comprimentos de onda de rádio, óptico, ultravioleta e raios-X para examinar essas alegações. Eles descobriram que as alegações anteriores eram exageradas e que a estrela hospedeira não exibia muitas das características de brilho e espectrais associadas à erupção estelar e regiões ativas solares, incluindo manchas solares. Sua análise estatística também descobriu que muitas erupções estelares são vistas independentemente da posição do exoplaneta, desmascarando as alegações anteriores. Os campos magnéticos da estrela hospedeira e do exoplaneta não interagem, e não se acredita mais que este sistema tenha uma "interação estrela-planeta".[56] Alguns pesquisadores também sugeriram que HD 189733 acumula, ou puxa, material de seu exoplaneta em órbita a uma taxa semelhante à encontrada em torno de protoestrelas jovens em sistemas estelares T Tauri. Análises posteriores demonstraram que muito pouco, ou nenhum, gás foi acrescido do companheiro "Júpiter quente".[57]

Ver também

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Referências

  1. ↑ Wang, Ji; Fischer, Debra A.; Horch, Elliott P.; Huang, Xu (2015). «On the Occurrence Rate of Hot Jupiters in Different Stellar Environments». The Astrophysical Journal. 799 (2): 229. Bibcode:2015ApJ...799..229W. arXiv:1412.1731Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/799/2/229 
  2. ↑ «What worlds are out there?». Canadian Broadcasting Corporation (em inglês). 25 de agosto de 2016. Consultado em 5 de junho de 2017 
  3. ↑ a b c Wenz, John (10 de outubro de 2019). «Lessons from scorching hot weirdo-planets». Annual Reviews. Knowable Magazine (em inglês). doi:10.1146/knowable-101019-2Acessível livremente. Consultado em 4 de abril de 2022 
  4. ↑ «Hot Jupiter with hidden Water». spacetelescope.org. ESA / Hubble. Consultado em 13 de junho de 2016 
  5. ↑ a b Winn, Joshua N.; Fabrycky, Daniel; Albrecht, Simon; Johnson, John Asher (1 de janeiro de 2010). «Hot stars with hot Jupiters have high obliquities». The Astrophysical Journal Letters (em inglês). 718 (2): L145. Bibcode:2010ApJ...718L.145W. ISSN 2041-8205. arXiv:1006.4161Acessível livremente. doi:10.1088/2041-8205/718/2/L145 
  6. ↑ Chauvin, G.; Lagrange, A.-M.; Zuckerman, B.; Dumas, C.; Mouillet, D.; Song, I.; Beuzit, J.-L.; Lowrance, P.; Bessell, M. S. (2005). «A companion to AB Pic at the planet/Brown dwarf boundary». Astronomy & Astrophysics. 438 (3): L29–L32. Bibcode:2005A&A...438L..29C. arXiv:astro-ph/0504658Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361:200500111 
  7. ↑ Fabrycky, D.; Tremaine, S. (10 de novembro de 2007). «Shrinking Binary and Planetary Orbits by Kozai Cycles with Tidal Friction». Astrophysical Journal. 669 (2): 1298–1315. Bibcode:2007ApJ...669.1298F. arXiv:0705.4285Acessível livremente. doi:10.1086/521702 
  8. ↑ Alvarado-Montes J. A.; García-Carmona C. (2019). «Orbital decay of short-period gas giants under evolving tides». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 486 (3): 3963–3974. Bibcode:2019MNRAS.486.3963A. arXiv:1904.07596Acessível livremente. doi:10.1093/mnras/stz1081 
  9. ↑ a b Mandushev, Georgi; O'Donovan, Francis T.; Charbonneau, David; Torres, Guillermo; Latham, David W.; Bakos, Gáspár Á.; Dunham, Edward W.; Sozzetti, Alessandro; Fernández, José M. (1 de outubro de 2007). «TrES-4: A Transiting Hot Jupiter of Very Low Density». The Astrophysical Journal (em inglês). 667 (2): L195–L198. Bibcode:2007ApJ...667L.195M. arXiv:0708.0834Acessível livremente. doi:10.1086/522115 
