Горячими юпитерами называют внесолнечные планеты c массами порядка массы Юпитера, находящиеся на необычайно тесных круговых орбитах вокруг своих родительских звёзд с орбитальными периодами менее 10 дней. Их также называют «пегасидами» или планетами типа 51 Пегаса. Открытие этого класса планет не было предсказано заранее и вынудило теоретиков пересмотреть и дополнить некоторые модели формирования планет.

Прототип горячего юпитера представлял собой планету с массой в 0,44 юпитерианской массы, вращающуюся вокруг звезды 51 Пегаса по орбите с радиусом меньше одной восьмой расстояния от Меркурия до Солнца. Некоторые известные примеры типичных представителей класса перечислены ниже:

Материнская звезда	Масса (масса Юпитера = 1)	Орбитальный радиус (а.е.)	Период (дней)
HD 75289	0,42	0,046	3,51
51 Пегаса	0,47	0,05	4,23
HD 187123	0,52	0,042	3,1
Ипсилон Андромеды	0,68	0,057	4,61
HD 217107	1,28	0,04	7,11
Тау Волопаса	3,87	0,046	3,31

Температуры поверхностей таких планет предположительно составляют от 1000 до 1700 градусов Цельсия. Хотя вполне вероятно, что они могут оказаться гигантскими шарами из камня и металла, но всё же более правдоподобным представляется, что эти планеты являются газовыми гигантами, схожими по составу с Юпитером. Расчёты показывают, что даже при таких высоких температурах мощное гравитационное поле этих планет позволяет им с лёгкостью сохранять свою объёмную водородную атмосферу. Интересно, что главной сложностью для астрономов является не объяснение того, как горячие юпитеры могут удерживаться на таких тесных орбитах, но в первую очередь того, как они вообще могли на них попасть.

В общепринятой теории предполагается, что гигантские планеты могут формироваться только в холодных, периферийных областях протопланетного диска. Пытаясь совместить это представление с новыми данными, астрономы Дуглас Н. К. Лин и Питер Боденхеймер из Калифорнийского университета, Санта-Круз, а также Дерек К. Ричардсон из Вашингтонского университета расширили стандартную модель, допустив, что молодая протопланета, конденсирующаяся из протопланетного диска, вырезает в диске канавку, разделяя его на две части.

Они предположили, что внутренний диск при этом будет терять энергию за счёт трения, заставляя вещество диска и протопланеты падать на центральную звезду и спирально закручиваться. При приближении планеты часть поверхности звезды будет слегка подаваться в её сторону. Высокая скорость вращения молодой звезды, однако, подразумевает, что образовавшаяся на поверхности звезды выпуклость будет двигаться перед планетой, подтягивая её следом за собой и выводя на более широкую орбиту. Горячие Юпитеры, согласно этой модели, движутся по тесным, устойчивым орбитам, находясь под действием двух противоположных сил – притяжения внутреннего протопланетного диска и выталкивания вперёд, производимого молодой вращающейся звездой.

Для планеты, находящейся на орбите настолько малого радиуса, существует значительная вероятность (примерно от 5 до 10%) того, что её прохождение перед родительской звездой будет доступно для наблюдений с Земли и фотометрических исследований. Это имеет очень большое значение, так как данные, полученные при помощи фотометрических наблюдений транзитов, позволяют напрямую измерить плотность планеты, таким образом однозначно устанавливая её природу.