熱い木星の運命について現在受け入れられている理論は何ですか？

多くのホットジュピターの主な特徴の1つは、親星に近接していることです。これは通常、水星の軌道内にあるのと同等です。そのため、これらの惑星はガスの巨人であり、非常に暑いのです（したがって、そのカテゴリーです）。

しかし、いくつかの発見により、これらの惑星の運命は何かという疑問が生じています。

例1：HD 209458b別名「オシリス」

NASAのページ「Dying Planet Leaks Carbon-Oxygen」によると、オシリスは「蒸発」以上のことを行っており、地球から検出された惑星の背後にあるエンベロープ内の水素と並んで炭素、酸素が漏れています。炭素と酸素の重要性は記事から述べられています：

木星と土星では炭素と酸素が観測されていますが、大気中のメタンと水は常に結合した形になっています。HD 209458bでは、化学物質は基本的な要素に分解されます。しかし、木星や土星では、元素としても、大気中の低い位置に見えません。それらがHD 209458bの上層大気で見えるという事実は、大気の「吹き飛ばし」が起こっていることを裏付けています。

オシリスは「ホット木星の蒸発速度とクトニアン惑星の形成」（Hebard et al。2003）で定義されている、クトニアンとして知られる系外惑星の仮説クラスになる可能性が高いと記事に述べられています。

かつての熱い木星の残留中心核で作られた新しいクラスの惑星

これらのサイズは地球と似ていますが、かなり密度が高くなります。

例2：CoRoT-7b

NASAの記事「ほとんどの地球のような太陽系外惑星はガス巨人として始まった」によると、CoRoT-7bは熱い木星が通常見つかる地球サイズの惑星であり、

地球よりも星のほぼ60倍近くにあるため、星は太陽の私たちの空よりも360倍も大きく見えます」と、ジャクソンは言いました。 CoRoT-7bのサイズ（地球より70％大きい）と質量（地球の4.8倍）は、世界がおそらく岩の多い物質でできていることを示しています。

日中の気温が高いということは、惑星の星に面している側が溶けそうであり、どんなにつらい大気も吹き飛ばされることを意味します。科学者たちは、多くの地球質量が蒸発したかもしれないと推定しています。また、質量が減少することで、惑星が星の近くに引き寄せられ、より多くの物質が蒸発し、質量が減少しているようです。

記事の科学者の要約：

いずれにせよ、この惑星は私たちの目の前で消えていると言えます」

質問

これらは可能なプロセスの2つの例にすぎないため、問題は、熱い木星系外惑星の運命に関して現在受け入れられている理論は何ですか？

これが、太陽系に熱い木星が存在しない理由でもありますか？

これは、「ホットジュピター」が実際に定義されているものに大きく依存するという点で、かなり負荷の高い質問です。「ホット」とは何ですか？「ジュピター」とは何ですか？現実には、惑星の質量とその親星からの距離が連続しており、文献には「熱い海王星」、「熱い土星」などへの言及がよく見られます。

巨大な惑星がどのように形成されるかについての支配的な理論は、水が固体になる親星からの距離である氷線を越えて岩と氷から最初に合体するということです。この距離は、火星が現在の太陽系にあるおおよその距離です。どのような「高温ガス惑星」についての驚きだことは、彼らが発見されたということです以内に大幅以内に、この氷のライン。これは、コアを形成した後、いくつかの現在未定のプロセスを介してホスト星の近くに移動したことを意味します（いくつかの良い候補がありますが、今のところ、これらのプロセスの少なくとも1つが動作していることをホット惑星の存在が示すと仮定しましょうかなり定期的に）。

そして、「ホット」という言葉はどうですか？さて、親星に最も近い惑星については、半径の異常があることが知られています。これらの惑星の半径は、ホスト星によって照射された巨大な惑星構造のモデルが予測するよりもかなり大きいです。したがって、標準モデルで予測されるものよりも半径が大きいガス巨人として「ホット」惑星を定義します。

いくつかの定義が邪魔にならないようになったので、サバイバルの問題があります。巨大な惑星が親星の近くにあるとき、それらはひどくロックされます。その結果、巨大な惑星の表面で散逸的に散逸されるエネルギーはほとんどなく、惑星の形状は固定され、内部運動はほとんどありません。しかし、巨大惑星はホスト星にも潮を流し、1,000倍以上の質量で物体のスピンを変化させるのに多くの角運動量を必要とするため、ホスト星は潮流に拘束されることはほとんどありません彼らの最も近い惑星。

エネルギーが星の中で散逸する割合は非常に不確かであり、この不確実性は通常、品質係数であるファッジパラメータ「Q」に一掃され、より低い品質係数はより多くの散逸を反映します。「Q」は、私たち自身の太陽系（つまり地球と木星）の特定の天体といくつかの恒星の連星で測定されますが、天体の天体は10から10 ^ 8の範囲で天体ごとに大きく変動します。

惑星が今日観測されるために生き残るかどうかは、Qによって決定される軌道崩壊時間がシステムの年齢と比較してどれだけ長いかに依存します。WASP-12bやWASP-19bなど、高度に膨張したホットジュピターを特徴とする一部のシステムでは、Qは十分に小さく、驚くほど短い時間（<10 ^ 7年）でホストスターに落ちると推定されます。

もう1つの可能性は、惑星に蓄積された膨大な量の熱によって岩石/氷のコアを取り囲むガスが吹き飛ばされることです。巨大な惑星の核は、岩の多い惑星よりもホスト星から遠くに形成されるため、これにより、鉄がやや不足している比較的低密度の惑星が残ります。この方法で大気の大部分を失った結果として生成された可能性のある近接した海王星質量オブジェクトの候補がいくつかあります（例：GJ3470b）。

私たち自身の太陽系に関しては、熱い木星の形成は、太陽の近くに移動したときに、太陽系が破壊された可能性があります。これは、内部の惑星の軌道を激しく乱すためです。さらに、この巨大な惑星からの金属が豊富な物質の付加により、太陽は金属で強化される可能性が高いでしょう。他の惑星が形成される前に、太陽系に熱い木星があった可能性はありますが、現時点ではありそうもないようです。