  10. ↑ Burrows, A.; Hubeny, I.; Budaj, J.; Hubbard, W. B. (1 de janeiro de 2007). «Possible Solutions to the Radius Anomalies of Transiting Giant Planets». The Astrophysical Journal (em inglês). 661 (1): 502–514. Bibcode:2007ApJ...661..502B. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0612703Acessível livremente. doi:10.1086/514326 
  11. ↑ «Hot Jupiter WASP 104b one of the darkest planets ever». Science Alert.com 
  12. ↑ Cooper, Curtis S.; Showman, Adam P. (1 de janeiro de 2005). «Dynamic meteorology at the photosphere of HD 209458b». The Astrophysical Journal Letters (em inglês). 629 (1): L45. Bibcode:2005ApJ...629L..45C. ISSN 1538-4357. arXiv:astro-ph/0502476Acessível livremente. doi:10.1086/444354 
  13. ↑ a b Rauscher, Emily; Menou, Kristen (1 de janeiro de 2010). «Three-dimensional Modeling of Hot Jupiter Atmospheric Flows». The Astrophysical Journal (em inglês). 714 (2): 1334–1342. Bibcode:2010ApJ...714.1334R. ISSN 0004-637X. arXiv:0907.2692Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/714/2/1334 
  14. ↑ Cho, J. Y.-K.; Skinner, J. W.; Thrastarson, H. Th (26 de maio de 2021). «Storms, Variability, and Multiple Equilibria on Hot-Jupiters». arXiv:2105.12759Acessível livremente [astro-ph.EP] 
  15. ↑ Johnson, John Asher; Gazak, J. Zachary; Apps, Kevin; et al. (2011). «Characterizing the cool KOIs II. The M-dwarf KOI-254 and its hot Jupiter». The Astronomical Journal. arXiv:1112.0017Acessível livremente. doi:10.1088/0004-6256/143/5/111 
  16. ↑ Ballesteros, F.J.; Fernandez-Soto, A.; Martinez, V.J. (2019). «Title: Diving into Exoplanets: are water seas the most common?». Astrobiology. 19 (5): 642–654. PMID 30789285. doi:10.1089/ast.2017.1720. hdl:10261/213115Acessível livremente 
  17. ↑ Dawson, Rebekah I.; Johnson, John Asher (2018). «Origins of Hot Jupiters». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 56: 175–221. Bibcode:2018ARA&A..56..175D. arXiv:1801.06117Acessível livremente. doi:10.1146/annurev-astro-081817-051853 
  18. ↑ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). «Formation of Giant Planets». In: Deeg H., Belmonte J. Handbook of Exoplanets. [S.l.]: Springer International Publishing. p. 2319–2343. Bibcode:2018haex.bookE.140D. ISBN 978-3-319-55332-0. arXiv:1806.05649Acessível livremente. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140 
  19. ↑ Chambers, John (1 de julho de 2007). Planet Formation with Type I and Type II Migration. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. 38. Bibcode:2007DDA....38.0604C 
  20. ↑ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (dezembro de 2010). «Giant Planet Formation». In: Seager, Sara. Exoplanets. [S.l.]: University of Arizona Press. p. 319–346. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2. arXiv:1006.5486Acessível livremente 
  21. ↑ D'Angelo, G.; Lubow, S. H. (2008). «Evolution of Migrating Planets Undergoing Gas Accretion». The Astrophysical Journal. 685 (1): 560–583. Bibcode:2008ApJ...685..560D. arXiv:0806.1771Acessível livremente. doi:10.1086/590904 
  22. ↑ Lubow, S. H.; Ida, S. (2011). «Planet Migration». In: S. Seager. Exoplanets. [S.l.]: University of Arizona Press, Tucson, AZ. p. 347–371. Bibcode:2011exop.book..347L. arXiv:1004.4137Acessível livremente 
  23. ↑ Knutson, Heather A.; Fulton, Benjamin J.; Montet, Benjamin T.; Kao, Melodie; Ngo, Henry; Howard, Andrew W.; Crepp, Justin R.; Hinkley, Sasha; Bakos, Gaspar Á (1 de janeiro de 2014). «Friends of Hot Jupiters. I. A Radial Velocity Search for Massive, Long-period Companions to Close-in Gas Giant Planets». The Astrophysical Journal (em inglês). 785 (2): 126. Bibcode:2014ApJ...785..126K. ISSN 0004-637X. arXiv:1312.2954Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/785/2/126 
