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]，但與太陽系中的情況不同：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離在0.5至0.015天文單位以內，大約只是太陽系內水星到太陽距離的八分之一至金星到太陽距離。[9]

關於熱木星的形成有兩大說法：遷移說和原位形成說，其中遷移說受到更廣泛的接受。遷移說認為，熱木星是在凍結線外形成的氣態巨行星，之後移入恆星系的內層軌道。原位形成說認為熱木星原本是一顆超級地球行星，逐漸吸附氣體成為氣態巨行星，原來的類地行星成為巨行星的固態核心。

形成和演進[編輯]

天文學界對熱木星的起源有兩大觀點：遷移說和原位形成說，遷移說是目前學界流行的理論[10]。

遷移說認為，在恆星系的早期階段，熱木星先是在恆星系凍結線外由岩石、冰塊、氣體聚合形成。行星形成後，熱木星軌道內移，在距離恆星很近的地方形成穩定軌道。熱木星可能是通過II型遷移移動進入內層軌道[11][12][13]，也可能是因為受到了其他大質量天體干擾才進入內層軌道[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。

原位形成說認為，熱木星原本是超級地球形的岩石行星，在形成後逐漸吸附周圍氣體形成氣態巨行星，原來的岩石行星成為巨行星的固態內核。根據推算，固體表面的密度要達到104 g/cm2才可能成為氣態巨行星的內核，因此這一學說受到質疑[15][16][17]。

因熱木星十分靠近恆星，它們的大氣層可能會因為熱量被逐漸剝離。在大氣層被完全剝離之後，它們殘留的核可能成為冥府行星[18]。但目前尚未實際發現冥府行星，因此這一理論目前還屬於假說。

共同特性[編輯]

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. 對於處於整個它們所在的行星系之外的觀察者來說，它們比具有相同的質量，但處於離所圍繞的恆星更遠軌道上的行星，凌日的機會更高。[8]
  2. 由於高度的日照率使得密度低於預期。並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。因為在如此緊挨恆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，稱為潮汐鎖定。[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[編輯]

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，在熱木星通過之並且軌道穩定在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。由於混合了從凍結線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[編輯]

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[編輯]

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和開普勒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[編輯]

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[編輯]

  1. ^ 以首次發現的飛馬座51b來命名歸類[7]。

參考文獻[編輯]

  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, （原始內容 (PDF)存檔於2016-03-03） 
  2. ^ Darling, David, epistellar jovians, The Internet Encyclopedia of Science, [2013-11-24], （原始內容存檔於2012-01-01） 
  3. ^ Odenwald, Sten, What is an "Epistellar Jovian Exoplanet"?, The Astronomy Cafe, [2013-11-24], （原始內容存檔於2012-03-02） 
  4. ^ Interiors of extrasolar planets: A first step (PDF), Astronomy & Astrophysics, 2006-05-30 [2013-11-24], （原始內容存檔 (PDF)於2008-11-17） 
  5. ^ Than, Ker, Inside Exoplanets: Motley Crew of Worlds Share Common Thread, Space.com, 2006-06-05 [2009-03-08], （原始內容存檔於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. （原始內容存檔於2006-10-14）. 
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  8. ^ 8.0 8.1 Flipping Hot Jupiters : Northwestern University Newscenter. [2013-11-24]. （原始內容存檔於2021-01-13）. 
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  28. ^ "Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）

相關條目[編輯]

外部連結[編輯]


主要議題
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和
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各地
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