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== Histoire ==
[[Fichier:Exoplanet Period-Mass Scatter Discovery Method TR.png|vignette|right|JupitersJupiter chauds découverts en date du {{date|2014-01-02}} : le graphique illustre la distribution des masses des planètes versus le [[grand axe]], en [[échelle logarithmique]].]]
L'existence de planètes de type Jupiter chaud et leur détection par la méthode spectroscopique des vitesses radiales ont été suggérées, dès [[1952 en science|1952]], par l'[[astronome]] [[Empire russe|russo]]-[[États-Unis|américain]] [[Otto Struve]] ([[1897 en science|1897]]-[[1963 en science|1963]])<ref>{{article|langue=en|prénom=Otto|nom=Struve|titre=Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work|périodique=[[The Observatory]]|volume=72|numéro=870|mois=octobre|année=1952|pages=199-200|bibcode=1952Obs....72..199S|lire en ligne=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1952Obs....72..199S&classic=YES|format={{gif}}|consulté le=7 mars 2015}} {{commentaire biblio|L'article est daté du 24 juillet 1952.}}</ref>.
=== Formation et évolution ===
Il existe deux hypothèses de formation des JupitersJupiter chauds : la formation à une grande distance de l'étoile hôte, suivie d'une migration vers cette étoile, et la formation ''in situ'', c'est-à-dire aux distances où ils sont découverts. L'hypothèse de la migration est favorisée.
==== Hypothèse ''in situ'' ====
Au lieu d'être des géantes gazeuses qui ont migré vers l'intérieur de leur système planétaire, dans cette hypothèse, les noyaux des JupitersJupiter chauds ont commencé comme des [[super-Terre]]s, lesquelles sont plus communes, qui ont accru leur enveloppe de gaz à leur emplacement actuel, devenant des géantes gazeuses ''in situ''. Les super-Terres qui fournissent les noyaux dans cette hypothèse auraient pu se former soit in situ ou à de plus grandes distances et ont subi une [[migration planétaire|migration]] avant d'acquérir leur enveloppe de gaz.
Étant donné que les super-Terres se retrouvent souvent avec des compagnons — i.e. d'autres planètes dans leur système —, les JupitersJupiter chauds formés ''in situ'' devraient également souvent en avoir. L'augmentation de la masse du Jupiter chaud à croissance locale a un certain nombre d'effets possibles sur les planètes voisines. Si le Jupiter chaud maintient une excentricité supérieure à 0,01, des [[Résonance séculaire|résonances séculaires]] peuvent augmenter l'excentricité d'une planète compagnon, ce qui peut provoquer une collision avec le Jupiter chaud. Dans ce cas, le cœur du Jupiter chaud serait exceptionnellement massif. Si l'[[Excentricité orbitale|excentricité]] du Jupiter chaud demeure faible, alors les résonances séculaires peuvent aussi affecter l'[[inclinaison orbitale|inclinaison]] du compagnon<ref name="Batygin_etal_2016">{{article|nom1=Batygin|prénom1=Konstantin|nom2=Bodenheimer|prénom2=Peter H.|nom3=Laughlin|prénom3=Gregory P.|titre=In Situ Formation and Dynamical Evolution of Hot Jupiter Systems|journal=The Astrophysical Journal|date=2016|volume=829|numéro=2|page=114|doi=10.3847/0004-637X/829/2/114|arxiv=1511.09157|url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/829/2/114/meta}}</ref>.
