Ero sivun ”Eksentrinen jupiter” versioiden välillä

6 485 merkkiä poistettu ,  3 kuukautta sitten
lähteetöntä pois (korjattavat 2012), lähteet tarvitsee päivityksen
(eksenrinen jupiter ei ole tähti)
(lähteetöntä pois (korjattavat 2012), lähteet tarvitsee päivityksen)
{{Korjattavat 2012|931}}
[[Kuva:PlanetQuest-HD96167b.png|thumb|right|300px|Eksentrinen jupiter on suuri [[Jättiläisplaneetta|kaasupitoinen planeetta]], joka kiertää keskustähteään soikealla radalla.]]
 
'''Eksentrinen jupiter''' on tähteä soikealla radalla kiertävä suuri [[jättiläisplaneetta]]. Eksentrisen jupiterin massa on monesti [[jupiter|Jupiterin]] massan luokkaa tai massiivisempi. Kaasupitoiset [[eksentrisyys|eksentriset]] jupiterit kiertävät yli 0,2 AU:n päässä keskustähdestään.
 
Niiden arvellaan syntyneen siten, että hyvin massiiviset planeetat häiritsivät toistensa ratoja, ja vain osa jäi kiertämään planeettaa soikeille radoille joidenkin karatessa pois. Monia muitakin syntytapoja on ehdotettu. Eksentriset jupiterit ovat [[eksoplaneetta|eksoplaneettalöydöissä]] tavallisia. Epäillään, ettei eksentrisiä jupitereita omaavilla tähdillä ole Maan tyyppisiä [[elinkelpoinen planeetta|elinkelpoisia planeettoja]], koska soikealla radalla kiertävät suurimassaiset kaasujättiläiset ajavat pienemmät planeetat soikeille tai vaihteleville radoille, tai jopa ajavat ne pois keskustähden piiristä.
 
[[Kuva:HD80606b Orbit.gif|thumb|right|HD 80606b:n radan soikeus on harvinaisen suuri 0,93.]]
 
Eksentrisillä'''Eksentrinen jupitereillajupiter''' eion oletähteä kiinteääsoikealla pintaa,radalla vaankiertävä niistäsuuri näkyy[[jättiläisplaneetta]]. kaasukehänEksentrisen pilvetjupiterin massa on monesti [[jupiter|Jupiterin]] massan luokkaa tai massiivisempi. PilvienKaasupitoiset [[eksentrisyys|eksentriset]] jupiterit kiertävät yli 0,2 AU:n päässä keskustähdestään. Alle 0,1 AU päässä keskustähdestään olevien [[Eksoplaneetta|eksoplaneettojen]] allarata on vetymerilähes jaaina planeetanmelkein jäinenympyrä<ref>[http://exoplanets.org/ecc.html jaORBITAL kivinenECCENTRICITES] ydinG. EksentrisenMarcy, jupiterinP. pilvissäButler, tapahtuuD. vuodenaikojenFischer, mukaanS. huomattaviaVogt lämpötilan20.9.2003</ref> vaihteluitatähden aiheuttamien vuorovesivoimien takia. Eräällä hyvin soikealla radalla kiertävällä planeetalla, [[HD 80606b]]:llä, tapahtuu planetan ollessa lähellä tähteään vain 6 tuntia kestävä lämpötilan syöksynomainen nousu 527:stä 1227 asteeseen planeetan kiertäessä keskustähteään 111 päivän jaksossa<ref>[http://news.nationalgeographic.com/news/2009/01/090128-exoplanets-hot-flashes.html Eccentric Exoplanet Gets Hot Flashes] Page 1 Victoria Jaggard National Geographic News 28.1.2009. {{vanhentunut linkki}}</ref><ref>[http://news.nationalgeographic.com/news/2009/01/090128-exoplanets-hot-flashes_2.html Eccentric Exoplanet Gets Hot Flashes] Page 2 Victoria Jaggard National Geographic News 28.1.2009 {{vanhentunut linkki}}</ref>. Eksentristen jupiterien massa on yleensä alle viisi Jupiterin massaa, mutta voi olla jopa 20 Jupiterin massaa. Suurimmat "eksentriset jupiterit" ovat silloin käytännössä [[ruskea kääpiö|ruskeita kääpiöitä]], jollaisen massan alaraja on 13 Jupiterin massaa.
Eksentrisien jupiterien olemassaoloa muilla tähdillä on spekuloitu pitkään,
on esimerkiksi väitetty pitkään joillain tähdillä olevan [[planeetta|planeettoja]], jotka huojuttaisivat näkyvästi keskustähtiään. Tämä huojuminen olisi näkynyt [[valokuvauslevy]]illä [[tähti|tähden]] paikan muutoksina, mutta [[mittatarkkuus]] on heikko ja antaa tilaa arvailuille. ”Nykyiset” todelliset eksentriset jupiterit havaitaan [[spektroskooppi|spektroskoopilla]] mittaamalla niitten vetovoimavaikutus keskustähteen.
 
