Astronomija

Vroči Jupiters okoli težkih zvezd?

Vroči Jupiters okoli težkih zvezd?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Vroči Jupitri so orjaški planeti, ki so zelo blizu zvezde gostiteljice. Koliko eksplaplanetov z vročim Jupitrom je bilo najdenih okoli zvezd, ki so masivnejše od našega Sonca?

Ali je bilo narisano število vročih Jupitrov, odkritih v odvisnosti od mase gostiteljske zvezde? Recimo $ x $ Vroči Jupitri okoli zvezd, ki imajo 1 do 1,5 sončne mase; $ y $ Vroči Jupitri okoli zvezd, ki so 1,5 do 2 sončni masi,…


Da, okoli zvezd, ki so masivnejše od Sonca, je vročih Jupitrov: pravzaprav prva znana vroča gostiteljska zvezda Jupiter 51 Pegasi ima maso okoli 1,11 sončne mase.

Kar zadeva njihov seznam: uporabite potrjeno tabelo planetov v NASA-inem arhivu Exoplanet. Dodati morate le ustrezna merila, ki vas zanimajo. Dejanska merila, kje narisati ločnico, se zdijo približno okoli planetov z maso Saturna, zato lahko z uporabo Saturnovih lastnosti naredite naslednje:

  • Filtrirajte po masi planeta> 0,3 Jupitrov, orbitalno obdobje <10 dni, masa zvezde> 1 sončna masa. V času pisanja tega izbere 275 planetov.

  • Filtrirajte po polmeru planeta> 0,8 Jupitrov, orbitalno obdobje <10 dni, masa zvezde> 1 sončna masa. V času pisanja sem dobil 286 planetov.

Obstaja priročen gumb "Plot Table", ki vam bo omogočil, da sestavite histogram iz izbranih planetov. Tu je primer planetov, izbranih z maso med 1 in 5 sončnimi masami (pri še višjih zvezdnih masah je nekaj odstopanj, vendar nisem prepričan, kako zanesljive so te ocene mase):

Upoštevajte, da zgoraj ne predstavlja dejanske porazdelitve vročih Jupitrov z zvezdno maso: obstajajo pristranske pristranskosti, zaradi katerih je težje najti planete okoli bolj masivnih zvezd, ki jih je treba popraviti, da se oceni resnična porazdelitev.

Podobna vprašanja lahko opravite tudi v Enciklopediji Extrasolar Planets, vendar uporabniški vmesnik ni tako prijazen.


Zakaj eksplaplanetov "vročega Jupitra" ne jedo njihove zvezde

Nova študija ugotavlja, da so ogromni, vroči nezemljani planeti uspešni drzniki, ki se nevarno približujejo staršem, vendar jih redko zaužijejo.

Raziskovalci so povedali, da se notranja migracija plinskih orjaških planetov, znanih kot "vroči Jupitri", ustavi, preden se umaknejo.

"Sčasoma se vsi vroči Jupitri vse bolj približujejo svojim zvezdam, toda v tej študiji dokazujemo, da se ta proces ustavi, preden se zvezde preveč približajo," je dejal glavni avtor Peter Plavchan iz NASA-jevega Inštituta za eksoplaneto v Caltechu v Pasadeni. izjava. "Planeti se večinoma stabilizirajo, ko njihove orbite postanejo krožne in vsakih nekaj dni bičajo okoli svojih zvezd." [Najbolj čudni tuji planeti]

Vroči Jupitri so po masi in sestavi podobni planetom, kot sta Saturn in Jupiter. Ti eksotični svetovi se tvorijo sorazmerno daleč od svojih zvezd, kot so to storili plinski velikani našega sončnega sistema, nato pa se sčasoma premaknejo navznoter v procesu, ki ostaja slabo razumljen.

Imamo srečo, da Saturn in Jupiter tega nista storila, saj lahko takšne selitve odstranijo manjše, skalnate planete, ki jih včasih v celoti izvržejo iz sončnega sistema, pravijo znanstveniki.

Skrivnostno je bilo tudi, kaj bi lahko ustavilo notranje selitve, ki vročim Jupitrom omogočajo preživetje v bližnji orbiti. Znanstveniki so ponudili tri glavne teorije, pri čemer prva trdi, da magnetno polje gostiteljske zvezde služi kot ovira.

Druga teorija kaže, da vroči Jupitri prenehajo seliti, ko dosežejo drugačno zaporo - konec prašnega dela planeta, ki tvori planet novorojenčka.

"Ta teorija je v bistvu govorila, da se prašna pot, po kateri potuje planet, konča, preden planet pade vse do zvezde," je v izjavi dejal soavtor Chris Bilinski z univerze v Arizoni. "Med zvezdo in notranjim robom njenega prašnega diska nastane reža, kjer naj bi planeti ustavili migracijo."

Tretja ideja trdi, da se notranja migracija ustavi, ko gravitacijske sile matične zvezde krožijo - in s tem stabilizirajo - vročo Jupitrovo orbito.

Plavchan in Bilinski sta te teoriji preizkusila s preučevanjem 126 potrjenih eksoplanetov, skupaj z več kot 2300 svetovi kandidatov (večino jih je opazil NASA-in vesoljski teleskop Kepler) različnih velikosti in orbitalnih značilnosti. Natančneje, preučevali so, kako se orbitalne razdalje teh planetov spreminjajo glede na mase zvezd gostiteljic.

Ugotovili so, da vroči Jupiterji, ki krožijo po masivnejših zvezdah, krožijo razmeroma dlje, tako kot je napovedovala teorija številka 3 - ideja "kroženja v orbiti".

"Ko je bilo znanih le nekaj vročih Jupiterjev, je opazovanje lahko razložilo več modelov," je v izjavi dejal Keplerjev znanstvenik Jack Lissauer iz NASA-jevega raziskovalnega centra Ames iz Moffet Fielda v Kaliforniji, ki ni bil povezan s študijo. "Toda odkrivanje trendov v populacijah teh planetov kaže, da lahko plimovanje v kombinaciji z gravitacijskimi silami pogosto nevidnih planetarnih in zvezdnih spremljevalcev te orjaške planete približa gostiteljskim zvezdam."


Vroči Jupiters (imenovano tudi pražnji planeti, epistellar jovians, pegasidi ali pegazijski planeti) so razred zunajsolarnih planetov, katerih značilnosti so podobne Jupitru, vendar imajo visoke površinske temperature, ker krožijo zelo blizu - med približno 0,015 in 0,5 astronomskimi enotami (2,2 × 10 ^ 6 in 74,8 × 10 ^ 6 km) - do njihovih matične zvezde, medtem ko Jupiter kroži svojo matično zvezdo (Sonce) pri 5,2 astronomskih enotah (780 × 10 ^ 6 km), kar povzroča nizke površinske temperature.