Traditionnellement, le modèle ''in situ'' n'est pas favorisé, car l'assemblage de noyaux massifs, qui est nécessaire à une telle formation d'un Jupiter chaud, requiert des densités de surface de solides ≈ {{nb|e=4|g/cm2}}, ou plus<ref>{{article|nom=Rafikov|prénom=Roman R.|date=2006-01-01|titre=Atmospheres of Protoplanetary Cores: Critical Mass for Nucleated Instability|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/648/i=1/a=666|journal=The Astrophysical Journal|langue=en|volume=648|numéro=1|pages=666–682|doi=10.1086/505695|issn=0004-637X|bibcode=2006ApJ...648..666R}}</ref>{{,}}<ref>{{article|nom=Hayashi|prénom=Chushiro|date=1981-01-01|titre=Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula|url=http://ptps.oxfordjournals.org/content/70/35|journal=Progress of Theoretical Physics Supplement|langue=en|volume=70|pages=35–53|doi=10.1143/PTPS.70.35|issn=0375-9687}}</ref>{{,}}<ref name=dangelo_bodenheimer_2016>{{article|nom=D'Angelo|prénom=G.|auteur2= Bodenheimer, P. |titre=In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets|journal=The Astrophysical Journal|année=2016|volume=828|pages=in press|doi=10.3847/0004-637X/828/1/33|arxiv = 1606.08088 |bibcode = 2016ApJ...828...33D }}</ref>. Par contre, des relevés récents ont trouvé que les régions intérieures des systèmes planétaires sont fréquemment occupées par des super-Terres<ref>{{lien arXiv|nom=Mayor|prénom=M.|nom2=Marmier|prénom2=M.|nom3=Lovis|prénom3=C.|nom4=Udry|prénom4=S.|nom5=Ségransan|prénom5=D.|nom6=Pepe|prénom6=F.|nom7=Benz|prénom7=W.|nom8=Bertaux|prénom8=J.-L.|nom9=Bouchy|prénom9=F.|date=2011-09-12|titre=The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets |eprint=1109.2497 |class=astro-ph}}</ref>{{,}}<ref>{{article|nom=Batalha|prénom=Natalie M.|nom2=Rowe|prénom2=Jason F.|nom3=Bryson|prénom3=Stephen T.|nom4=Barclay|prénom4=Thomas|nom5=Burke|prénom5=Christopher J.|nom6=Caldwell|prénom6=Douglas A.|nom7=Christiansen|prénom7=Jessie L.|nom8=Mullally|prénom8=Fergal|nom9=Thompson|prénom9=Susan E.|date=2013-01-01|titre=Planetary Candidates Observed by Kepler. III. Analysis of the First 16 Months of Data|url=http://stacks.iop.org/0067-0049/204/i=2/a=24|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|langue=en|volume=204|numéro=2|pages=24|doi=10.1088/0067-0049/204/2/24|issn=0067-0049}}</ref>.
Il est aussi possible que la migration ait été plus soudaine à cause d'une collision avec une autre planète de ce système, suivie d'une circularisation de l'orbite par l'[[force de marée|interaction de marée]] avec l'étoile.
Le [[mécanisme de Kozai]] peut aussi affecter l'orbite d'un Jupiter chaud. Ceci consiste en un échange d'[[Inclinaison orbitale|inclinaison]] pour de l'[[Excentricité orbitale|excentricité]], ce qui se traduit par une orbite de faible [[périhélie]] à haute excentricité, en combinaison avec un [[force de marée|frottement de marée]]. Cela nécessite un corps massif — une autre planète ou un compagnon stellaire — sur une orbite plus éloignée et plus inclinée ; environ 50 % des JupitersJupiter chauds ont des compagnons éloignés de masse jovienne ou plus, ce qui peut faire que le Jupiter chaud a une orbite inclinée par rapport à la rotation de l'étoile<ref>{{article|nom=Knutson|prénom=Heather A.|nom2=Fulton|prénom2=Benjamin J.|nom3=Montet|prénom3=Benjamin T.|nom4=Kao|prénom4=Melodie|nom5=Ngo|prénom5=Henry|nom6=Howard|prénom6=Andrew W.|nom7=Crepp|prénom7=Justin R.|nom8=Hinkley|prénom8=Sasha|auteur9=[[Gáspár Bakos|Gáspár A. Bakos]]|date=2014-01-01|titre=Friends of Hot Jupiters. I. A Radial Velocity Search for Massive, Long-period Companions to Close-in Gas Giant Planets|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/785/i=2/a=126|journal=The Astrophysical Journal|langue=en|volume=785|numéro=2|pages=126|doi=10.1088/0004-637X/785/2/126|issn=0004-637X|bibcode=2014ApJ...785..126K}}</ref>.