Eksentrisillä jupitereilla ei ole kiinteää pintaa, vaan niistä näkyy kaasukehän pilvet. Pilvien alla on vetymeri ja planeetan jäinen ja kivinen ydin. Eksentrisen jupiterin pilvissä tapahtuu vuodenaikojen mukaan huomattavia lämpötilan vaihteluita. Eräällä hyvin soikealla radalla kiertävällä planeetalla, [[HD 80606b]]:llä, tapahtuu planetan ollessa lähellä tähteään vain 6 tuntia kestävä lämpötilan syöksynomainen nousu 527:stä 1227 asteeseen planeetan kiertäessä keskustähteään 111 päivän jaksossa<ref>[http://news.nationalgeographic.com/news/2009/01/090128-exoplanets-hot-flashes.html Eccentric Exoplanet Gets Hot Flashes] Page 1 Victoria Jaggard National Geographic News 28.1.2009.</ref><ref>[http://news.nationalgeographic.com/news/2009/01/090128-exoplanets-hot-flashes_2.html Eccentric Exoplanet Gets Hot Flashes] Page 2 Victoria Jaggard National Geographic News 28.1.2009</ref>. Eksentristen jupiterien massa on yleensä alle viisi Jupiterin massaa, mutta voi olla jopa 20 Jupiterin massaa. Suurimmat "eksentriset jupiterit" ovat silloin käytännössä [[ruskea kääpiö|ruskeita kääpiöitä]], jollaisen massan alaraja on 13 Jupiterin massaa.
 
== Tilastoja ==
 
Eksentrisen jupiterin radan soikeus on yli 0,1 ja etäisyys ainakin 0,15 AU keskustähdestään. Alle 0,1 AU päässä keskustähdestään olevien eksoplaneettojen rata on lähes aina melkein ympyrä<ref>[http://exoplanets.org/ecc.html ORBITAL ECCENTRICITES] G. Marcy, P. Butler, D. Fischer, S. Vogt 20.9.2003</ref> tähden aiheuttamien vuorovesivoimien takia. Noin 7%:lla [[Aurinko|Auringon]] tyyppisistä tähdistä on eksentrisiä jupitereita. Noin 0,1 AU;n päästä lähtien planeettojen ratojen soikeus kasvaa kaavan de/dlog a = 0,2 AU<sup>-1</sup> mukaan. Tyypillisen yli viiden päivän jaksossa kiertävän eksoplaneetan eksentrisyys on keskimäärin 0,23. Kun oli löydetty 200 eksoplaneetta, näistä 15:n eksentrisyys oli yli 0,6 eli hyvin suuri.
 