Eden najbolj znanih vročih Jupiterjev je 51 Pegasi b z vzdevkom Bellerophon. Odkrit leta 1995 je bil prvi zunajsolarni planet, ki je bil v orbiti okoli Soncu podobne zvezde. 51 Pegasi b ima orbitalno obdobje približno 4 dni.

Vroči Jupiters imajo nekaj skupnih značilnosti:

  • Imajo podobne značilnosti kot Jupiter (plinski velikani, običajno z maso, ki je blizu Jupitru ali ga presega, kar je 1,9 × 10 27 kg), vendar veliko bolj krožijo okoli zvezde in doživljajo visoko površinsko temperaturo.
  • Imajo veliko večje možnosti za prehod svoje zvezde, gledano od oddaljene točke, kot planeti z enako maso v večjih orbitah. Med njimi so najpomembnejši HD 209458 b, prvi najdeni tranzitni vroči Jupiter, HD 189733 b, ki ga je leta 2007 prvič preslikal vesoljski teleskop Spitzer, in HAT-P-7b, ki ga je nedavno opazila misija Kepler.
  • Zaradi visoke stopnje osončenosti so manjše gostote, kot bi bile sicer. To vpliva na določanje polmera, ker je zaradi zatemnitve okončine zvezde planeta v ozadju med tranzitom težje določiti meje vstopa in izstopa planeta.
  • Vsi naj bi se preselili na sedanje položaje, ker ne bi bilo dovolj materiala, ki bi bil tako blizu zvezde, da bi lahko nastal planet s to maso in situ.
  • Večina teh ima skoraj krožne orbite (majhne ekscentričnosti). To je zato, ker so njihove orbite krožile ali se krožijo s postopkom libracije.
  • Razlikujejo se s hitrimi vetrovi, ki toploto delijo z dnevne na nočno stran, zato je temperaturna razlika med obema stranema razmeroma majhna.
  • Pogostejši so okoli zvezd F in G, nekoliko manj pogosti pa okoli zvezd K. Vroči Jupitri okoli rdečih palčkov so zelo redki.

Vroče Jupitre je zunajsolarne planete najlažje zaznati s pomočjo metode radialne hitrosti, ker so nihanja, ki jih povzročajo v gibanju svojih staršev & # 8217, relativno velika in hitra v primerjavi z drugimi znanimi vrstami planetov.

Menijo, da nastajajo na razdalji od zvezde onkraj linije zmrzali, kjer lahko planet nastane iz kamnine, ledu in plinov. Nato planeti migrirajo navznoter do zvezde, kjer sčasoma tvorijo stabilno orbito. Planeti se običajno premikajo po selitvah tipa 2 ali po možnosti v interakciji z drugimi planeti. Migracija se zgodi v fazi sončne meglice in se običajno ustavi, ko zvezda vstopi v fazo T-Tauri. Močni zvezdni vetrovi v tem času odstranijo večino preostalih meglic.

Ko so njihove atmosfere in zunanje plasti odstranjene (hidrodinamični pobeg), lahko njihova jedra postanejo htonski planeti. Količina izgubljenih najbolj oddaljenih plasti je odvisna od velikosti in materiala planeta ter oddaljenosti od zvezde. V tipičnem sistemu plinski velikan, ki kroži okoli 0,02 AE okoli svoje matične zvezde, v življenju izgubi 5–7% svoje mase, toda kroženje bližje od 0,015 AE lahko pomeni izhlapevanje celotnega planeta, razen njegovega jedra.

Zemeljski planeti v sistemih z vročimi Jupitri

Simulacije so pokazale, da migracija planeta v velikosti Jupitra skozi notranji protoplanetarni disk (območje med 5 in 0,1 AU od zvezde) ni tako uničujoča, kot bi lahko domnevali. Več kot 60% trdnih diskovnih materialov v tej regiji je razpršenih navzven, vključno s planetesimali in protoplaneti, kar omogoča, da se disk, ki tvori planet, spremeni v plinskem velikanu in # 8217s. Pri simulaciji so se planeti do dveh zemeljskih mas lahko oblikovali v bivalnem območju, potem ko je vroč Jupiter prešel skozi in njegova orbita se stabilizirala na 0,1 AU. Zaradi mešanja materiala notranjega planetarnega sistema z materialom zunanjega planetarnega sistema onkraj črte zmrzali so simulacije pokazale, da bi bili zemeljski planeti, ki so nastali po vročem prehodu Jupitra in # 8217s, še posebej bogati z vodo.

Retrogradna orbita

Ugotovljeno je bilo, da ima več vročih Jupitrov retrogradne orbite, kar postavlja pod vprašaj teorije o nastanku planetarnih sistemov, čeprav se zvezda, namesto da bi bila motena orbita planeta, morda že zgodaj prevrnila v njihov sistem & Nastanek # 8217s zaradi interakcij med magnetnim poljem zvezde in # 8217s in diskom, ki tvori planet. S kombiniranjem novih opazovanj s starimi podatki je bilo ugotovljeno, da ima več kot polovica vseh vročih Jupiterjev orbit, ki niso usklajene z vrtilno osjo svojih staršev, šest eksoplanetov v tej študiji pa ima retrogradno gibanje.

Jupitri izredno kratkega obdobja so razred vročih Jupitrov z orbitalnimi obdobji pod enim dnevom in se pojavljajo le okoli zvezd z manj kot približno 1,25 sončne mase.

V regiji Mlečne poti, znani kot galaktična izboklina, je bilo identificiranih pet planetov ultra kratkega obdobja. Opazoval jih je vesoljski teleskop Hubble, prvi pa so jih opisali raziskovalci z Znanstvenega inštituta za vesoljski teleskop, Universidad Catolica de Chile, univerze Uppsala, observatorija za visoke nadmorske višine, INAF-Osservatorio Astronomico di Padova in kalifornijske univerze v Los Angelesu.

Odkrili so več tranzitnih vročih Jupitrov, na primer WASP-18b in WASP-19b, ki imajo obdobja orbitalnega trajanja manj kot en dan, kar ne podpira hipoteze zgornje raziskave.