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=== « Solitude » ===
Les JupitersJupiter chauds tendent à être « seuls », au sens que les étoiles avec un Jupiter chaud ont souvent des compagnons sur des orbites larges, mais tendent à ne pas avoir de compagnons planétaires proches à moins d'un facteur 2 ou 3 en termes de distance orbitale. Les seules exceptions connues sont [[WASP-47]], [[Kepler-730]] et [[TOI-1130]]<ref>{{en}} Huang {{et al.}}, [https://arxiv.org/pdf/2003.10852.pdf TESS spots a hot Jupiter with an inner transiting Neptune] {{pdf}}, 2020.</ref>.
=== Lunes ===
{{article détaillé|Exolune}}
La théorie suggère qu'un Jupiter chaud n'a probablement pas de [[satellite naturel|lunes]], à cause d'un trop petit [[rayon de Hill]] et des [[force de marée|forces de marée]] de l'étoile qu'il orbite, ce qui déstabiliserait l'orbite d'une lune éventuelle, et ce encore plus pour une lune plus massive. Donc pour la plupart des JupitersJupiter chauds, tout satellite stable serait un corps de la grosseur d'un petit [[astéroïde]]<ref name="moons">"[http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...575.1087B Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets], ''[[The Astrophysical Journal]]'' 575 (2002) 1087-1093.</ref>. Cependant, des observations de [[WASP-12 b]] suggèrent qu'il est l'hôte d'au moins une [[exolune]] massive<ref>[http://www.ria.ru/science/20120206/558647431.html Российские астрономы впервые открыли луну возле экзопланеты] (in Russian) – "Studying of a curve of change of shine of WASP-12b has brought to the Russian astronomers unusual result: regular splashes were found out.<...> Though stains on a star surface also can cause similar changes of shine, observable splashes are very similar on duration, a profile and amplitude that testifies for benefit of exomoon existence."</ref>.
== Sous-types particuliers ==
=== JupitersJupiter chauds à courtes périodes ===
{{article connexe|Planète à période de révolution ultra-courte}}
Un Jupiter chaud à courte période a une [[période orbitale]] en deçà d'un jour et a une étoile hôte de moins d'environ 1,25 [[masse solaire]]<ref name = "Sahu">{{article|langue=en| url=http://www.nature.com/nature/journal/v443/n7111/abs/nature05158.html | auteur=Sahu | titre=Transiting extrasolar planetary candidates in the Galactic bulge | journal=[[Nature (revue)|Nature]] | format=abstract | volume=443 | pages=534–540 | année=2006 | doi=10.1038/nature05158 | pmid=17024085 | nom2=Casertano | prénom2=S | nom3=Bond | prénom3=HE | nom4=Valenti | prénom4=J | nom5=Smith | prénom5=TE | nom6=Minniti | prénom6=D | nom7=Zoccali | prénom7=M | nom8=Livio | prénom8=M | nom9=Panagia | prénom9=N | numéro=7111 | bibcode=2006Natur.443..534S|arxiv = astro-ph/0610098 }}</ref>.
Cinq planètes à courte période ont été identifiées dans la région de la [[Voie lactée]] appelée [[bulbe galactique]]<ref name = "Sahu"/>. Les JupitersJupiter chauds à courtes périodes dont l'existence est confirmée sont notamment [[WASP-18 b]], [[WASP-19 b]], [[WASP-43 b]] et [[WASP-103 b]]<ref>[http://wasp-planets.net/wasp-planets/ WASP Planets]</ref>.