== Syntyteorioita ==
 
Edward Thommesin tutkimusten mukaan suurimassaisesta, pienisitkoisesta [[Esiplanetaarinen kiekko|esiplanetaarisesta kiekosta]] syntyy suuria jättiläisplaneettoja soikeille, epävakaille radoille<ref>Leena Tähtinen, Chris Flynn, Esko Valtaoja: Universumi tietokoneessa. Ursan julkaisuja 118, Ursa ry Helsinki 2009, Gummerus kirjapaino OY Jyväskylä 2009, ISBN 978-952-5329-81-0, s. 120.</ref>.
[[planeettakuntien synty|Planeettakunnat syntyvät]] nykynäkemyksen mukaan pienistä kappaleista ja kaasusta koostuvasta [[esiplanetaarinen kiekko|esiplanetaarisesta kiekosta]] tiivistymällä.
 
On oletettu, että eksoplaneettojen soikeus olisi kasvanut vetovoimavuorovaikutuksessa [[planetesimaali|planetesimaaleista]] koostuvan [[esiplanetaarinen kiekko|kiekon]] kanssa. Tällöin kiekko olisi ollut Aurinkokunnan kiekkoa massiivisempi. Toinen oletus on se, että hyvin massiiviset jupiterit alkoivat häiritä toistensa ratoja sen jälkeen kun niiden muodostamaa järjestelmää vakauttanut [[esiplanetaarinen kiekko|esiplanetaarinen]] kaasu oli hävinnyt. Tämä johti kaoottisten ratojen vallitessa pudotuspeliin jossa planeetat törmäilivät toisiinsa ja osa saattoi sinkoutua planeettakunnasta pois.<ref name="star-www">{{Verkkoviite | Tekijä= | Nimeke= Exoplanets AS3012 lecture notes | Ajankohta= | Osoite= http://star-www.st-and.ac.uk/~iab1/teaching/lecnotes/exoplanets/exoplanf10.pdf| Julkaisija= | Viitattu= 28. toukokuuta 2007| Kieli={{en}} }} {{vanhentunut linkki}}</ref>. Näin jäi jäljelle planeettoja, joiden rata oli pahoin häiriintynyt.
Edward Thommesin tutkimusten mukaan suurimassaisesta, pienisitkoisesta esiplanetaarisesta kiekosta syntyy suuria jättiläisplaneettoja soikeille, epävakaille radoille<ref>Leena Tähtinen, Chris Flynn, Esko Valtaoja: Universumi tietokoneessa. Ursan julkaisuja 118, Ursa ry Helsinki 2009, Gummerus kirjapaino OY Jyväskylä 2009, ISBN 978-952-5329-81-0, s. 120.</ref>.
 
Planeettojen ratojen epävakauteen vaikuttaa niiden välinen etäisyys. Jos esiplanetaarisessa kiekossa on paljon ainetta, planeettoja syntyy helpommin lähelle toisiaan. Epävakaita ratoja on, jos kaukaisempi planeetta on alle 1,3 kertaa niin kaukana kuin läheisempi. Silloin ratojen erotus Δ on 0,3. Aurinkokunnassammehan tämä suhde on noin 1,5–1,6. Pitkällä tähtäimellä rata on epävakaa, jos Δ = 2,4*pow(q1,1/3) + pow(q2,1/3), jossa q1 ja q2 ovat planeettojen [[periheli]]etäisyydet.<ref name="star-www"/>.
On oletettu, että eksoplaneettojen soikeus olisi kasvanut vetovoimavuorovaikutuksessa [[planetesimaali|planetesimaaleista]] koostuvan [[esiplanetaarinen kiekko|kiekon]] kanssa. Tällöin kiekko olisi ollut Aurinkokunnan kiekkoa massiivisempi. Toinen oletus on se, että hyvin massiiviset jupiterit alkoivat häiritä toistensa ratoja sen jälkeen kun niiden muodostamaa järjestelmää vakauttanut [[esiplanetaarinen kiekko|esiplanetaarinen]] kaasu oli hävinnyt. Tämä johti kaoottisten ratojen vallitessa pudotuspeliin jossa planeetat törmäilivät toisiinsa ja osa saattoi sinkoutua planeettakunnasta pois.<ref name="star-www">{{Verkkoviite | Tekijä= | Nimeke= Exoplanets AS3012 lecture notes | Ajankohta= | Osoite= http://star-www.st-and.ac.uk/~iab1/teaching/lecnotes/exoplanets/exoplanf10.pdf| Julkaisija= | Viitattu= 28. toukokuuta 2007| Kieli={{en}} }}</ref>. Näin jäi jäljelle planeettoja, joiden rata oli pahoin häiriintynyt.
 
