跳至內容

熱木星

維基百科，自由的百科全書
藝術家想像下的一顆熱木星－因自身的熱而發出紅光。
一位藝術家對圍繞其母恆星運行之熱木星的印象。

熱木星（有時稱為熱土星）是一類系外行星，被推斷在物理上與木星相似，但軌道週期很短（「P」<10天）的氣態巨行星 [1]。它們離恆星很近，表面大氣溫度很高，因此被非正式地命名為「熱木星」[2]。

熱木星是最容易通過徑向速度法探測到的太陽系外行星，因為與其它已知類型的行星相比，它們在母恆星運動中引發的振盪相對較大且快速。最著名的熱木星之一是飛馬座51b。它於1995年被發現，是第一顆圍繞類太陽恆星運行的太陽系外行星。飛馬座51 b 的軌道週期大約是4天[3]。

一般特徵

[編輯]
截至2014年1月2日發現的熱木星（沿左邊緣，包括大多數使用凌日法探測到的行星，用黑點表示）。
隱藏著水的熱木星[4]。

儘管熱木星之間存在著多樣性，但它們確實有一些共同的特性。

  • 它們的決定性特徵是質量大，軌道週期短，跨越0.36–11.8木星質量和1.3–111地球日[5]。質量不能大於大約13.6木星質量，因為屆時行星內部的壓力和溫度將高到足以引起氘聚變，而這顆行星將是棕矮星[6]。
  • 大多數軌道接近圓形（低離心率）。人們認為它們的軌道是由附近恆星的攝動或潮汐力圓化的[7]。它們是在這些圓形軌道上長時間停留，還是與宿主恆星碰撞，取決於它們的軌道和物理演化的耦合，這通過能量耗散和潮汐變形而相關[8]。
  • 許多具有異常低的密度。到目前為止測得的最低值是TrES-4b的0.222g/cm3[9]。熱木星的半徑能有多大尚不完全清楚，但人們認為，膨脹的包層可歸因於恆星的高輻射、大氣的高不透明性、可能的內部能源，以及軌道離恆星足夠近，使行星外層超過洛希極限並被進一步向外拉[9][10]。
  • 通常情況下，它們被潮汐鎖定，一邊總是面向宿主恆星[11]。
  • 由於它們的週期短，而且有潮汐鎖定，因此很可能有極端和奇異的大氣層[3]。
  • 大氣動力學模型預測了強烈的垂直分層，強風和由輻射強迫以及熱量和動量傳遞驅動的超旋轉赤道噴流[12][13]。最近的模型還預測了各種風暴（旋渦），它們可以混合並輸送大氣層的冷熱氣體區域[14]。
  • 基於HD 209458 b的模型預測，大氣層的晝夜溫差很大，約為500 K（227 °C；440 °F）[13]
  • 它們似乎在F-和G型恆星周圍更常見，而在K型恆星附近則不那麼常見。紅矮星周圍的熱木星非常罕見[15]。對這些行星分佈的概括，必須考慮到各種觀測偏差，但總的來說，它們的普遍性隨著恆星絕對星等的函數呈指數級下降[16]。

形成與演化

[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[17]。

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[18][19][20]，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[21]。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[22][23][24]。

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[25]。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。

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），不如像一般人想像的具有毀滅性。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[26]。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[26]。

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。[27]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。[28]

蓬鬆行星

[編輯]
雖然克卜勒7b的質量只有木星的一半，但其體積還比木星大得多[29]

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[30]、柯洛1b、TrES-4、WASP-12b、WASP-17b和克卜勒7b。[31]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。[32]

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。[33]

註釋

[編輯]