BREZPLAČNO AstroScience

Vroče Jupitre je zunajsolarne planete najlažje zaznati z metodo radialne hitrosti, saj so nihanja, ki jih povzročajo v gibanju svojih staršev in # 8217, razmeroma velika in hitra v primerjavi z drugimi znanimi vrstami planetov. Eden najbolj znanih vročih Jupitrov je 51 Pegasi b. Odkrit leta 1995 je bil prvi zunajsolarni planet, ki je bil v orbiti okoli Soncu podobne zvezde. 51 Pegasi b ima orbitalno obdobje približno 4 dni.

Čeprav med vročimi Jupitri obstajajo raznolikosti, imajo nekatere skupne lastnosti.

  • Njihove značilnosti so velike mase in kratka orbitalna obdobja, ki obsegajo 0,36 & # 821111,8 Jupitrove mase in 1,3 & # 8211111 zemeljskih dni. Masa ne sme biti večja od približno 13,6 mase Jupitra, ker bi bila potem tlak in temperatura v planetu dovolj visoka, da bi povzročila fuzijo devterija, planet pa bi bil rjavi pritlikavec.
  • Večina ima skoraj krožne orbite (majhne ekscentričnosti). Menijo, da njihove orbite krožijo motnje bližnjih zvezd ali plimovanja.
  • Mnogi imajo nenavadno nizko gostoto. Do zdaj najnižji izmerjeni nivo je TrES-4 pri 0,222 g / cm3.
  • Običajno so tiho zaklenjeni, ena stran pa je vedno obrnjena proti zvezdi gostiteljici.
  • Verjetno imajo ekstremne in eksotične atmosfere zaradi kratkih obdobij, razmeroma dolgih dni in plimovanja. Modeli atmosferske dinamike napovedujejo močno vertikalno razslojevanje z intenzivnimi vetrovi in ​​superrotirajočimi ekvatorialnimi curki, ki jih poganjajo sevalno siljenje ter prenos toplote in giba.
  • Zdi se, da so pogostejše okoli zvezd tipa F in G, manj pa okoli zvezd tipa K. Vroči Jupitri okoli rdečih palčkov so zelo redki.

Poleg tega lahko fizični razvoj vročih Jupitrov določi končno usodo njihovih lun: zaustavi jih v pol-asimptotičnih polvečih oseh ali jih izvrže iz sistema, kjer so lahko podvrženi drugim neznanim procesom. Kljub temu pa opazovanja WASP-12b kažejo, da okoli njega kroži vsaj 1 velik eksomoon.

V hipotezi o selitvi se vroč Jupiter tvori onkraj linije zmrzali, iz kamnin, ledu in plinov po metodi priraščanja jedra planetarne tvorbe. Nato se planet preseli navznoter do zvezde, kjer sčasoma tvori stabilno orbito. Morda se je planet z orbitalno selitvijo tipa II gladko preselil navznoter.

Simulacije so pokazale, da migracija planeta v velikosti Jupitra skozi notranji protoplanetarni disk (območje med 5 in 0,1 AU od zvezde) ni tako uničujoča, kot je bilo pričakovano. Več kot 60% trdnih diskovnih materialov v tej regiji je razpršenih navzven, vključno s planetesimali in protoplaneti, kar omogoča, da se disk, ki tvori planet, spremeni v plinskem velikanu in # 8217s. Pri simulaciji so se planeti do dveh zemeljskih mas lahko oblikovali v bivalnem območju po prehodu vročega Jupitra in njegovi orbiti, ki se je stabilizirala na 0,1 AU.

Obstajajo tudi ultra vroči Jupitri, to so vroči Jupitri s temperaturo dneva nad 2200 K. V takih dnevnih atmosferah se večina molekul loči na sestavne atome in kroži do nočne strani, kjer se ponovno združijo v molekule.


Druge datoteke in povezave

  • APA
  • Avtor
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standardno
  • RIS
  • Vancouver

V: Astrophysical Journal Letters, letn. 718, št. 2 DEL 2, 01.08.2010, str. L145-L149.

Rezultat raziskave: Prispevek k reviji ›Članek› recenzija

T1 - Vroče zvezde z vročimi jupiterji imajo velike poševine

N2 - Prikazujemo, da so zvezde s prehodnimi planeti, pri katerih je zvezdna poševnost prednostno vroče (Teff & gt 6250 K). To bi lahko pojasnilo, zakaj so že v najzgodnejših meritvah opazili majhne poševne značilnosti, ki so se osredotočale na razmeroma hladne zvezde, pridobljene iz Dopplerjevih raziskav, v nasprotju z bolj vročimi zvezdami, ki so se nedavno pojavile pri tranzitnih raziskavah. Opaženi trend je lahko posledica razlik v nastajanju planetov in selitvi okoli zvezd z različno maso. Drugače domnevamo, da se vroči Jupitrovi sistemi začnejo s širokim spektrom poševnosti, vendar se fotosfere hladnih zvezd zaradi plimovanja v njihovih konvektivnih območjih poravnajo z orbitami, medtem ko se vroče zvezde zaradi tanjših konvekcijskih con ne morejo poravnati. To pa bi nakazovalo, da vroči Jupitri izvirajo iz gravitacijske dinamike nekaj teles in da ima migracija diska največ podporno vlogo.

AB - Prikazujemo, da so zvezde s tranzitnimi planeti, pri katerih je zvezdna poševnost prednostno vroče (Teff & gt 6250 K). To bi lahko pojasnilo, zakaj so že v najzgodnejših meritvah opazili majhne poševne značilnosti, ki so se osredotočale na razmeroma hladne zvezde, pridobljene iz Dopplerjevih raziskav, v nasprotju z bolj vročimi zvezdami, ki so se nedavno pojavile pri tranzitnih raziskavah. Opaženi trend je lahko posledica razlik v nastajanju planetov in selitvi okoli zvezd z različno maso. Drugače domnevamo, da se vroči Jupitrovi sistemi začnejo s širokim spektrom poševnosti, vendar se fotosfere hladnih zvezd zaradi plimovanja v njihovih konvektivnih območjih poravnajo z orbitami, medtem ko se vroče zvezde zaradi tanjših konvekcijskih con ne morejo poravnati. To pa bi nakazovalo, da vroči Jupitri izvirajo iz gravitacijske dinamike nekaj teles in da ima migracija diska največ podporno vlogo.


