熱木星

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藝術家想像下的一顆熱木星－因自身的熱而發出紅光。

熱木星（英語：Hot Jupiters），亦稱為烤爐行星（roaster planets）[1]、恆星側木星（epistellar jovians）[2][3]和飛馬星（pegasids）[4][5][6][註 1]，是一種系外氣體巨行星。它們的質量接近或超過木星（1.9 × 1027 kg）[8]，但与太陽系中的情况不同：木星的軌道半徑是5天文單位，成為熱木星的行星軌道與母恆星距离在0.5至0.015天文單位以內，大約只是太陽系內水星到太阳距離的八分之一至金星到太阳距離。[9]

关于热木星的形成有两大说法：迁移说和原位形成说，其中迁移说受到更广泛的接受。迁移说认为，热木星是在冻结线外形成的气态巨行星，之后移入恒星系的内层轨道。原位形成说认为热木星原本是一颗超级地球行星，逐渐吸附气体成为气态巨行星，原来的类地行星成为巨行星的固态核心。

形成和演进

天文学界对热木星的起源有两大观点：迁移说和原位形成说，迁移说是目前学界流行的理论[10]。

迁移说认为，在恒星系的早期阶段，热木星先是在恒星系冻结线外由岩石、冰块、气体聚合形成。行星形成后，热木星轨道内移，在距离恒星很近的地方形成稳定轨道。热木星可能是通过II型迁移移动进入内层轨道[11][12][13]，也可能是因为受到了其他大质量天体干扰才进入内层轨道[14]。像大遷徙假說指出太陽系的木星也曾遷移，若無與隨後的土星產生重力交互作用，也有可能變成熱木星。

原位形成说认为，热木星原本是超级地球形的岩石行星，在形成后逐渐吸附周围气体形成气态巨行星，原来的岩石行星成为巨行星的固态内核。根据推算，固体表面的密度要达到104 g/cm2才可能成为气态巨行星的内核，因此这一学说受到质疑[15][16][17]。

因熱木星十分靠近恒星，它们的大氣層可能会因为热量被逐渐剥离。在大气层被完全剝離之後，它們殘留的核可能成為冥府行星[18]。但目前尚未实际发现冥府行星，因此这一理论目前还属于假说。

共同特性

迄2004年8月31日發現的熱木星（沿著左邊邊緣，包括紅色的小點）。

熱木星有一些共同的特性：

  1. 对于处于整个它們所在的行星系之外的观察者来说，它们比具有相同的質量，但处于离所围绕的恒星更远軌道上的行星，凌日的機會更高。[8]
  2. 由於高度的日照率使得密度低于預期。并且由於凌日的時候背景造成的周邊昏暗效應，使半徑難以測量，而行星的初切和終切的邊界也難以測量。
  3. 都是經歷了行星遷移之後才存在於現在的位置。因為在如此緊挨恒星的位置上沒有足夠的材料原位生成質量如此巨大的行星。[19]
  4. 軌道離心率都很低。這是因為它們的軌道都是圓形，或是經歷天秤動的過程而圓化。這也造成行星的公轉與自轉同週期相同，因此總以同一面朝向恆星，称為潮汐鎖定。[20]

通過徑向速度的方法，熱木星是最容易發現的系外行星，因為它們造成母恆星運動上的擺動，比其他類型的行星更為明顯。

系統中的類地行星

模擬顯示，一顆木星大小的行星在圓形星盤內的遷移（在恆星距離5天文單位至0.1天文單位之間），不如像一般人想象的具有毀滅性。超過60%的固體物質，包括能夠形成原行星盤的星子和原行星，會被氣體巨星驅離[21]。在模擬中，在熱木星通過之并且軌道穩定在0.1天文單位的距離後，2個地球質量大小的行星會在適居帶的區域內出現。由於混合了從冻结线之外被帶入至內太陽系內的材料，模擬顯示在熱木星通過之後才形成的類地行星，含有的水分特別多[21]。

逆行軌道

不少已被發現的熱木星均有著一個逆行軌道，而這導致天文學家們對熱木星的形成產生了疑問。[22]雖然這些熱木星的軌道可能被影響了，但天文學家們卻相信是恆星因恆星磁場和行星形成盤之間的作用力，而使其自轉相反了，才導致這些熱木星有著一個逆行軌道。[23]

蓬鬆行星

雖然開普勒7b的質量只有木星的一半，但其體積還比木星大得多[24]

質量極低的熱木星被稱為蓬鬆行星（puffy planets）或熱土星（hot Saturns），全因它們的密度與土星相若。至今，天文學家已發現六個蓬鬆行星，它們分別是：HAT-P-1b[25]、柯洛1b、TrES-4、WASP-12b、WASP-17b和开普勒7b。[26]這些蓬鬆行星的質量皆小於半個木星。若蓬鬆行星的質量接近木星，那麼其重力就會將行星大小壓縮到接近木星的大小。[27]

衛星

理論上，熱木星很可能沒有任何天然衛星，全因其希爾球太小和恆星的潮汐力影響，導致熱木星無法穩定其衛星。儘管熱木星有衛星，但這些衛星的大小將會與小行星大小差不多。[28]

註釋

  1. ^ 以首次發現的飛馬座51b來命名歸類[7]。

参考文献

  1. ^ Sharp, A. G.; Moses, J. I.; Friedson, A. J.; Fegley, B.; Marley, M. S.; Lodders, K., Predicting the Atmospheric Composition of Extrasolar Giant Planets (PDF), 35th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science Conference), 2004, 35: 1152 [2013-11-24], Bibcode:2004LPI....35.1152S, （原始内容 (PDF)存档于2016-03-03） 
  2. ^ Darling, David, epistellar jovians, The Internet Encyclopedia of Science, [2013-11-24], （原始内容存档于2012-01-01） 
  3. ^ Odenwald, Sten, What is an "Epistellar Jovian Exoplanet"?, The Astronomy Cafe, [2013-11-24], （原始内容存档于2012-03-02） 
  4. ^ Interiors of extrasolar planets: A first step (PDF), Astronomy & Astrophysics, 2006-05-30 [2013-11-24], （原始内容存档 (PDF)于2008-11-17） 
  5. ^ Than, Ker, Inside Exoplanets: Motley Crew of Worlds Share Common Thread, Space.com, 2006-06-05 [2009-03-08], （原始内容存档于2012-12-23） 
  6. ^ 恆星世界也流行「有其父必有其子」？. 臺北市立天文科學教育館. 2006-06-05. （原始内容存档于2006-10-14）. 
  7. ^ Fabienne Casoli, Thérèse Encrenaz. The New Worlds: Extrasolar Planets. Springer. 2007-04-25: 180 [2019-06-29]. ISBN 978-0-387-44907-4. （原始内容存档于2021-04-17）. 
  8. ^ 8.0 8.1 Flipping Hot Jupiters : Northwestern University Newscenter. [2013-11-24]. （原始内容存档于2021-01-13）. 
  9. ^ Mathiesen, Ben, 'Hot Jupiter' Systems may Harbor Earth-like Planets, PhysOrg.com, 2006-03-19 [2013-11-24], （原始内容存档于2012-01-25） 
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  28. ^ "Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets （页面存档备份，存于互联网档案馆）

相關條目

外部連結


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