參考文獻

[編輯]
  1. ^ Wang, Ji; Fischer, Debra A.; Horch, Elliott P.; Huang, Xu. On the Occurrence Rate of Hot Jupiters in Different Stellar Environments. The Astrophysical Journal. 2015, 799 (2): 229. Bibcode:2015ApJ...799..229W. S2CID 119117019. arXiv:1412.1731 可免費查閱. doi:10.1088/0004-637X/799/2/229. 
  2. ^ What worlds are out there?. Canadian Broadcasting Corporation. 25 August 2016 [5 June 2017]. （原始內容存檔於2016-08-25） （英語）. 
  3. ^ 3.0 3.1 Wenz, John. Lessons from scorching hot weirdo-planets. Knowable Magazine (Annual Reviews). 10 October 2019 [4 April 2022]. doi:10.1146/knowable-101019-2 可免費查閱. （原始內容存檔於2022-03-19） （英語）. 
  4. ^ Hot Jupiter with hidden Water. spacetelescope.org. ESA / Hubble. [13 June 2016]. 
  5. ^ Winn, Joshua N.; Fabrycky, Daniel; Albrecht, Simon; Johnson, John Asher. Hot stars with hot Jupiters have high obliquities. The Astrophysical Journal Letters. 2010-01-01, 718 (2): L145. Bibcode:2010ApJ...718L.145W. ISSN 2041-8205. S2CID 13032700. arXiv:1006.4161 可免費查閱. doi:10.1088/2041-8205/718/2/L145 （英語）. 
  6. ^ Chauvin, G.; Lagrange, A.-M.; Zuckerman, B.; Dumas, C.; Mouillet, D.; Song, I.; Beuzit, J.-L.; Lowrance, P.; Bessell, M. S. A companion to AB Pic at the planet/Brown dwarf boundary. Astronomy & Astrophysics. 2005, 438 (3): L29–L32. Bibcode:2005A&A...438L..29C. S2CID 119089948. arXiv:astro-ph/0504658 可免費查閱. doi:10.1051/0004-6361:200500111. 
  7. ^ Fabrycky, D.; Tremaine, S. Shrinking Binary and Planetary Orbits by Kozai Cycles with Tidal Friction. Astrophysical Journal. 2007-11-10, 669 (2): 1298–1315. Bibcode:2007ApJ...669.1298F. S2CID 12159532. arXiv:0705.4285 可免費查閱. doi:10.1086/521702. 
  8. ^ Alvarado-Montes J. A.; García-Carmona C. Orbital decay of short-period gas giants under evolving tides. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2019, 486 (3): 3963–3974. Bibcode:2019MNRAS.486.3963A. S2CID 119313969. arXiv:1904.07596 可免費查閱. doi:10.1093/mnras/stz1081. 
  9. ^ 9.0 9.1 Mandushev, Georgi; O'Donovan, Francis T.; Charbonneau, David; Torres, Guillermo; Latham, David W.; Bakos, Gáspár Á.; Dunham, Edward W.; Sozzetti, Alessandro; Fernández, José M. TrES-4: A Transiting Hot Jupiter of Very Low Density. The Astrophysical Journal. 2007-10-01, 667 (2): L195–L198. Bibcode:2007ApJ...667L.195M. S2CID 6087170. arXiv:0708.0834 可免費查閱. doi:10.1086/522115 （英語）. 
  10. ^ Burrows, A.; Hubeny, I.; Budaj, J.; Hubbard, W. B. Possible Solutions to the Radius Anomalies of Transiting Giant Planets. The Astrophysical Journal. 2007-01-01, 661 (1): 502–514. Bibcode:2007ApJ...661..502B. ISSN 0004-637X. S2CID 9948700. arXiv:astro-ph/0612703 可免費查閱. doi:10.1086/514326 （英語）. 
  11. ^ Hot Jupiter WASP 104b one of the darkest planets ever. Science Alert.com. 23 April 2018 [2024-05-06]. （原始內容存檔於2019-07-12）. 
  12. ^ Cooper, Curtis S.; Showman, Adam P. Dynamic meteorology at the photosphere of HD 209458b. The Astrophysical Journal Letters. 2005-01-01, 629 (1): L45. Bibcode:2005ApJ...629L..45C. ISSN 1538-4357. S2CID 10022257. arXiv:astro-ph/0502476 可免費查閱. doi:10.1086/444354 （英語）. 
  13. ^ 13.0 13.1 Rauscher, Emily; Menou, Kristen. Three-dimensional Modeling of Hot Jupiter Atmospheric Flows. The Astrophysical Journal. 2010-01-01, 714 (2): 1334–1342. Bibcode:2010ApJ...714.1334R. ISSN 0004-637X. S2CID 17361362. arXiv:0907.2692 可免費查閱. doi:10.1088/0004-637X/714/2/1334 （英語）. 
  14. ^ Cho, J. Y.-K.; Skinner, J. W.; Thrastarson, H. Th. Storms, Variability, and Multiple Equilibria on Hot-Jupiters. 2021-05-26. arXiv:2105.12759 可免費查閱 [astro-ph.EP]. 
