Den första heta Jupiter upptäcktes 1995 och kretsade runt stjärnan 51 Pegasi. Sedan dess har över hundra andra heta Jupiters upptäckts. De flesta heta Jupiters finns i omloppsbana av stjärnor av spektraltyperna F, G och K, som är hetare och mer massiva än solen.
Heta Jupiters tros bildas i de yttre delarna av deras planetsystem och sedan migrera inåt mot sina värdstjärnor. Denna migration orsakas sannolikt av interaktioner med den protoplanetära skivan, skivan av gas och damm från vilken planeter bildas. När en het Jupiter migrerar inåt tappar den rörelsemängd och dess bana blir mindre och mer excentrisk.
Den heta Jupiters närhet till deras värdstjärnor kan ha ett antal effekter på deras atmosfärer och ytor. Den intensiva stjärnstrålningen kan göra att atmosfären i en het Jupiter tas bort och lämnar efter sig en stenig kärna. I vissa fall kan atmosfären värmas upp till så höga temperaturer att den blir joniserad, vilket skapar en "het Jupiter-korona".
De starka gravitationskrafterna som utövas av heta Jupiters kan också påverka rotationen av deras värdstjärnor. Tyngdkraften hos en het Jupiter kan få stjärnan att vicka eller "vobbla", vilket kan detekteras genom exakta mätningar av stjärnans radiella hastighet. Denna metod används vanligtvis för att upptäcka närvaron av heta Jupiters kretsande stjärnor.
Heta Jupiters är viktiga studieobjekt för astronomer eftersom de ger insikter i bildandet och utvecklingen av planetsystem. De erbjuder också en unik möjlighet att studera de extrema förhållanden som kan finnas på exoplaneter.
