Šiam straipsniui ar jo daliai trūksta išnašų į patikimus šaltinius. Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdami tinkamas išnašas su šaltiniais.

Karštieji Jupiteriai yra egzoplanetų klasė. Jų masė yra artima arba lenkia Jupiterio masę (1.9 × 10²⁷ kg). Jupiteriui Saulės sistemoje skriejant 5,2 spindulio orbita, karštieji Jupiteriai nuo žvaigždės nutolę nuo 0,015 iki 0,5 AU.

Vienas geriausiai žinomų karštųjų Jupiterių - aplink 51 Pegasi žvaigždę skriejanti 51 Pegasi b planeta. Ji buvo atrasta 1995 metais ir buvo pirmoji egzoplaneta, rasta prie žvaigždės, panašios į Saulę (anksčiau buvo rasta planetų prie pulsarų).

Karštieji Jupiteriai turi keletą bendrų savybių:

• Jų tranzitas per žvaigždės diską gali būti stebimas dažniau, nei tos pačios masės planetos, esančios didesniu atstumu. Ryškiausi pavyzdžiai gali būti HD 209458 b (pirmoji tranzitų metodu aptikta planeta) ir HAT-P-7b (neseniai Keplerio misijos aptikta planeta.
• Dėl didesnio kiekio energijos, gaunamos iš žvaigždės, karštųjų Jupiterių tankiai mažesni, nei turėtų būti. Tai apsunkina planetos spindulio skaičiavimą.
• Jie visi turėjo migruoti į esamą padėtį, nes tokiu atstumu nuo žvaigždės nebūtų buvę pakankamai medžiagos tokio dydžio planetoms susidaryti.
• Jie visi turi labai mažus ekscentricitetus. Taip yra dėl libracijos proceso. Tai taip pat veda prie pilno planetos ir žvaigždės sinchronizavimosi - karštojo Jupiterio apskriejimo apie žvaigždę ir apsisukimo apie savo ašį periodai sutampa (planeta į žvaigždę visada atsisukusi ta pačia puse).

Karštuosius Jupiterius lengva aptikti radialinio greičio kitimo matavimo metodu, nes jų sukeliamos žvaigždės radialinio greičio osciliacijos yra daug didesnės nei kitų žinomų tipų planetų.

Manoma, kad karštieji Jupiteriai susiformavo už šerkšno linijos, kur planetos gali susidaryti iš uolienų, ledo ir dujų. Tuomet planetos migravo link saulės, kur pagaliau pasidarė stabilios orbitos. Tokių masyvių planetų migracija dažniausiai yra antro tipo.

Karštiesiems Jupiteriams praradus savo atmosferas ir išorinius sluoksnius, jie gali tapti chtonine planeta. Viršutinių sluoksnių praradimas priklauso nuo planetos dydžio ir ją sudarančios medžiagos bei nuo atstumo iki žvaigždės. Tipinėje sistemoje dujinė milžinė, besisukanti 0,02 AU atstumu nuo saulės, per visą savo gyvenimą netenka 5-7% masės, tačiau mažesnis nei 0,015 AU atstumas gali lemti visos planetos išgaravimą, liekant tik branduoliui.

Simuliacijos parodė, kad Jupiterio dydžio planetos migracija per proplanetinį diską nesukelia tokios destrukcijos, kaip gali atrodyti. Daugiau nei 60% kietųjų disko medžiagų yra išsklaidoma į aplinką, įskaitant planetesimales ir proplanetes. Tai leidžia diskui susiformuoti iš naujo už dujinės milžinės. Planetos iki dviejų Žemės masių gali susiformuoti gyvybės zonoje po to, kai karštasis Jupiteris pro ją pralekia ir stabilizuojasi 0,1 AU orbitoje. Dėl sistemos vidinės medžiagos maišymosi su medžiaga, esančia už šerkšno linijos, tokiu atveju susiformavusiose planetose turėtų būti daug vandens.

Labai trumpo periodo planetos yra karštųjų Jupiterių klasė, kurių orbitiniai periodai yra mažesni už vieną Žemės dieną ir kurie aptinkami tik prie žvaigždžių, kurių masė mažesnė nei 1,25 Saulės masės. Jos sukasi arčiau prie žvaigždžių nei bet koks kitas planetinis objektas.

Paukščių tako galaktikos srityje, žinomoje kaip galaktikos centrinis telkinys, yra atrastos penkios tokios planetos. Jos buvo stebimos Hubble kosminiu teleskopu.