  24. ↑ Heller, René (1 de agosto de 2019). «Formation of hot Jupiters through disk migration and evolving stellar tides». Astronomy & Astrophysics (em inglês). 628: A42. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201833486. Consultado em 5 de abril de 2022 
  25. ↑ Batygin, Konstantin; Bodenheimer, Peter H.; Laughlin, Gregory P. (2016). «In Situ Formation and Dynamical Evolution of Hot Jupiter Systems». The Astrophysical Journal. 829 (2): 114. Bibcode:2016ApJ...829..114B. arXiv:1511.09157Acessível livremente. doi:10.3847/0004-637X/829/2/114 
  26. ↑ Rafikov, Roman R. (1 de janeiro de 2006). «Atmospheres of Protoplanetary Cores: Critical Mass for Nucleated Instability». The Astrophysical Journal (em inglês). 648 (1): 666–682. Bibcode:2006ApJ...648..666R. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0405507Acessível livremente. doi:10.1086/505695 
  27. ↑ Hayashi, Chushiro (1 de janeiro de 1981). «Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula». Progress of Theoretical Physics Supplement (em inglês). 70: 35–53. Bibcode:1981PThPS..70...35H. ISSN 0375-9687. doi:10.1143/PTPS.70.35Acessível livremente 
  28. ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). «In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets». The Astrophysical Journal. 828 (1): in press. Bibcode:2016ApJ...828...33D. arXiv:1606.08088Acessível livremente. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33 
  29. ↑ Mayor, M.; Marmier, M.; Lovis, C.; Udry, S.; Ségransan, D.; Pepe, F.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F. (12 de setembro de 2011). «The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets». arXiv:1109.2497Acessível livremente [astro-ph] 
  30. ↑ Batalha, Natalie M.; Rowe, Jason F.; Bryson, Stephen T.; Barclay, Thomas; Burke, Christopher J.; Caldwell, Douglas A.; Christiansen, Jessie L.; Mullally, Fergal; Thompson, Susan E. (1 de janeiro de 2013). «Planetary Candidates Observed by Kepler. III. Analysis of the First 16 Months of Data». The Astrophysical Journal Supplement Series (em inglês). 204 (2): 24. Bibcode:2013ApJS..204...24B. ISSN 0067-0049. arXiv:1202.5852Acessível livremente. doi:10.1088/0067-0049/204/2/24 
  31. ↑ «Exoplanets Exposed to the Core». 25 de abril de 2009. Consultado em 25 de abril de 2009 
  32. ↑ a b Fogg, Martyn J.; Nelson, Richard P. (2007). «On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems». Astronomy and Astrophysics. 461 (3): 1195–1208. Bibcode:2007A&A...461.1195F. arXiv:astro-ph/0610314Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361:20066171 
  33. ↑ Nayakshin, Sergei (20 de setembro de 2011). «Hot Super Earths: disrupted young jupiters?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 416 (4): 2974–2980. Bibcode:2011MNRAS.416.2974N. arXiv:1103.1846Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19246.x. Consultado em 25 de dezembro de 2017 
  34. ↑ Becker, Juliette C.; Vanderburg, Andrew; Adams, Fred C.; Rappaport, Saul A.; Schwengeler, Hans Marti (10 de agosto de 2015). «WASP-47: A Hot Jupiter System with Two Additional Planets Discovered by K2». IOP Publishing (publicado em outubro de 2015). The Astrophysical Journal Letters. 812 (2): L18. Bibcode:2015ApJ...812L..18B. arXiv:1508.02411Acessível livremente. doi:10.1088/2041-8205/812/2/L18. The mass of WASP-47d is 15.2±7 M⊕. Only an upper limit can be placed on WASP-47e of < 22 M⊕. 
