Sıcak Jüpiterler, (İngilizce: hot Jupiter; ayrıca roaster planet,^[1] epistellar jovians,^[2][3] pegasids^[4][5] ve pegasean planets olarak da bilinirler) fiziksel olarak Jüpiter'e benzeyen ancak çok kısa yörünge periyotlarına sahip olan, gaz devi ötegezegen sınıfıdır.^[6] Yıldızlarına olan yakınlığı ve yüksek yüzey-atmosfer sıcaklıklarından dolayı, "sıcak Jüpiterler" olarak adlandırılmaktadırlar.^[7][8]

En iyi bilinen sıcak Jüpiterlerden biri, kendisine Bellerophon da denilen 51 Pegasi b'dir. 1995'te keşfedilen bu Güneş dışı gezegen, Güneş benzeri bir yıldız etrafında dönenlerden ilkidir.

Genel özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Sıcak Jüpiterlerin bazı ortak karakteristikleri bulunmaktadır:

• Uzaktan bakıldığında etrafında döndükleri yıldızın önünden geçerek Dünya’dan bakıldığında bir tutulmaya sebep olma ihtimalleri, aynı kütlede olup daha uzaktan yıldızı etrâfında dönen bir başka gezegene göre daha büyüktür. En hatırı sayılır örnekler, yıldızının önünden geçtiği tespit edilen ve 2007’de Spitzer Uzay Teleskobu tarafından haritalanan ilk sıcak Jüpiter HD 209458 b ile Kepler Uzay Aracı’nın son zamanlarda incelenen HAT-P-7b’dir.
• Yıldızlarından aldıkları yüksek ışımadan dolayı yoğunlukları, böyle olmaması durumuna göre daha düşüktür. Bu durum, yıldızı önünden geçmekte olan gezegenin kenar kararmasında giriş ve çıkış sınırlarının saptanını zorlaştırır ve dolayısıyla yarıçap tespiti de zorlaşır.
• Hepsinin gezegen göçüyle şimdiki yörüngelerine geldiği düşünülür. Çünkü şu anki konumları, bu kütedeki bir gezegenin oluşumu için hiçbir zaman yeterli madde bulunduramamıştır.
• Bunların çoğunun dairesel (düşük dış merkezli) yörüngeleri vardır. Çünkü yörüngeleri daireselleşmiştir veya librasyonla daireselleşmektedir. Bunun sonucunda gezegen, kendi ve yıldızı etrafındaki dönüşünü senkronleştirerek yıldızına her zaman aynı yüzünü gösterir. Başka bir ifâdeyle gezegen, yıldızı etrafında eşzamanlı döner.
• Yüksek hızlı rüzgârlarla ısıyı gündüz tarafından gece tarafına yayarak bu iki taraf arasındaki sıcaklık farkını başka gezegenlere nispeten düşük seviyede tutarlar.

Sıcak Jüpiterler, etrafında döndükleri yıldızların hareketlerinde diğer gezegen türlerine nispetle daha büyük ve hızlı değişikliklere sebep olduklarından radyal hız metoduyla en kolay tespit edilen gezegenlerdir.

Sıcak Jüpiterlerin gezegenlerin kaya, buz ve gazlardan oluşabileceği donma çizgisinden daha dışarılarda oluştuklarına inanılır. Daha sonra yıldızlarına doğru göç ederek sonunda stabil bir yörüngeye yerleşirler.^[9] Bu gezegenlerin genelde iki göç yaptıkları veya muhtemelen başka gezegenlerle etkileştikleri sanılır. Göç, Güneş bulutumsusu zamânında başlar ve tipik olarak yıldız T-Tauri aşamasına girince durur. Bu sırada esen kuvvetli yıldız rüzgârları, geriye kalan bulutumsunun çoğunu ortadan kaldırır.

Sıcak Jüpiterlerin atmosferleri ve dış tabakaları sıyrıldıktan sonra (hidrodinamik kaçış) çekirdekleri chthonian gezegen olabilirler. Dış tabakaları kaybetmeleri, gezegenin büyüklüğü ve oluştuğu malzemeye ve yıldızından uzaklığına bağlıdır. Tipik bir sistemde yıldızından 0,02 AB uzakta olan gaz devi, hayâtı boyunca kütlesinin %5 ilâ %7’sini kaybeder. Fakat 0,015 AU'dan daha yakında dolanmak, çekirdeği dışında gezegenin tamâmen buharlaşması demek olabilir.^[10]