Certains des JupitersJupiter chauds les plus chauds, ayant des températures généralement supérieures à {{unité|2000 [[kelvin]]s}} ({{tmp|1730|°C}}) et donc des périodes de révolution très courtes de seulement quelques jours ou moins, sont parfois qualifiés de JupitersJupiter très chauds<ref>http://www.ucolick.org/~jfortney/papers/Fortney08a.pdf</ref>. Ces planètes surchauffées ont généralement un diamètre relativement important (phénomène d'[[inflation (astronomie)|inflation thermique]]) et peuvent subir une [[évaporation (astronomie)|évaporation]] de leur [[atmosphère planétaire|atmosphère]] par échappement thermique et [[photo-évaporation]]. Ce type de planètes n'existe pas dans le [[Système solaire]], mais plusieurs exemples en ont été détectés dans d'autres [[Système planétaire|systèmes planétaires]], comme la planète à période de révolution ultra-courte [[WASP-18 b]], la géante bleue [[HD 189733 b]]<ref>[http://www.insu.cnrs.fr/univers/les-exoplanetes/eclipse-d-une-etoile-par-une-exoplanete-proche-de-notre-systeme-solaire Eclipse d'une étoile par une exoplanète proche de notre système solaire], communiqué de presse, CNRS, 4 octobre 2005.</ref>{{,}}<ref>{{Lien brisé |url= http://www.nature.com/nature/journal/v447/n7141/edsumm/e070510-05.html |titre=nature.com/nature/journal/v447… |brisé le=22-04-2023}}.</ref> ou encore [[CoRoT-1 b]]<ref>http://www.scienceinschool.org/print/1045</ref>. Le qualificatif imprécis de Jupiter très chaud est cependant aujourd'hui tombé en désuétude, les objets de ce type étant généralement qualifiés simplement de JupitersJupiter chauds, sauf dans le cas particulier des [[Jupiter ultra-chaud|Jupiters ultra-chauds]]s (voir la section dédiée ci-dessous).
=== Planètes enflées ===
Également à très petites séparations, se trouvent les « planètes enflées ». Par ordre de découverte, sont connues : [[HAT-P-1b]]<ref name="HAT-P-1">{{lien web|date=2006-09-14 |titre=Puffy 'Cork' Planet Would Float on Water |éditeur=Space.com |auteur=Ker Than |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060914_cork_planet.html |consulté le=2007-08-08}}</ref>{{,}}<ref name="puffy">{{article|date=2006-09-15 |titre=Puffy planet poses pretty puzzle |périodique=BBC News |url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/sci/tech/5346998.stm |consulté le=2010-03-17}}</ref>, [[CoRoT-1 b]], [[TrES-4]], [[WASP-12 b]], [[WASP-17 b]] et [[Kepler-7 b]].
=== JupitersJupiter chauds rétrogrades ===
Il a été constaté que plusieurs JupitersJupiter chauds avaient des [[orbite rétrograde|orbites rétrogrades]] et cela remet en question les théories sur la formation des systèmes planétaires<ref>{{Article|langue=fr|auteur institutionnel=[[Observatoire européen austral|ESO]] |titre=Retournement des théories de la formation planétaire !|nature article=communiqué de presse scientifique|date=13 avril 2010|lire en ligne=https://www.eso.org/public/france/news/eso1016/?lang|journal=eso1016fr}}</ref>, bien que, plutôt que ce soit l'orbite d'une planète qui ait été dérangée, il se puisse que ce soit l'étoile elle-même qui se soit retournée au début de la formation du système, en raison des interactions entre le champ magnétique de l'étoile et le disque de formation du système planétaire<ref>[https://www.newscientist.com/article/mg20727765.200-tilting-stars-may-explain-backwards-planets.html Tilting stars may explain backwards planets], New Scientist, 01 September 2010, Magazine issue 2776.</ref>. En combinant de nouvelles observations avec d'anciennes données, il a été constaté que plus de la moitié de tous les JupitersJupiter chauds étudiés avaient des orbites mal alignées avec l'axe de rotation de leurs étoiles hôtes, et six exoplanètes dans cette étude avaient un mouvement rétrograde.