Planeettojen ratojen epävakauteen vaikuttaa niiden välinen etäisyys. Jos esiplanetaarisessa kiekossa on paljon ainetta, planeettoja syntyy helpommin lähelle toisiaan. Epävakaita ratoja on, jos kaukaisempi planeetta on alle 1,3 kertaa niin kaukana kuin läheisempi. Silloin ratojen erotus Δ on 0,3. Aurinkokunnassammehan tämä suhde on noin 1,5–1,6. Pitkällä tähtäimellä rata on epävakaa, jos Δ = 2,4*pow(q1,1/3) + pow(q2,1/3), jossa q1 ja q2 ovat planeettojen [[periheli]]etäisyydet.<ref name="star-www"/>.
 
Eräiden teorioiden mukaan varsinkin hyvin soikeille radoile syntyneiden "jupitereiden" syntyhistoria eroaa tavallisen jättiläisplaneetan historiasta. Niinpä on oletettu eksentrisen jupiterin radan soikeuden syntyneen joissain tapauksissa [[kaksoistähti|kaksoistähdessä]] seuralaistähden vetovoiman takia. Myös voidaan ajatella planeettakunnan syntyvaiheessa läheltä ohi kulkevan tähden häirinneen planeettojen ratoja soikeiksi, tai jopa rikkoneen kaksoistähden joka synnytti "jupiterien" soikeat radat.
 
Näiden kappaleiden syntyä selitetään muun muassa [[kiekkoepävakaisuus|kiekkoepävakaisuusteorialla]], jossa osa esiplanetaarisesta kiekosta kutistuu nopeasti planeetaksi oman painovoimansa takia. ToisetJotkut selittävät massiivisten eksentristen jupitereiden syntyvän jo tähden ja planeetat synnyttäneessä tähtienvälisessä pilvessä kutistumalla silloin, kun niiden keskustähti on vasta syntymässä<ref>[http://www.google.fi/search?q=eccentric+jupiter&hl=fi&client=firefox-a&channel=s&rls=org.mozilla:fi:official&ei=MP1wTIK4F9DaOKHb2dkK&start=10&sa=N On the formation of eccentric superplanets] Pavel Artymowitz 1995 {{parempi lähde}}</ref>.
Joidenkin mielestä hyvin soikeilla radoilla kiertävät hyvin massiiviset jupiterit ja ruskeat kääpiöt eivät synny samalla tavoin kuin muut aurinkokunnan kappaleet.
Näiden kappaleiden syntyä selitetään muun muassa [[kiekkoepävakaisuus|kiekkoepävakaisuusteorialla]], jossa osa esiplanetaarisesta kiekosta kutistuu nopeasti planeetaksi oman painovoimansa takia. Toiset selittävät massiivisten eksentristen jupitereiden syntyvän jo tähden ja planeetat synnyttäneessä tähtienvälisessä pilvessä kutistumalla silloin, kun niiden keskustähti on vasta syntymässä<ref>[http://www.google.fi/search?q=eccentric+jupiter&hl=fi&client=firefox-a&channel=s&rls=org.mozilla:fi:official&ei=MP1wTIK4F9DaOKHb2dkK&start=10&sa=N On the formation of eccentric superplanets] Pavel Artymowitz 1995</ref>.
 