Sıcak Jüpiterli sistemlerde gezegenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Simülasyonlar göstermiştir ki, Jüpiter boyutlarındaki bir gezegenin, yıldızdan 5 ilâ 0,1 AB uzaklıktaki bölgeyi kaplayabilen iç proto-gezegen diskinden geçerek yaptığı göçün sanıldığı kadar yıkıcı olmadığını göstermiştir. Simülasyonlarda diskteki gezegenimsiler ve proto-gezegenler dâhil maddenin %60’tan fazlasının dışarıya doğru saçıldığı, böylece gezegen oluşturan diskin gaz devin arkasından tekrar şekillendiğine görülmüştür.^[11] Simülasyonlarda sıcak Jüpiter'in geçip 0,1 AB’de bir yörüngede stabilize olduktan sonra iki Dünya kütlesine kadar olan gezegenlerin yaşanabilir bölgede (İng. habitable zone) oluşabildiği anlaşılmıştır. Ayrıca iç yıldız sistemi malzemelerinin ve donma sınırı dışında kalan dış yıldız sistemi malzemeleriyle karışmasıyla sıcak Jüpiter'in geçmesinden sonra oluşan dünyasal gezegenlerin özellikle su açısından zengin olduklarını ortaya koymuştur.^[11]

Ters yönlü yörünge[değiştir | kaynağı değiştir]

Birkaç sıcak Jüpiter'in ters yönlü yörüngelerde olduğu (İng. ‘’retrograde orbit’’) ve bunun gezegen oluşum kuramlarının doğruluğu konusunda şüpheler uyandırmıştır.^[12] Bunun gezegenin yörüngesinin bozulması yerine yıldızın manyetik alanıyla gezegen oluşturan disk arası interactiondan dolayı ekseni etrafında takla atarak dönüş yönünü değiştirmesinden kaynaklanmış da olabilir.^[13] Yeni gözlemler eski verilerle birleştirilince alınan sonuçlara göre incelenen sıcak Jüpiterlerin yarısından fazlasının yörüngelerinin ana yıldızlarının dönüş ekseniyle aynı hizâda olmadığı (misaligned), altı güneşdışı gezegenin de ters yönde bir yörüngede olduğu saptanmıştır (retrograde motion).

Çok kısa periyotlu gezegenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Çok kısa periyotlu gezegenler, dönüş periyotları bir günden az olan bir sıcak Jüpiter çeşidi olup ancak 1,25 Güneş kütlesinden az kütlesi olan yıldızların etrafında görülmektedir.^[14] Bu tür gezegenler, yıldızları etrâfında târif edilen bütün diğer gezegensi cisimlerden daha yakında seyrederler.

Beş ok kısa periyotlu gezegene Samanyolu’nun teker adı verilen merkez bölgesinde keşfedilmiştir. Hubble Uzay Teleskopu tarafından ilk defa gözlenip Space Telescope Science Institute, Universidad Catolica de Chile, Uppsala Üniversitesi, High Altitude Observatory, INAF–Osservatorio Astronomico di Padova ve Los Angeles'taki Kaliforniya Ünivesitesi tarafından târif edilmişlerdir.^[14] Bunların dışında yukarıdaki hipotezi desteklemeyen, Wasp-18b gibi yıldızı önünden geçen (transit yapan) ve yıldızı etrâfındaki dönüşünü bir günden az bir zamanda tamamlayan sıcak Jüpiterler de keşfedilmiştir.

Şişkin gezegenler[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük çaplı ve çok düşük yoğunluklu gaz devi gezegenler bâzen "puffy gezegen"^[16] veya benzer yoğunluklarından dolayı "sıcak Satürnler"ler de denir. Puffy gezegenler, yıldızları etrafında çok yakından dolanıyor olabilirler. Bu, yıldızın yoğun ısısının ve gezegenin dâhilî ısısının gezegen atmosferini sıkıştıracağı için mümkündür (gezegenin atmosferini şişirmeye yardım eder). Transit metoduyla altı büyük çap ve düşük yoğunluklu gezegen keşfedilmiş olup bunlar, keşfediliş sırasına göre HAT-P-1b,^[17][18] COROT-1b, TrES-4, WASP-12b, WASP-17b ve Kepler-7b’dir. Radiâl hız metoduyla tespît edilen bazı sıcak Jüpiterler, puffy gezegenler olabilir. Bunların çoğu kütlesi iki Jüpiter kütlesinden azdır. Çünkü daha kütleli gezegenlerin daha kuvvetli çekim alanları olup bu onları takriben Jüpiter boyutunda kalmasını sağlamaktadır.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

• Sıcak Neptün

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

• Inside Exoplanets: Motley Crew of Worlds Share Common Thread5 Nisan 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• NASA: Global temperature map of an exoplanet16 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• First known theoretical prediction 7 Kasım 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. about existence of Hot Jüpiterler - by Otto Struve in 1952.
• Audio: Cain/Gay^{[ölü/kırık bağlantı]} Hot Jüpiterler and Pulsar Planets - Sept 2006.