Povzetek

Raziskave na širokem terenu za tranzitne planete so zelo primerne za iskanje raznolikih zvezdnih populacij, kar omogoča boljše razumevanje povezave med lastnostmi planetov in njihovih matičnih zvezd. Poročamo o odkritju HAT-P-69 b (TOI 625.01) in HAT-P-70 b (TOI 624.01), dveh novih vročih Jupiterjev okoli zvezd A iz raziskave madžarske avtomatizirane teleskopske mreže (HATNet), ki sta bili prav tako opazoval satelitski anketni organ Transiting Exoplanet. HAT-P-69 b ima maso M Jup in polmer $ R Jup in prebiva v progradni 4,79-dnevni orbiti. HAT-P-70 b ima polmer R Jup in masna omejitev M Jup in prebiva v retrogradni 2,74-dnevni orbiti. Potrditev teh planetov okoli razmeroma masivnih zvezd uporabljamo kot priložnost za raziskovanje stopnje pojavljanja vročih Jupitrov v odvisnosti od zvezdne mase. Določimo vzorec 47.126 zvezd glavnega zaporedja, svetlejših od T mag = 10, ki prinese 31 kandidatov za orjaške planete, vključno z 18 potrjenimi planeti, 3 kandidati in 10 lažnimi pozitivnimi rezultati. V tem vzorcu najdemo neto stopnjo vročega Jupitra 0,41 0,10%, kar ustreza stopnji, ki jo je Kepler izmeril za zvezde FGK. Če ga razdelimo na zvezdne masne koše, ugotovimo, da je stopnja pojavnosti 0,71 0,31% za zvezde G, 0,43 0,15% za zvezde F in 0,26 0,11% za zvezde A. Tako na tej točki ne moremo zaznati nobenega statistično pomembnega trenda pojavljanja vročih Jupitrov z zvezdno maso.


Ep. 3: Vroči Jupiters in Pulsar Planets

Vse življenje živite na Zemlji, zato & # 8217d mislite, da o planetih veste veliko. Kot običajno pa je vesolje tuje, kot predvidevamo, in planeti, ki krožijo okoli drugih zvezd, nasprotujejo našim pričakovanjem. Ogromni super-Jupiteri, ki se vsakih nekaj dni vrtijo okoli svojih staršev, puhastih planetov z gostoto plute in drobcev eksplodiranih zvezd v velikosti Zemlje, ki krožijo nad pulsarji. Pridružite se nam, ko bomo zaokrožili najnovejšo serijo bizarnih svetov.

Razstavne opombe

Vroči Jupiters & amp Pulsar Planets

    V iskanju drugih svetov & # 8211 veliko informacij o trenutnih tehnikah iskanja planetov
  • Alexander Wolszczan & # 8217s Pulsar Planets stran & # 8211 prirejeno iz člankov, objavljenih v Revija Nebo in teleskopOdkrijte revijo & # 8211 januar 2007

Rjave pritlikave zvezde

Prepis: Vroči Jupitri in planeti Pulsar

Fraser Cain: Prejšnji teden smo govorili o različnih načinih, kako astronomi z različnimi vrstami tehnik najdejo zunajsolarne planete. Ta teden smo želeli govoriti o dejanskih vrstah planetov, ki so jih odkrili. Nekdaj so astronomi pričakovali, da bodo vrste sončnih sistemov, ki jih bodo našli, zelo podobne sončnim sistemom, v katerih živimo, in temu ni bilo tako.

Dr. Pamela Gay: To je pravzaprav ena od teh stvari, kjer, ne glede na to, kako se sliši nenavadno, naš sodobni model oblikovanja sončnega sistema sega vse do leta 1755 in Immauela Kanta, ki je prišel do nebularne hipoteze. Do nedavnega (s spremembami skozi čas) so vsi rekli, da tvorijo sončni sistem, vzamejo velikanski oblak plina in ga nekako motijo ​​(recimo, bližnja supernova ugasne in jo potisne), začne se rušiti, začne se vrtenje, na koncu dobite sploščen prašni disk, v katerem nastajajo planeti. Prašni disk je najtoplejši v bližini zvezde in tam & # 8217, kjer nastajajo kamniti planeti, ker tam izparijo vsi plini. Ko preidete določeno razdaljo, obstaja črta, ki jo imenujemo črta zmrzali. Mimo te črte ste sposobni priti do plinastih planetov.

Torej smo imeli na podlagi teorije lastnega sončnega sistema ta zelo ločen teoretični model, za katerega smo mislili, da bi morali izgledati sončni sistemi: imate zvezdo, kamnite planete znotraj, plinaste planete zunaj in mi hranimo vse kosi ledu v zunanjem delu sončnega sistema.

Nato smo začeli iskati planete okoli drugih zvezd in se nujno ne ujemajo z našimi modeli. Prizadevamo si spremeniti ta model, da upoštevamo vroče Jupitre, ki jih najdemo v bližini zvezd, da upoštevamo dejstvo, da okoli pulsarjev obstajajo planeti.

Fraser: Kakšne planete so do zdaj odprli?

Pamela: Prvi planet okoli druge zvezde je leta 1992 dejansko našel Aleksander Wolszczan okoli pulsarja. Je & # 8217s radijski astronom na Penn State University. Meril je čas impulzov, ki prihajajo iz zelo hitro vrtljive nevtronske zvezde. Ugotovil je, da utripi med seboj niso bili v popolnem ritmu. Včasih se je zdelo, da so prispeli malo prezgodaj, včasih pa se je zdelo, da so prispeli nekoliko prepozno. To je pomenilo, da je nekaj, kar je povzročilo, da se je razdalja pulsarja od nas zelo malo spremenila, zato je bil pulsar včasih nekoliko bolj oddaljen in ti impulzi so morali potovati naprej, da so prišli do nas (in so bili zato upočasnjeni), ali včasih pulsar je bil malo bližje.

Edini način, kako razložiti tovrstno drobno gibanje v pulsarju, je bil reči, da mora tam obstajati planet, ki je pulsar drl okoli. Od takrat smo & # 8217ve še naprej našli planete okoli pulsarjev. Pravzaprav je Alex Wolszczan dokaj nedavno spet našel miniaturni sistem, v katerem obstajajo štirje različni planeti, za katere se zdi, da tvorijo polovični model sončnega sistema, kjer imate planete, pomanjšane z razmiki, sorazmernimi z Merkurjem, Venero in Zemljo , nato pa na zunanjih robovih tega pulsarskega sončnega sistema obstaja še en planet. Torej jih še vedno najdemo.

Fraser: Ko pravijo planet, mora izraz uporabljati precej ohlapno.

