Umlaufbahnen

Herkömmliche Weisheit besagt, dass terrestrische Planeten und heiße Jupiter keine wahrscheinlichen Begleiter sind. Es wird nicht angenommen, dass sich diese Gasriesen in engen Umlaufbahnen vor Ort bilden , sondern eher weiter entfernt von ihren Sternen und dann nach innen wandern. Zwei Hauptmechanismen wurden vorgeschlagen:

• Typ-II-Gasscheibenmigration , bei der ein riesiger Planet Drehimpuls mit einer protoplanetaren Scheibe austauscht und sich nach innen bewegt. Dies geschieht normalerweise früh im Leben eines Planetensystems, lange bevor sich die Planeten bilden.
• Streuung , bei der ein riesiger Planet mit kleineren Planeten oder Planetesimalen interagiert und sie in weiter entfernte Umlaufbahnen schleudert, während er sich nach innen bewegt. Dies sollte nach der Typ-II-Migration erfolgen.

Es ist klar, dass, wenn heiße Jupiter hauptsächlich durch Streuung wandern, der innere Teil eines Planetensystems stark gestört wird (siehe Mustill et al. 2015 ); alle terrestrischen Planeten müssten viel weiter draußen sein. Es ist jedoch möglich, dass nur die sogenannten warmen Jupiter , die 0,1 bis 1,0 AE umkreisen, diese Methode verwenden, während echte heiße Jupiter die Typ-II-Migration verwenden, um noch näher heranzukommen, so Levison et al .

Ob die Wanderung von Gasscheiben für terrestrische Planeten genauso problematisch wäre, steht zur Debatte. Einige Simulationen (z. B. Fogg & Nelson 2008 ) implizieren, dass in einem solchen Szenario Material aus der inneren protoplanetaren Scheibe in Umlaufbahnen außerhalb der des heißen Jupiter ausgestoßen würde. Hier, in einer sanfteren Region des Systems, könnten sich dann terrestrische Planeten bilden.

Komposition

Die Simulationen von Fogg & Nelson deuten darauf hin, dass flüchtige Stoffe von jenseits der Schneegrenze mit den Trümmern der inneren Scheibe vermischt würden, was zu terrestrischen Planeten mit schweren Elementen und Wasser führen würde. Dies scheint einige gute Aussichten für die Bewohnbarkeit aufzuzeigen. Mandell et al. 2007 fand heraus, dass diese Planeten wahrscheinlich eisige Planetesimale ansammeln würden, was zu noch mehr Wasser führen würde; Tatsächlich könnten sie leicht zu Welten werden, deren gesamte Oberfläche von Ozeanen bedeckt ist. Einige könnten sogar in der bewohnbaren Zone landen, mit Oberflächentemperaturen, die dafür geeignet sind, dass dieses Wasser flüssig bleibt.

^{Abb. 2, Mandell et al. Eine der Simulationen der Autoren. Während die meisten verstreuten Protoplaneten jenseits der Schneegrenze landen, besteht die Möglichkeit, dass ein oder zwei stabile Umlaufbahnen in der bewohnbaren Zone haben.}

Atmosphärenverlust

Die Atmosphäre heißer Jupiter wird oft durch die Winde ihrer Muttersterne abgetragen. Dies kann zu einem Verlust der Atmosphäre führen und eine Wolke bilden, die hinter dem Planeten nachzieht. Meine Größenordnungsschätzungen deuten darauf hin, dass dies kein Problem für Planeten sein sollte, die weiter draußen umkreisen – und es wird sicherlich nicht die Ablation ihrer Atmosphäre oder irgendeine Art von Massentransfer verursachen.

Passiert das?

Wir haben einige Beispiele für Systeme, in denen heiße Jupiter und terrestrische Planeten koexistieren. WASP-47 ist ein interessanter Fall. Es enthält zwei Planeten mit Massen, die etwas über der von Jupiter liegen – einer näher und einer weiter außen. Es gibt auch zwei terrestrische Planeten: einen innerhalb des heißen Jupiters und einen zwischen den beiden Riesenplaneten. Dies ist ein Aufbau, der einigen der Ergebnisse von Mandell et al. Bei Simulationen mit zwei Riesenplaneten war ein solches Ergebnis nicht unwahrscheinlich. Ein Riese konnte bleiben, wo er war, während der andere nach innen wanderte. Der am weitesten entfernte Riesenplanet hat jedoch eine ungewöhnlich hohe Exzentrizität im Vergleich zu den anderen Körpern, sodass möglicherweise ein komplizierterer Mechanismus am Werk ist.

Die Auswirkungen würden variieren

Gravitationsbedingt sind heiße Jupiter für ihre sehr geringe Dichte bekannt, aber ihre Gesamtmasse kann von etwa einem Drittel der Jupitermasse bis zum Zehnfachen der Masse reichen. Während ihr Abstand zur habitablen Zone (HZ) in einem sonnenähnlichen Stern groß ist (über ~0,5 AE), würde ein Planet mit 11 Jupitermassen selbst in dieser Entfernung starke Gravitationsstörungen verursachen. Möglicherweise stark genug, um einen Planeten in dieser HZ in eine exzentrische Umlaufbahn zu stoßen, die außerhalb davon eintaucht.

In Bezug auf die Helligkeit kann ein massiver, heißer Jupiter mit geringer Dichte in der Lage sein, einen erheblichen Teil der Sonne bei jeder Umlaufbahn zu blockieren, was bedeutet, dass Ihr Planet alle zehn Tage oder weniger (gemäß der Definition von heißem Jupiter) große Einbrüche im Sonnenlicht erleiden würde, die kann die Bewohnbarkeit stark beeinträchtigen.

Im Wesentlichen hätte ein kleiner heißer Jupiter wenig Einfluss auf einen Planeten in der HZ, während ein großer den Planeten sogar unbewohnbar machen könnte, unabhängig von der Umlaufbahn.