Des recherches récentes ont révélé que plusieurs JupitersJupiter chauds étaient dans des systèmes mal alignés<ref>{{article|nom=Hebrard|prénom=G.|nom2=Desert|prénom2=J.-M.|nom3=Diaz|prénom3=R. F.|nom4=Boisse|prénom4=I.|nom5=Bouchy|prénom5=F.|nom6=Etangs|prénom6=A. Lecavelier des|nom7=Moutou|prénom7=C.|nom8=Ehrenreich|prénom8=D.|nom9=Arnold|prénom9=L.|titre=Observation of the full 12-hour-long transit of the exoplanet HD80606b. Warm-Spitzer photometry and SOPHIE spectroscopy|arxiv=1004.0790|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=516|pages=A95|doi=10.1051/0004-6361/201014327|issn=0004-6361|bibcode=2010A&A...516A..95H|année=2010}}</ref>{{,}}<ref>{{article|nom=Triaud|prénom=A. H. M. J.|nom2=Queloz|prénom2=D.|nom3=Bouchy|prénom3=F.|nom4=Moutou|prénom4=C.|nom5=Collier Cameron|prénom5=A.|nom6=Claret|prénom6=A.|nom7=Barge|prénom7=P.|nom8=Benz|prénom8=W.|nom9=Deleuil|prénom9=M.|date=2009-10-01|titre=The Rossiter-McLaughlin effect of CoRoT-3b and HD 189733b|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...506..377T|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=506|pages=377–384|doi=10.1051/0004-6361/200911897|issn=0004-6361|bibcode=2009A&A...506..377T}}</ref>. Ce désalignement peut être lié à la chaleur de la [[photosphère]] dans laquelle un Jupiter chaud est en orbite. Il existe de nombreuses théories proposées quant à la raison pour laquelle cela pourrait se produire. L'une d'elles théorie implique une dissipation des marées et suggère qu'il existe un seul mécanisme pour produire des JupitersJupiter chauds et ce mécanisme donne une gamme d'obliquités. Les étoiles plus froides qui provoquent une dissipation de marée plus élevée amortissent l'obliquité (ce qui explique pourquoi les JupitersJupiter chauds orbitant des étoiles plus froides sont bien alignés), tandis que les étoiles plus chaudes n'amortissent pas l'obliquité (ce qui explique le désalignement observé)<ref name="Winn L145">{{article|nom=Winn|prénom=Joshua N.|nom2=Fabrycky|prénom2=Daniel|nom3=Albrecht|prénom3=Simon|nom4=Johnson|prénom4=John Asher|date=2010-01-01|titre=Hot Stars with Hot Jupiters Have High Obliquities|url=http://stacks.iop.org/2041-8205/718/i=2/a=L145|journal=The Astrophysical Journal Letters|langue=en|volume=718|numéro=2|pages=L145|doi=10.1088/2041-8205/718/2/L145|issn=2041-8205}}.</ref>.
=== JupitersJupiter chauds autour de géantes rouges ===
Il a été proposé que, même si aucune planète de ce type n'a été trouvée jusqu'à présent, les géantes gazeuses qui orbitent des [[géante rouge|étoiles géantes rouges]] à des distances similaires à celle de Jupiter pourraient être des JupitersJupiter chauds en raison de l'irradiation intense qu'elles recevraient de leurs étoiles. Il est très probable que, dans le [[Système solaire]], Jupiter deviendra un Jupiter chaud après la transformation du Soleil en géante rouge<ref name=Spiegel>{{article|nom=Spiegel|prénom=David S.|nom2=Madhusudhan|prénom2=Nikku|date=2012-09-01|titre=Jupiter will Become a Hot Jupiter: Consequences of Post-main-sequence Stellar Evolution on Gas Giant Planets|journal=The Astrophysical Journal|volume=756|numéro=2|pages=132|doi=10.1088/0004-637X/756/2/132|issn=0004-637X|bibcode=2012ApJ...756..132S}}</ref>.