== Eksentriset jupiterit ja elinkelpoiset planeetat ==
 
Epäillään, ettei eksentrisiä jupitereita sisältävissä planeettakunnissa voi olla ainakaan [[Maapallo|Maan]] tyyppisiä [[elinkelpoinen planeetta|elinkelpoisia planeettoja]]. Tämä johtuu siitä että varsinkin soikealla radalla kiertävä suurimassainen planeetta häiritsee vetovoimallaan tehokkaasti muiden planeettojen ratoja. Pahimmassa tapauksessa tapauksessa eksentrinen jupiter ajaa Maan tyyppisen planeetan syöksymään keskustähteensä. Tällöin elinkelpoinen planeetta lakkaa olemasta. Eksentrinen jupiter voi myös ajaa joko Maan tyyppisen planeetan vetovoimallaan pois tähden vaikutuspiiristä. Tällöin planeetta jäätyy ja sen radioaktiivisen lämmön loppuessa toiveet planeetan elinkelpoisuudesta häviävät. Tällöinkin joku elämänmuoto saattaisi ottaa energiaa himmeästä tähtien ja galaksien valosta.
 
Lievemmässä tapauksessa eksentrinen jupiter tai jupiterit muuttavat [[maa|Maan]] tyyppisen planeetan radan soikeaksi tai epäsäännölliseksi. Tällöin planeetan pintalämpötilat vaihtelevat rajusti. Välillä saattaa vesi kiehua, välillä olla hyvin kylmää. Tämä ainakin vaikeuttaa elämän oloa planeetalla tai tekee sen käytännössä mahdottomaksi. Varsinkin ihmisten tyyppinen elämä on vaatelias pintalämpötilan suhteen. Monikaan eliö ei elä yli 50 asteen lämpötilassa. mutta alle –50 °C keskilämpötila jäädyttää koko maapallon. Ilmakehä ja vesikin saattaa atomeiksi hajoavana höyrynä karata avaruuteen planeetalta, joka käy säännöllisin välein lähellä keskustähteään. Mutta esimerkiksi [[bakteeri|bakteerit]] voivat vaipua horrokseen. Tällöin soikealla radalla kiertävällä Maan tyyppisellä planeetalla voisi olla elämää joka on aktiivinen vain tiettyinä vuodenaikoina, jolloin lämpötila planeetan pinnalla on sopiva. Muuna aikana elämä saattaisi olla kaivautuneena pinnan alle tai kuumuutta kestävissä itiömäisissä kapseleissa. Toinen vaihtoehto on elämä joka muuttolintujen tavoin muuttaa pallonpuoliskolta tai leveysasteelta toiselle planeetan etäisyyden mukana vaihtelevan lämpötilan mukaan. Myös niin sanotun [[Gaia-hypoteesi|Gaia-hypoteesin]] mukaan planeetalla voi kehittyä elämänmuotoja jotka [[päivänkakkaramaailma|säätelevät planeetan pintalämpötilaa]]. Vesimaailmassa saattaa olla meren pohjalla melko tasainen lämpötila, vaikka lämpötila pinnalla vaihtelisikin.
 
== Hyvin eksentrisiä jupitereita ==
 
{| class="wikitable sortable"
|-
! Pianeetta
! [[Radan isoakselin puolikas|Etäisyys tähdestä ''a'']]
! [[Eksentrisyys|''e'']]
! [[Jupiterin massa|M<sub>J</sub>]]
! Muuta
|-
|[[54 Piscium b|HD 3651 b]]
|0.29
|0.61
|0.22
| <!--Potrebbe permettere pianeti a 0,6 UA od oltre.-->
|-
|[[HD 37605 b]]
|0.26
|0.73
|2.84
| <!--Potrebbe permettere pianeti a 0,8 UA od oltre.-->
|-
|[[HD 45350 b]]
|1.92
|0.77
|1.79
| <!--Orbita stabile solo a meno di 0,2 UA.-->
|-
|[[HD 80606 b]]
|0.45
|0.93
|4.0
| <!--Solo oltre 1,75 UA.-->
|-
|[[HD 89744 b]]
|0.93
|0.67
|8.58
| <!--Nessun pianeta nella zona abitabile.-->
|-
|[[16 Cygni Bb]]
|1.68
|0.68
|1.68
| <!--Nessun pianeta nella zona abitabile.-->
|}
 
==Katso myös==
64 079

muokkausta