  35. ↑ «Kepler: A far-off solar system». kepler.nasa.gov. 31 de março de 2015. Consultado em 2 de agosto de 2016. Arquivado do original em 14 de agosto de 2016 
  36. ↑ «Turning planetary theory upside down». ESO (Nota de imprensa). Royal Astronomical Society. 13 de abril de 2010. p. 16. Bibcode:2010eso..pres...16. Consultado em 15 de abril de 2010. Arquivado do original em 16 de julho de 2011 
  37. ↑ «Tilting stars may explain backwards planets». New Scientist (2776). 1 de setembro de 2010 
  38. ↑ Hebrard, G.; Desert, J.-M.; Diaz, R. F.; Boisse, I.; Bouchy, F.; des Etangs, A. Lecavelier; Moutou, C.; Ehrenreich, D.; Arnold, L. (2010). «Observation of the full 12-hour-long transit of the exoplanet HD80606b. Warm-Spitzer photometry and SOPHIE spectroscopy». Astronomy and Astrophysics. 516: A95. Bibcode:2010A&A...516A..95H. ISSN 0004-6361. arXiv:1004.0790Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201014327 
  39. ↑ Triaud, A. H. M. J.; Queloz, D.; Bouchy, F.; Moutou, C.; Collier Cameron, A.; Claret, A.; Barge, P.; Benz, W.; Deleuil, M. (1 de outubro de 2009). «The Rossiter-McLaughlin effect of CoRoT-3b and HD 189733b» (PDF). Astronomy and Astrophysics. 506 (1): 377–384. Bibcode:2009A&A...506..377T. ISSN 0004-6361. arXiv:0907.2956Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/200911897. Consultado em 4 de novembro de 2018. Arquivado do original (PDF) em 20 de agosto de 2017 
  40. ↑ Bell, Taylor J.; Cowan, Nicolas B. (2018). «Increased Heat Transport in Ultra-hot Jupiter Atmospheres through H 2 Dissociation and Recombination». The Astrophysical Journal. 857 (2): L20. Bibcode:2018ApJ...857L..20B. arXiv:1802.07725Acessível livremente. doi:10.3847/2041-8213/aabcc8 
  41. ↑ Parmentier, Vivien; Line, Mike R.; Bean, Jacob L.; Mansfield, Megan; Kreidberg, Laura; Lupu, Roxana; Visscher, Channon; Désert, Jean-Michel; Fortney, Jonathan J.; Deleuil, Magalie; Arcangeli, Jacob; Showman, Adam P.; Marley, Mark S. (2018). «From thermal dissociation to condensation in the atmospheres of ultra hot Jupiters: WASP-121b in context». Astronomy & Astrophysics. 617: A110. Bibcode:2018A&A...617A.110P. arXiv:1805.00096Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833059 
  42. ↑ «Scientists uncover a 'hellish' planet so hot it could vaporize most metals». CNET. 27 de abril de 2021. Consultado em 27 de abril de 2021 
  43. ↑ «'Hellish' new planet discovered». University of Southern Queensland. 27 de abril de 2021. Consultado em 27 de abril de 2021 
  44. ↑ Malavolta, Luca; et al. (9 de fevereiro de 2018). «An Ultra-short Period Rocky Super-Earth with a Secondary Eclipse and a Neptune-like Companion around K2-141». The Astronomical Journal. 155 (3): 107. Bibcode:2018AJ....155..107M. arXiv:1801.03502Acessível livremente. doi:10.3847/1538-3881/aaa5b5 
  45. ↑ Sahu; Casertano, S.; Bond, H.E.; Valenti, J.; Smith, T.E.; Minniti, D.; et al. (2006). «Transiting extrasolar planetary candidates in the Galactic bulge». Nature. 443 (7111): 534–540. Bibcode:2006Natur.443..534S. PMID 17024085. arXiv:astro-ph/0610098Acessível livremente. doi:10.1038/nature05158 
  46. ↑ «WASP Planets». wasp-planets.net. 5 de dezembro de 2013. Consultado em 1 de abril de 2018 
