Warm Neptunus
’n Warm Neptunus[1] is ’n soort reuseplaneet met ’n massa soortgelyk aan dié van Uranus of Neptunus wat naby aan sy ster wentel, gewoonlik binne 1 AE (die afstand tussen die Son en die Aarde).[2] Die eerste warm Neptunus wat met sekerheid ontdek is, was Gliese 436 b in 2007. Dit is ’n eksoplaneet sowat 33 ligjare van die Aarde af. Onlangse navorsing het ’n groter potensiële teenwoordigheid van warm Neptunusse in die Melkweg onthul as wat vroeër gedink is.[3] Warm Neptunusse kan ontstaan óf op die plek waar hulle wentel óf op ’n ander plek.[4]
Algemene eienskappe[wysig | wysig bron]
Omdat warm Neptunusse so na aan hulle ster geleë is, is hulle kans op ’n oorgang soveel groter as dié van dieselfde grootte planete wat verder van die ster af lê. Dit vergroot die kans dat hulle deur die oorgangsmetode opgespoor kan word.
Warm Neptusse wat oorgange beleef, sluit in Gliese 436 b en HAT-P-11b. Gliese 436 b (ook kekend as GJ 436b) was die eerste warm Neptunus wat met sekerheid ontdek is (in 2007). Die eksoplaneet Mu Arae c, wat in 2004 ontdek is, kan ook ’n warm Neptunus wees, maar dit is nog nie met sekerheid vasgestel nie. Nog ’n kandidaat is Kepler-56b, wat ’n massa het van effens groter as dié van Neptunus en ’n wentelbaan sowat 0,1 AE van sy ster af, nader as Mercurius aan die Son.[5]
Die eerste teoretiese studie oor hoe warm Neptunusse kan vorm, is in 2004 gedoen.[6] As hulle op ’n ander plek as hulle huidige wentelbane gevorm het, het hulle dalk groter hoeveelhede ysige, vlugtige stowwe. Indien nie, moet hulle swaarder elemente heeltemal hittebestand wees.[4]
Ongeag die manier waarop hulle gevorm het, behoort warm Neptunusse ’n groot deel (volgens massa) gas te bevat, hoofsaaklik waterstof en helium, wat ook die grootste deel van hulle volume sal uitmaak.[7][8]
Verwysings[wysig | wysig bron]
- ↑ Dong (23 Junie 2017). "LAMOST telescope reveals that Neptunian cousins of hot Jupiters are mostly single offspring of stars that are rich in heavy elements". Proceedings of the National Academy of Sciences. 115 (2): 266–271. arXiv:1706.07807. doi:10.1073/pnas.1711406115. PMC 5777037. PMID 29284755.
- ↑ G. Wuchterl. "Hot Neptunes: A Key To Giant Planet Formation" (PDF). cosis.net. Besoek op 3 Augustus 2015.
- ↑ Oligarchic formation of hot Neptunes
- ↑ 4,0 4,1 D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets". The Astrophysical Journal. 828 (1): id. 33. arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ...828...33D. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33.
- ↑ "NASA Exoplanet Archive". NASA Exoplanet Archive (in Engels). Operated by the California Institute of Technology, under contract with NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 15 Mei 2020.
- ↑ Adrián Brunini and Rodolfo G. Cionco (September 2005). "The origin and nature of Neptune-like planets orbiting close to solar type stars". Icarus. 177 (1): 264–68. arXiv:astro-ph/0511051. Bibcode:2005Icar..177..264B. doi:10.1016/j.icarus.2005.02.015.
- ↑ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). "Giant Planet Formation". In S. Seager. (red.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. pp. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
- ↑ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). "Formation of Giant Planets". In Deeg H., Belmonte J. (red.). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. pp. 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0.
Skakels[wysig | wysig bron]
Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit die Engelse Wikipedia vertaal.