Pamela: To so majhni koščki. Ne moremo reči, ali izrecno izpolnjujejo vsa merila, določena z IAU. Ne vemo, ali v orbitah, v katerih so, obstajajo še manjši kosi stvari. Te majhne, ​​zelo skalnate stvari niso nastale iz prvotnega plina in prahu, ki ga je zvezda na koncu stlačila do nevtrona zvezda, ki je nastala iz. Namesto tega mislimo, da so nastali iz plina in prahu, ki ju je pregnala supernova, ki je tvorila pulsar.

V bistvu začnete z velikansko zvezdo. Velikanska zvezda je v svoji življenjski dobi dosegla kritično točko. Ne more več ustvarjati lastne energije, zato eksplodira kot supernova. Ko eksplodira kot supernova, izbruhne zunanje plasti zvezde naokoli. Zdi se, da se del tega plina in prahu, ki se izloča iz supernove, združi v planete pulsarjev.

Po izbruhu atmosfere se jedro te zvezde sesede in tvori nevtronsko zvezdo, zvezdo, ki je tako gosta, da protoni in elektroni ne morejo več ostati ločeni in se združijo v nevtrone. Torej imate ta zelo kompakten predmet, ki se vrti super hitro in okoli njega ostanki nekdanje zvezde tvorijo nove svetove.

Ni ravno tako, kot ga najdete v našem sončnem sistemu.

Fraser: Ne, potem pa so nekaj let kasneje ljudje začeli pojavljati tiste, za katere bi lahko menili, da so planeti & # 8220real & # 8221.

Pamela: Točno tako. Leta 1995 je švicarska ekipa pod vodstvom Michaela Župana in Diedlerja Queloza iz Ženeve objavila, da je # 8217d našla planet, ki hitro kroži okoli bližnje zvezde 51 Pegaz. To ni bilo podobno vsemu, kar je kdo pričakoval, da bo našel. Bil je planet, podoben masi Jupitru, vendar z orbito, ki je bila manjša od Merkurja. To ni bilo nekaj, kar je kdo pričakoval, da bo kdaj našel. Nenadoma so morale vse naše formacije sončnega sistema upoštevati, kako doseči, da so planeti v bistvu na vrhu svojih zvezd, ko so plinasti planeti.

Fraser: Prav, astronomi so pričakovali, da bodo to skale in kamniti planeti, kot je Zemlja, nato pa plinasti planeti, nato pa ledeni planeti, vsi lepi in mirni, a ne.

Pamela: Vse se je vljudno postavilo v vrsto, razvrščeno glede na vrsto oddaljenosti od sonca in ne. Vesolje ne želi delati tega, kar pričakujemo.

Fraser: Torej, če bi bili v 51 Pegazu, kaj bi videli? Kako bi bil videti ta planet?

Pamela: Bili smo res vroči in se verjetno stopili ali vsaj izhlapeli. Sonce bi povsem napolnilo nebo. Naše Sonce je ogromno, vendar je daleč stran, zato se zdi, da ima približno četrtino, ki se nahaja na dolžini roke. Če bi bili namesto tega toliko bližje, bi večino časa samo zapolnilo celo nebo.

Za 51 Peg je planet od svoje osrednje zvezde oddaljen le 0,05 AU. Zaradi tega zvezda (ki je zelo podobna našemu Soncu) napolni v bistvu 70 stopinj neba. Predstavljajte si, da se Sonce razteza skoraj od zenita do obzorja, ki si ga lahko predstavljamo zelo spektakularno.

Fraser: Ali astronomi menijo, da je takšna situacija pogosta, ali je to le tisto, kar so lahko našli?

Pamela: Še vedno poskušamo ugotoviti natančne statistične podatke. Trenutno so opazovalne tehnike, ki so bile uporabljene najdlje in najbolj občutljive na vroče Jupitre. So & # 8217občutljivi na orjaške planete, ki so zelo blizu običajnih zvezd. To & # 8217s je predvsem tisto, kar se odločimo pogledati, in to & # 8217s tisto, kar je naša tehnika najbolj sposobna najti. Tam so izbirni učinki.

Začenjamo uporabljati nove tehnike za iskanje planetov okoli drugih vrst zvezd in za iskanje drugih velikosti planetov ter dobivamo vedno več tehnologije, ki lahko najde manjše in manjše planete. Natančni razmerji sicer nismo prepričani, vendar bo prišlo pravočasno.

Fraser: Na začetku smo torej videli ogromno orjaških planetov, ki so bili res blizu svoje domače zvezde. Zdaj, ko se tehnike izboljšujejo, najdemo manjše planete, bolj oddaljene in bolj tiste, za katere bi menili, da so & # 8220normalne & # 8221 orbite.

Pamela: Končno smo začeli iskati skalnate planete. To & # 8217s je morda najbolj prijetna stvar. Dolgo časa smo našli vroče plinske planete, zdaj pa končno začnemo izginjati ledene planete, začeli smo izpostavljati skalnate planete, najden je bil sistem, ki je imel tri planete, spet še vedno v precej tesne orbite.

Naše orbitalno obdobje traja 365 dni, da obiščemo Sonce. Ti planeti imajo orbite le devet dni, 32 dni, 197 dni. So veliko bližje svojemu soncu, vendar imajo mase, ki so le 10-18-krat večje od mase Zemlje. To so stvari, o katerih lahko začnemo razmišljati. Odkrivamo skalnate planete in prav lepo je vedeti, da te stvari obstajajo, le začeti jih moramo iskati in razvijati tehnologijo, da jih bomo dosledno našli.

Tudi mi # 8217 začenjamo najti stvari, za katere nismo povsem prepričani, kako jih upoštevati. Pred kratkim je bil najden planet, ki je imel približno gostoto plute. To ni nekaj, kar bi lahko upošteval kateri koli model nastajanja planetov in tudi sam ni: doslej sta bila najdena že dva. Če želite dobiti gostoto plute, morate biti resnično vroči, bolj vroči, kot pa je bližina zvezde. Zdi se, da ti planeti nekako proizvajajo lastno toploto, kar pa planet ne bi smel početi v velikih količinah.

Fraser: Torej, ko pravijo, da je gostota plute, pravijo, da bi bila to recimo masa Jupitra, vendar veliko večja, bi se torej ta masa razširila na večje območje? Spomnim se, kako sem gledal stare knjige, kot so bile moje stare astronomske knjige, ko sem bil otrok, in so vedno imeli slike Saturna, ki so plavale v vodi?

Ali je Saturn doslednost plute?