  47. ↑ Chang, Kenneth (11 de novembro de 2010). «Puzzling Puffy Planet, Less Dense Than Cork, Is Discovered». The New York Times 
  48. ↑ Ker Than (14 de setembro de 2006). «Puffy 'Cork' Planet Would Float on Water». Space.com. Consultado em 8 de agosto de 2007 
  49. ↑ «Puffy planet poses pretty puzzle». BBC News. 15 de setembro de 2006. Consultado em 17 de março de 2010 
  50. ↑ a b Batygin, Konstantin; Stevenson, David J.; Bodenheimer, Peter H.; Huang, Xu (2011). «Evolution of Ohmically Heated Hot Jupiters». The Astrophysical Journal. 738 (1): 1. Bibcode:2011ApJ...738....1B. arXiv:1101.3800Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/738/1/1 
  51. ↑ Barnes, Jason W.; O'Brien, D. P. (2002). «Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal. 575 (2): 1087–1093. Bibcode:2002ApJ...575.1087B. arXiv:astro-ph/0205035Acessível livremente. doi:10.1086/341477 
  52. ↑ Alvarado-Montes J. A.; Zuluaga J.; Sucerquia M. (2017). «The effect of close-in giant planets' evolution on tidal-induced migration of exomoons». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (3): 3019–3027. Bibcode:2017MNRAS.471.3019A. arXiv:1707.02906Acessível livremente. doi:10.1093/mnras/stx1745 
  53. ↑ Российские астрономы впервые открыли луну возле экзопланеты] (em russo). 6 de fevereiro de 2012. Studying of a curve of change of shine of WASP-12b has brought to the Russian astronomers unusual result: regular splashes were found out. ... Though stains on a star surface also can cause similar changes of shine, observable splashes are very similar on duration, a profile and amplitude that testifies for benefit of exomoon existence. 
  54. ↑ a b Spiegel, David S.; Madhusudhan, Nikku (1 de setembro de 2012). «Jupiter will Become a Hot Jupiter: Consequences of Post-main-sequence Stellar Evolution on Gas Giant Planets». The Astrophysical Journal. 756 (2): 132. Bibcode:2012ApJ...756..132S. ISSN 0004-637X. arXiv:1207.2770Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/756/2/132 
  55. ↑ Grunblatt, Samuel K.; Huber, Daniel (1 de dezembro de 2017). «Seeing Double with K2: Testing Re-inflation with Two Remarkably Similar Planets around Red Giant Branch Stars». The Astrophysical Journal. 154 (6): 254. Bibcode:2017AJ....154..254G. arXiv:1706.05865Acessível livremente. doi:10.3847/1538-3881/aa932d 
  56. ↑ Route, Matthew (10 de fevereiro de 2019). «The Rise of ROME. I. A Multiwavelength Analysis of the Star-Planet Interaction in the HD 189733 System». The Astrophysical Journal. 872 (1): 79. Bibcode:2019ApJ...872...79R. arXiv:1901.02048Acessível livremente. doi:10.3847/1538-4357/aafc25 
  57. ↑ Route, Matthew; Looney, Leslie (20 de dezembro de 2019). «ROME (Radio Observations of Magnetized Exoplanets). II. HD 189733 Does Not Accrete Significant Material from Its Exoplanet Like a T Tauri Star from a Disk». The Astrophysical Journal. 887 (2): 229. Bibcode:2019ApJ...887..229R. arXiv:1911.08357Acessível livremente. doi:10.3847/1538-4357/ab594e 

Leitura adicional

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Ligações externas

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