Les JupitersJupiter chauds en orbite autour des géantes rouges seraient différents de ceux des étoiles de la [[séquence principale]] en orbite de plusieurs façons, ayant notamment la possibilité d'accréter du matériel des [[vent stellaire|vents stellaires]] de leur étoile hôte et, en supposant une rotation rapide (non [[rotation synchrone|synchrone]] à l'étoile) une température beaucoup plus uniformément répartie avec de nombreux jets à bande étroite. Leur détection en utilisant la méthode de transit serait beaucoup plus difficile en raison de leur taille minuscule par rapport aux étoiles qu'ils orbitent, ainsi que le temps nécessaire (des mois ou même des années) pour qu’ils puissent transiter leur étoile et être éclipsés par elle<ref name=Spiegel/>.
=== Dissociation thermique du dihydrogène : les JupitersJupiter ultra-chauds ===
{{article détaillé|Jupiter ultra-chaud}}
Un [[Jupiter ultra-chaud]] est, selon la définition donnée par [[Taylor J. Bell]] et [[Nicolas B. Cowan]] dans leur article de 2018, une {{citation|[[exoplanète]] [[planète géante gazeuse|géante gazeuse]] où la [[température]] est de {{unité|2200|[[kelvin]]s}} quelque part sur la [[planète]]}}{{sfn|Bell|Cowan|2018}}. Ce critère correspond aux planètes où la fraction de [[dihydrogène]] ({{fchim|H|2}}) [[Thermolyse (chimie)|thermolysé]] est suffisante pour que les processus de recombinaison et de [[Dissociation (chimie)|dissociation]] du {{fchim|H|2}} soient les facteurs dominants influant sur sa [[capacité thermique]]{{sfn|Bell|Cowan|2018}}. Du côté jour, l'[[Atmosphère planétaire|atmosphère]] de ces planètes ressemble ainsi à l'[[atmosphère stellaire|atmosphère des étoiles]]{{sfn|Bell|Cowan|2018}}. Selon Bell et Cowan, la dissociation et la recombinaison du dihydrogène peut augmenter sensiblement le [[Transfert thermique|transport de chaleur]] entre les côtés jour et nuit de la planète{{sfn|Bell|Cowan|2018}}. Pour ces planètes, une dissociation importante du dihydrogène doit survenir du côté jour, fortement [[Irradiation|irradié]], transportant une partie de l'énergie déposée côté jour vers le côté nuit, où les [[Hydrogène atomique|atomes d'hydrogène]] se recombinent en dihydrogène{{sfn|Bell|Cowan|2018}}. Ce mécanique est ainsi similaire à celui de la [[chaleur latente]]{{sfn|Bell|Cowan|2018}}.
=== Bibliographie ===
{{légende plume}}
* {{article|langue=en|auteur1=[[Taylor J. Bell]]|auteur2=[[Nicolas B. Cowan]]|titre={{langue|en|Increased Heat Transport in Ultra-Hot Jupiter Atmospheres Through {{fchim|H|2}} Dissociation/Recombination}}|traduction titre=Transport augmentéaugmneté de chaleur dans les JupitersJupiter ultra-chauds par dissociation/recombinaison du {{fchim|H|2}}|date={{date|21 février 2018|en astronomie}}|arxiv=1802.07725|périodique=[[arXiv]]|plume=oui}}
* {{Article| langue=en| titre=Hot Jupiters: Origins, Structure, Atmospheres| auteur1=Jonathan J. Fortney| auteur2=Rebekah I. Dawson| auteur3=Thaddeus D. Komacek| périodique=[[Journal of Geophysical Research|JGR Planets]]| volume=126| numéro=3| numéro article=e2020JE006629| date=mars 2021| doi=10.1029/2020JE006629}}.
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