Pamela: Ne, to je zmeden del. Da, Saturn je manj gost kot voda, ki ga bo plaval, in je # 8217 velikanska plinska krogla. Ampak obstajajo razlike med pluto in prahom, ki je manj gosto kot voda. Ti planeti so v primeru klobuka P1 (vedno tako domiselno imenovanega planeta) ta svet 1,38-krat večji od polmera Jupitra, zato je & # 8217s en in tretjino širši od Jupitra, vendar & # 8217s samo polovico mase. To & # 8217 ima precej dramatično razliko v tem, koliko mase ste stlačili na kako velikem območju. To je svet z izjemno nizko gostoto.

Če navedemo nekaj številk, je gostota Saturna & # 8217s 70% gostota vode, Jupiter & # 8217s pa približno 30% večja od vode. Ta svet je zgolj 25% gostote vode. To vam kaže, da je veliko manj gost kot Saturn.

Fraser: Kakšne so meje za zemeljski svet, kot je zemlja?

Pamela: Še vedno poskušamo to ugotoviti. Spuščanje do nižjih mas okoli običajnih zvezd (ne okoli pulzarjev) je nekaj, kar še vedno poskušamo ugotoviti, kako to storiti. Najmanjše planete, ki jih trenutno najdemo, najdemo z dogodki mikroobjemanja, kjer planet prehaja pred zvezdo v ozadju in njegov gravitacijski vlek vpliva na svetlobo tega predmeta v ozadju.

Tako smo začeli najti stvari, ki imajo veliko več zemeljskih mas, vendar še nismo povsem prišle do zemeljske mase. Odkrivamo dejansko asteroidne pasove okoli drugih zvezd. Zemlje sicer ne moremo najti, lahko pa najdemo vsaj asteroide in to je še ena precej kul stvar.

Fraser: kako bi lahko videli asteroidni pas? Posamezni asteroidi so veliko manjši od planeta, kot je Zemlja.

Pamela: Vse o vročini. Prah, plin, kamenje vsi (ko jih zvezda segreje) oddajajo toploto. To toploto lahko vidimo kot infrardečo svetlobo. Ko dobite velik prašni pas, velik asteroidni pas okoli zvezde, ga zvezda segreje in nato ga lahko odkrije vesoljski teleskop Spitzer.

Vesoljski teleskop Spitzer je sistematično odkrival asteroidne pasove in celo ledene pasove, ki spominjajo na Kuiperjev pas okoli oddaljenih zvezd. Vse kar iščete je, da iščete odsevano svetlobo, ki odhaja iz velikega pasu predmetov. Nekateri izmed njih so zelo podobni našemu pasu. Pojavijo se okoli zvezd, podobnih starosti kot naše Sonce, in imajo zelo natančno določene robove.

Na primer, zvezda HD69830, je Soncu podobna zvezda, ima asteroidni pas, ki je sicer približno 25-krat masivenejši od našega asteroidnega pasu, toda ta asteroidni pas je zelo natančno opredeljen, kar nam govori o tem & # 8217s verjetno planet v njegovi bližini, ki lahko asteroide potlači ali pase, da ostanejo v lepem, skladnem, natančno določenem pasu, tako kot so Saturnove lune sposobne pastirati obroče v koherentne obroče.

Fraser: Mislim, da bi to bilo takrat, ko bi vedno imeli znanstvenofantastične oddaje, kjer ljudje gredo skozi asteroidni pas in manevrirajo okoli vseh teh asteroidov. To se v našem sončnem sistemu res ne bi zgodilo, vendar bi se temu približali na takem mestu s toliko asteroidi, ki brcajo okoli.

Fraser: Torej je razlika med planetom in zvezdo planet le količina mase. Še posebej pri Jupitru, če bi ves čas kopičili maso na Jupitru, bi sčasoma vžgal kot zvezda. Kako veliki lahko postanejo ti planeti?

Pamela: Tu začnemo začeti velike razprave med astronomi. Če si kvalitativno določimo, kaj je planet in kaj je zvezda, moramo začeti gledati na stvari, kot so mehanizmi za pridobivanje energije. Jupiter is actually generating more energy than it receives from the Sun. If you look at Jupiter, and you measure all the light that you get back at the planet Earth, and then try and account for all that light comes from, you first say, “Jupiter’s a gas ball, it reflects light from the Sun, we know how much sunlight is hitting it, we know its size, we know we should be getting a certain numerical amount of light reflected back at us,” and we get more.

To account for where that more comes from, we think about things like it’s a giant ball of gas that’s slowly condensing. It’s getting smaller over time, and as this happens, as it gravitationally contracts, the gas that is getting squished smaller and smaller together is actually radiating away heat.

So gravitational contraction can produce heat. What else can we have an energy generation mechanism? If you make Jupiter bigger, the deuterium (the hydrogen in it that has a special added neutron), will actually start fusing, and we’ll get deuterium energy production. That’s a very short-lived phenomenon. If we want to get actual hydrogen burning like we have in the Sun, you have to make it even bigger to get enough pressure in the centre of the planet to get the hydrogen to burn and fuse.

At what satge do you start calling something a planet, and start calling something a brown dwarf star? These are things that are still being debated. In the end it’s probably going to come down to at what stage do stars begin to generate their own energy, and do we count it with when they’re just burning deuterium or do we wait and only count them when they start burning hydrogen in their cores.

Fraser: But as always it’s not a specific line you can draw, it’s a grey area that starts even with Jupiter all the way up to something becoming a brown dwarf.

Pamela: Yeah, it’s a complicated question and as everything with Pluto recently demonstrated, trying to come down with a concrete definition is something that gets everyone hot around the collar. Everyone wants to say, “my object is a ___” and if your object is on the boundary and you have a particular opinion it becomes a very emotional battle. You want everything to be logical, but astronomers are still humans and we want to have our own personal, “this is a planet, this is a star” and it’s hard to say, “well, this object is on the boundary”.

Fraser: There was an object recently that was discovered on the boundary.

Pamela: Tako je # 8217. A planet was recently found around the brown dwarf CHXR73. This maybe a planet object is just 12 times the size of Jupiter, and it doesn’t look like it was formed with the brown dwarf star. So this raises the question of if something isn’t formed alongside the star that it orbits, is it a planet? If these two objects each formed out of their own disks of gas and dust and ended up getting gravitationally bound together later, are they still a star and its attached world? We don’t know.

Currently, the Spitzer Space Telescope is going to take a look and see if it can find a disk of dust around the little 12 Jupiter-mass object, and see if perhaps it is quantitatively its own separate star-like, very tiny thing, that might have its own planets forming around it. It’s right on the boundary where we need to have a definition and we just don’t have one right now.