  15. ^ Johnson, John Asher; Gazak, J. Zachary; Apps, Kevin; et al. Characterizing the cool KOIs II. The M-dwarf KOI-254 and its hot Jupiter. The Astronomical Journal. 2011. S2CID 25791517. arXiv:1112.0017 可免費查閱. doi:10.1088/0004-6256/143/5/111. 
  16. ^ Ballesteros, F.J.; Fernandez-Soto, A.; Martinez, V.J. Title: Diving into Exoplanets: are water seas the most common?. Astrobiology. 2019, 19 (5): 642–654. PMID 30789285. S2CID 73498809. doi:10.1089/ast.2017.1720. hdl:10261/213115 可免費查閱. 
  17. ^ Dawson, Rebekah I.; Johnson, John Asher, Rebekah I.; Johnsom, John Asher. Origins of Hot Jupiters. 2018. arXiv:1801.06117 可免費查閱. 
  18. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. Giant Planet Formation. Seager, Sara (編). Exoplanets. University of Arizona Press. December 2010: 319–346. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2. arXiv:1006.5486 可免費查閱. 
  19. ^ D'Angelo, G.; Lubow, S. H. Evolution of Migrating Planets Undergoing Gas Accretion. The Astrophysical Journal. 2008, 685 (1): 560–583. Bibcode:2008ApJ...685..560D. arXiv:0806.1771 可免費查閱. doi:10.1086/590904. 
  20. ^ Lubow, S. H.; Ida, S. Planet Migration. S. Seager. (編). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. 2011: 347–371. Bibcode:2011exop.book..347L. arXiv:1004.4137 可免費查閱. 
  21. ^ Knutson, Heather A.; Fulton, Benjamin J.; Montet, Benjamin T.; Kao, Melodie; Ngo, Henry; Howard, Andrew W.; Crepp, Justin R.; Hinkley, Sasha; Bakos, Gaspar Á. Friends of Hot Jupiters. I. A Radial Velocity Search for Massive, Long-period Companions to Close-in Gas Giant Planets. The Astrophysical Journal. 2014-01-01, 785 (2): 126 [2019-01-18]. Bibcode:2014ApJ...785..126K. ISSN 0004-637X. arXiv:1312.2954 可免費查閱. doi:10.1088/0004-637X/785/2/126. （原始內容存檔於2019-12-13） （英語）. 
  22. ^ Rafikov, Roman R. Atmospheres of Protoplanetary Cores: Critical Mass for Nucleated Instability. The Astrophysical Journal. 2006-01-01, 648 (1): 666–682. Bibcode:2006ApJ...648..666R. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0405507 可免費查閱. doi:10.1086/505695 （英語）. 
  23. ^ Hayashi, Chushiro. Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula. Progress of Theoretical Physics Supplement. 1981-01-01, 70: 35–53. Bibcode:1981PThPS..70...35H. ISSN 0375-9687. doi:10.1143/PTPS.70.35. （原始內容存檔於2015-02-19） （英語）. 
  24. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets. The Astrophysical Journal. 2016, 828: in press. Bibcode:2016ApJ...828...33D. arXiv:1606.08088 可免費查閱. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. 
  25. ^ Exoplanets Exposed to the Core. 2009-04-25 [2009-04-25]. （原始內容存檔於2009-04-30）. 
  26. ^ 26.0 26.1 Fogg, Martyn J.; Richard P. Nelson. On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems. A&A. 2007, 461: 1195–1208.
    arXiv:astro-ph/0610314v1
    .     
  27. ^ Turning planetary theory upside down. ESO (新聞稿). Royal Astronomical Society: 16. 2010-04-13 [2010-04-15]. Bibcode:2010eso..pres...16.. （原始內容存檔於2011-07-16）. 
  28. ^ Tilting stars may explain backwards planets （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, New Scientist, 01 September 2010, Magazine issue 2776.
  29. ^ Summary Table of Kepler Discoveries. NASA. 2010-03-15 [2010-03-18]. （原始內容存檔於2017-04-01）. 
  30. ^ Ker Than. Puffy 'Cork' Planet Would Float on Water. Space.com. 2006-09-14 [2007-08-08]. （原始內容存檔於2010-12-20）. 
  31. ^ Puffy planet poses pretty puzzle. BBC News. 2006-09-15 [2010-03-17]. （原始內容存檔於2013-12-03）. 
  32. ^ Chang, Kenneth. Puzzling Puffy Planet, Less Dense Than Cork, Is Discovered. The New York Times. 2010-11-11 [2013-11-24]. （原始內容存檔於2019-05-15）. 
  33. ^ "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]


取自「https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=熱木星&oldid=84409184」