行星質量天體
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行星質量體 (英語:planetary-mass object或planemo,PMO)[2]或行星體(英語:planetary body),根據天體地球物理定義,任何天體的質量足以實現流體靜力平衡,但不足以像恆星一樣維持核心的核融合反應[3][4]。
這個術語的目的是將比「行星」更廣泛的天體分類在一起,因為許多在地球物理術語上相似的天體不符合對行星的傳統期望。行星質量的天體在起源和位置上可能非常多樣化。它們包括行星、矮行星、行星質量衛星和自由漂浮的行星,它們可能是從系統中噴出的(流浪行星),或是通過雲坍塌而不是吸積(次棕矮星)形成的。
天文學中的用法
[编辑]雖然這個術語在科技上包括系外行星和其它物體,但它通常用於性質不確定的物體或不屬於某一特定類別的物體。該術語經常使用的情况:
- 孤立的行星質量體(iPMO;IPMO)是自由漂浮的天體,其質量低於氘融合,其性質是噴出的自由漂浮行星或次棕矮星,但尚未完全解决(例如2MASS J13243553+6358281[5]、在NGC 1333的PSO J060.3200+25.9644[6][7]。)
- 質量範圍在氘融合邊界的天體(VHS 1256-1257 b[8]、BD+60 1417b[9]。)
- 圍繞恆星或棕矮星運行的天體,但其作為系外行星的形成具有挑戰性或不可能(VHS 1256-1257 b、CFHTWIR-Oph 98B[10]。)
類型
[编辑]行星質量衛星
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三顆最大的衛星蓋尼米德、泰坦和卡利斯多的大小與水星相似或更大;這些和另外四顆:埃歐、月球、歐羅巴和特里頓,比體積最大、質量最高的矮行星鬩神星和冥王星更大、質量也更高。另外十幾顆較小的衛星也足够大,在它們歷史上的某個時刻,通過自身的引力、來自母行星的潮汐加熱,或者兩者兼而有之,已經變成了圓形。特別是,與地球一樣,泰坦表面有厚厚的大氣層和穩定的液體(儘管對泰坦來說,液體是甲烷而不是水)。行星地球物理定義的支持者認為,位置不重要,在行星的定義中只應考慮地球物理内容。「衛星行星」一詞有時用於行星大小的衛星[11]。
矮行星
[编辑]![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/ef/Pluto_in_True_Color_-_High-Res.jpg/220px-Pluto_in_True_Color_-_High-Res.jpg)
矮行星是一種行星質量體,既不是真正的行星,也不是天然衛星;它的軌道直接繞行恆星,質量足以使其引力將其壓縮成流體靜力平衡的形狀(通常是球體),但尚未清除其軌道周圍的其它物質。行星科學家和「新視野號」首席研究員阿蘭·斯特恩(英語:Alan Stern)提出了「矮行星」一詞,他認為位置不重要,只應考慮地球物理内容,因此矮行星是行星的一種子型。國際天文學聯合會(IAU)接受了這個術語(而不是更中性的「小行星」),但决定將矮行星歸類為一項單獨的天體類別[12]。
行星和系外行星
[编辑]行星(英語:planet;拉丁語:planeta),通常指自身不發光,環繞著恆星的天體。其公轉方向常與所繞恆星的自轉方向相同[13](由西向東)。一般來說行星需具有一定質量,行星的質量要足夠大(相對於月球)且近似於圓球狀,自身不能像恆星那樣發生核聚變反應。2007年5月,麻省理工學院一組太空科學研究隊發現了目前已知最熱的行星(2040攝氏度)[14]。隨著一些具有太陽大小的天體被發現,「行星」一詞的科學定義似乎更形迫切。歷史上行星名字來自於它們的位置(与恒星的相对位置)在天空中不固定,就好像它們在星空中行走一般。太陽系内肉眼可見的5顆行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已經被人類發現了。16世紀之後日心说取代了地心说,使人類瞭解到地球本身也是一顆行星。望遠鏡被發明和萬有引力被發現後,人類又發現了天王星、海王星,冥王星(2006年后被排除出行星行列,2008年被重分類為类冥天体,属于矮行星的一种)還有為數不少的小行星。20世紀末的人類在太陽系外的恆星系統中也發現了行星。
前恆星
[编辑]在近距離的聯星系統中,其中一顆恆星可能會因較重的伴星而失去質量。吸積驅動的脈衝星可能會導致質量損失。收縮的恆星,然後可以變成一個行星質量體。一個例子是圍繞脈衝星PSR J1719−1438運行的木星質量物體[15]。這些縮小的白矮星可能會成為氦行星或碳行星。
次棕矮星
[编辑]![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/21/Artist%27s_View_of_a_Super-Jupiter_around_a_Brown_Dwarf_%282M1207%29.jpg/220px-Artist%27s_View_of_a_Super-Jupiter_around_a_Brown_Dwarf_%282M1207%29.jpg)
恆星是通過氣體雲的引力坍縮形成的,但較小的物體也可以通過雲坍縮形成。以這種管道形成的行星質量體有時被稱為次棕矮星。次棕矮星可能是自由漂浮的,例如Cha 110913−773444[17]和OTS 44[18],或繞較大物體運行,例如 2MASS J04414489+2301513。.
次棕矮星的聯星系統在理論上是可能的;Oph 162225-240515最初被認為是一顆14木星質量的棕矮星和7木星質量的次棕矮星的聯星系統,但進一步的觀測將後者的估計質量向上修正為大於13木星質量,根據IAU的工作定義,使其成為棕矮星[19][20][21]。
捕獲的行星
[编辑]星團中的星際行星與恆星的速度相似,因此可以重新捕獲。它們通常被捕獲到100到105 AU。捕獲效率隨著星團體積的增加而降低,和對於給定的星團大小,捕獲效率隨著主星/主質量的增加而增加。單顆和多顆行星可能被捕獲到任意的不對齊軌道上,彼此不共面,或與宿主恆星旋轉或預先存在的行星系統不共面[22]。
星際行星
[编辑]幾次恆星和行星系統形成的電腦模擬表明,一些行星質量的物體會被噴發到星際空間中[23]。這種天體通常被稱為「星際行星」。
相關條目
[编辑]參考資料
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