Fraser: One thing that’s been a bit of a controversy is, I know there’s been a discovery recently of something researchers were calling “planimos” which are, I guess, solitary planets not actually going around a star, but actually having their own little mini solar system, completely floating through space.

Pamela: These are very confusing objects. They get more confusing the more of them we find. Sometimes when you’re looking around you find these things that are clearly not big enough to be stars. They’re not orbiting anything, so where did they come from?

If you have multiple stars forming together, you get a lot of weird gravitational interactions going on. It’s been shown, initially by Victor Zebehay, when you get multiple objects gravitationally interacting, you can have a three-body problem where one of the objects gets radically flung out of the system. So it’s possible that when you have multiple stars forming, and planets forming around these multiple stars, that some of the planets can get ejected from the system and end up roaming the galaxy completely on their own.

This seemed like a perfectly reasonable model until recently when astronomers discovered a double system of these planimos, these planetary-mass objects. This was worked on by Ray Jayawardhana. Using ESA’s 3.5m New Technology telescope at La Silla in Chile, he found a pair of these double planetary mass objects floating freely through space. They were bound together gravitationally, but only barely.

It seems hard to imagine how these barely bound together planets could have survived a violent flinging from the parent system they might have been born in. So now we’re trying to figure out how to form loosely bound binary planimos that are freely floating through the galaxy and we’re not quite sure. But that’s what makes astronomy interesting.

Fraser: But if you’ve got a star and you’ve got a disk of material around it, and in that disk various objects are able to come together. I guess the question is couldn’t you have a smaller cloud of gas and dust come together and just not have enough mass to turn into a star, but it could turn into something.

Pamela: And that’s the other argument. Can you collapse down a small disk and have it collapse down to the density of a planet? Models are still working to try and figure that out, and the answer could be yes, and we just need to find one of these things in the process of forming. That’s the neat thing about the Spitzer telescope. It can answer these questions as it looks through the nearby galaxy and looks at areas where stars and planets around them are forming.

Spitzer recently looked at the Orion cloud complex and found nearly 23 hundred planetary disks around stars. These are all places where planets could be forming. Now all we need to do is find a disk that isn’t exactly forming a star, but just might be forming planets instead (and only planets).

Fraser: Awesome. I hope we turn up some more of these planets in the next couple of years. I think the point is we’re in what I call the golden age of astronomy. We’re just getting started, there are so many cool telescopes, there are so many new space telescopes, and a lot of new techniques that are being developed.

Hopefully, five or ten years down the road, this conversation will be completely different. Hopefully we’ll have found a lot more planets that are more like our planet and maybe even we’ll have an idea if there’s life.

Pamela: We’re just getting started. We’ve found over 200 planets, and I’m sure there’s thousands and tens of thousands of them out there to be found yet. We are just now starting to have a firm, statistical understanding of what’s going on, and you need to have the clear observations before you can build clean models, but that’s happening today.

We’re finding things, we’re going to be able to start defining the models, new technologies are being built, being used. Direct detections of planets are going to be happening in the next months, not just the next years. It’s a great time to be.

This transcript is not an exact match to the audio file. It has been edited for clarity.


Fastest-Orbiting Hot Jupiter Zips around Its Star in Just 18.4 Hours

An artist’s impression of the hot-Jupiter exoplanet NGTS-10b and its host star. Zasluga za sliko: Sci-News.com.

NGTS-10 is a K5-type main-sequence star located approximately 1,060 light-years from Earth.

The star is about 10 billion years old, moderately active, and has an effective temperature of 7,461 degrees Fahrenheit (4,127 degrees Celsius).

The newly-discovered planet is a so-called ‘hot Jupiter,’ a Jupiter-like exoplanet orbiting very close to its star.

Named NGTS-10b, the alien world is 1.2 times larger than Jupiter and 2.2 times more massive.

It orbits NGTS-10 with a period of only 18.4 hours (0.767 days), making it the shortest period hot Jupiter yet discovered.

“NGTS-10b orbits its host star at only 4.4 stellar radii,” said University of Warwick astronomer James McCormac and his colleagues from the United Kingdom, Australia, Germany, Chile, and the United States.

“However, as the stellar effective temperature is lower than other ultra-short period hot Jupiter host stars, the level of insolation is also reduced.”

“Therefore, while the period is the shortest yet discovered, the received radiation is significantly less than that of planets such as WASP-18b or WASP-19b.”

NGTS-10b was discovered using the Next Generation Transit Survey (NGTS), an array of twelve 20-cm telescopes at Paranal Observatory in Chile.

Dr. McCormac and co-authors analyzed data collected by a single NGTS camera between September 21, 2015 and May 14, 2016.

“NGTS-10b joins a short list of ultra-short period Jupiters that are prime candidates for the study of star-planet tidal interactions,” they said.

James McCormac et al. 2019. NGTS-10b: The shortest period hot Jupiter yet discovered. MNRAS, in press arXiv: 1909.12424


Gentle or Jumping? The Varied Lives of "Hot Jupiters"

Ever since Swiss astronomers astonished the world by finding a gas-giant planet orbiting close to its star, researchers have wondered how these so-called hot Jupiters arose. None exists in our solar system, where the planetary giants&mdashJupiter, Saturn, Uranus and Neptune&mdashreside in the deep freeze beyond the asteroid belt. Now a surprising discovery is providing fresh insight, suggesting that the more iron a star was born with, the more likely it is that the star's hot Jupiter had a violent past.

"Hot Jupiters are sort of a red flag that our simple picture of how planetary systems form and evolve, which we used to have, is not sufficient," says Rebekah Dawson, a graduate student in astronomy at Harvard University. In that picture, planets arose from a disk of gas and dust around a star and stayed as far from their sun as where they originated.

But not hot Jupiters. Just as the fossil of a tropical plant in Antarctica suggests continental drift, so hot Jupiters reveal that planets can move toward their star. Gas giants form far from their stars, where the protoplanetary disk is so cold that ice condenses and conglomerates into ice-rock-iron cores roughly 10 times more massive than Earth. In our solar system, the gravity of two such cores attracted so much hydrogen and helium that they swelled into the gas giants Jupiter and Saturn, which are 318 and 95 times more massive than Earth. Two other cores failed to accrete much gas and remained smaller they became Uranus and Neptune, the sun's "ice giants," and weigh in at only 14.5 and 17.2 Earth masses.

So a hot Jupiter starts life far from its star and must move inward until it gets hotter than any world in our solar system. But exactly how does the planet move inward? Astronomers once favored a gentle process, in which the protoplanetary disk slowly drags the planet sunward, leaving it on a circular orbit in the plane of the star's equator. In 2008, however, astronomers began finding hot Jupiters with tilted orbits, suggesting instead past violence: The gravity of other gas giants had kicked the Jupiters inward.

Now Dawson has discovered a startling correlation between a star's iron abundance and the planets' orbital shapes that reveals their origins. Because hot Jupiters are close to their stars, stellar tides tug on the planets and make their orbits circular. So she looked instead at gas giants somewhat farther out, where stellar tides are too weak to significantly alter orbital shapes, finding that stars with more iron than the sun tend to have gas giants on much more elliptical paths.

In work to be published in the April 20 issue of the Astrophysical Journal Letters, Dawson and her advisor, Ruth Murray-Clay, explain the finding as follows. If a star and its protoplanetary disk are born with lots of iron and other heavy elements, the cores grow fast, because they consist mostly of these elements therefore, the cores attract hydrogen and helium and give rise to more gas giants. A multitude of gas giants increases the chance that one planet's gravity will fling another sunward, where it becomes a hot Jupiter. In contrast, stars born with less iron may host at most one gas giant, which can move inward only by inching through the disk.

"The result is pretty striking," says Daniel Fabrycky, an astronomer at the University of Chicago. He believes the message is clear: There is more than one way to make a hot Jupiter.

After Dawson posted her work online, Stuart Taylor, an astronomer in Hong Kong, emailed her to say he had discovered the same correlation and presented it last summer at a conference in Beijing. But Taylor thought a star's high iron content might be an effect rather than a cause, because giant planets on elliptical orbits kick other planets into their star, boosting its iron level. "I think that our explanations are really complementary," Taylor says, because both processes may operate: An iron-rich star has more gas giants, causing more planets to crash into their sun.

In any event, it's a good thing "our" Jupiter stayed put. "No matter how a gas giant moves in, it's probably bad news for any small, Earth-sized planets that are in its way," Dawson says. "They would most likely get scattered into the sun."

Indeed, if the sun had been born with more iron, Uranus and Neptune might have grown into gas giants&mdashand catapulted Jupiter or Saturn into our corner of the solar system.


A Warm Jupiter around an Evolving Star: Exploring Planet Migration

Naslov: TAPAS IV. TYC 3667-1280-1 b – the most massive red giant star hosting a warm Jupiter
Avtorji: A. Niedzielski, E. Villaver, G. Nowak, M. Adamów, G. Maciejewski, K. Kowalik, A. Wolszczan, B. Deka-Szymankiewicz, M. Adamczyk
First Author’s Institution: Toruń Centre for Astronomy, Nicolaus Copernicus University, Toruń, Poland
Status: Accepted by A&A

Planetary systems are dynamic places. Some planetary orbits change over time, moving the planet either closer in towards the star or further out. Not only that, but the stars in the centre of planetary systems will eventually evolve off the main sequence, growing into giants and then, in most cases, collapsing into white dwarfs. This can significantly change the planetary system as a whole, in some cases leading to planets being swallowed by their host stars or ejected from the system. Of course, these changes occur over timescales of millions to billions of years.

There has recently been a spike of interest in what happens to planets as their host star evolves, inspired by the discovery of a system of disintegrating planets around a white dwarf. Today’s paper introduces TYC 3667-1280-1, a Jupiter-mass exoplanet whose host star is in the process of evolving into a giant. The authors believe that the planet is of interest not only because of its evolving host, but also because of the planet’s potentially revealing migration history.

Planets of Jupiter mass, like TYC 3667-1280-1, are thought to form far out in the system, where there is more material from which they can form. However, we have seen many Jupiter-mass planets which are incredibly close to their host star, often much closer than the Earth is to the Sun. Consequentially these systems have very short orbital periods. The so-called “hot Jupiters” have orbits shorter than 10 days, while “warm Jupiters” have orbits of 10-100 days (compare this to Jupiter’s orbital period of 12 years).

How did these planets end up so close to their host stars? Warm and hot Jupiters may have travelled inwards by different means. Jupiter-mass planets can migrate inwards by being gravitationally pushed to high eccentricities (highly elliptical orbits). However, many systems in both classes have orbits with very low (their orbits are almost perfect circles). In hot Jupiters, the planet’s orbit can be “circularised” again by the gravitational pull of the star — however, this doesn’t work as well across the distances at which warm Jupiters orbit. How, then, do we explain the low eccentricities in some warm Jupiters?

There’s also a second mystery around warm Jupiters. We see fewer hot and warm Jupiters around evolved or evolving stars than we do around main sequence stars. For hot Jupiters this is easily explained: for most of these systems, the planet is close enough to have been swallowed by its host star. However, warm Jupiters are further out from their stars, and so we would expect them to last longer than they seem to.

Both of these problems might be explained by an effect known as the Kozai-Lidov mechanism. This is a tidal effect that occurs in hierarchical three-body systems – that is, systems in which two of the bodies (in this case, a star and a planet) are in a tight orbit around each other, with a third object in a wider orbit around the two (a potentially unseen companion such as a brown dwarf). If the orbit of the outer object is tilted relative to the orbits of the inner binary, the gravity of the outer object pulls on the inner pair in such a way that the eccentricity of their orbits fluctuates. (For more detail on the Kozai-Lidov mechanism, see Erika Nesvold’s section in this astrobite.) The low-eccentricity warm Jupiters that we see could simply be those in a low-eccentricity phase of these fluctuations.

Conversely, when the planet fluctuates up to a highly eccentric orbit it will pass much closer to its host star, causing it to be swallowed by the expanding star much earlier than it would be if there were no Kozai-Lidov mechanism in play. In fact, for a sample system their simulations showed the planet might be swallowed by the time the star grew to 5 solar radii, compared to 40 solar radii for the same system with no Kozai-Lidov mechanism.

Enter TYC 3667-1280-1, whose star has a radius of 6.3 solar radii — putting it just inside the range of what should have been swallowed if the Kozai-Lidov mechanism is at work in this system. In other respects TYC 3667-1280-1 appears to be a typical warm Jupiter, having the low eccentricity (0.036 in this case) that could imply the Kozai-Lidov mechanism is at work. Further studies of TYC 3667-1280-1 could help clear up this seeming conflict, as well as helping us to understand the Kozai-Lidov mechanism further.

Figure 1: Radial velocity curve of the star of TYC 3667-1280-1, showing an almost perfectly circular orbit (eccentricity is 0.036). The orbital period of this system is 26.5 days, and the maximum mass of the planet is 5 Jupiter masses. This image is Figure 1 from today’s paper.