외계 행성 궤도 및 물리적 매개변수

Exoplanet orbital and physical parameters

이 페이지는 외부 행성 궤도 및 물리적 매개변수에 대해 설명합니다.

궤도 파라미터

대부분의 알려진 외계 행성 후보들은 간접적인 방법을 사용하여 발견되었고, 따라서 그들의 물리적 및 궤도 매개변수의 일부만 결정될 수 있다.예를 들어 궤도를 정의하는 6개의 독립적인 매개변수 중 반지름 속도법은 반장축, 편심률, 근일점 경도, 근일점 시간 등 4가지를 결정할 수 있다.상승 노드의 기울기와 경도라는 두 가지 매개변수는 알려지지 않은 상태로 남아 있습니다.

항성으로부터의 거리 및 공전 주기

Log-log scatterplot showing masses, orbital radii, and period of all extrasolar planets discovered through September 2014, with colors indicating method of detection
2014년 9월까지 발견된 모든 외계 행성의 질량, 궤도 반지름 및 주기를 나타내는 로그 산점도. 색상은 검출 방법을 나타낸다.
통과하다
타이밍.
반지름 속도
다이렉트 이미징
마이크로렌즈
참고로 태양계 행성은 회색 원으로 표시됩니다.수평축은 반장수축의 로그를 표시하고 수직축은 질량의 로그를 표시합니다.

태양계의 어떤 행성보다 모항성에 훨씬 더 가까운 외계 행성들이 있고, 별에서 훨씬 더 멀리 떨어져 있는 외계 행성들도 있습니다.0.4 천문단위(AU)로 태양에 가장 가까운 행성인 수성은 궤도에 88일이 걸리지만, 알려진 외계 행성의 가장 작은 궤도의 공전 주기는 몇 시간밖에 되지 않습니다. 초단주기 행성을 참조하십시오.케플러-11 시스템은 수성보다 작은 궤도에 5개의 행성을 가지고 있다.해왕성은 태양으로부터 30AU 떨어져 있고 궤도를 도는 데 165년이 걸리지만, 항성으로부터 수천AU 떨어져 있고 궤도를 도는 데 수만 년이 걸리는 외계 행성들이 있습니다. 예를 들어 GU 물고기자리 b.[1]

반지름 속도와 통과 방법은 궤도가 작은 행성에 가장 민감합니다.51 Peg b와 같은 가장 초기의 발견은 [2]며칠의 궤도를 가진 가스 거대 기업이었다.이 "뜨거운 목성"들은 더 바깥쪽으로 형성되어 안쪽으로 이동했을 것입니다.

직접 영상 촬영 방법은 궤도가 큰 행성에 가장 민감하며, 수백 AU의 행성-별 간 거리를 가진 일부 행성을 발견했습니다.그러나 원시 행성계 원반의 반지름은 보통 약 100AU에 불과하며, 핵심 부착 모형은 행성이 10AU 이내에 형성될 것으로 예측하고 있으며, 이 경우 원반이 증발하기 전에 행성이 충분히 빠르게 합쳐질 수 있습니다.매우 긴 주기의 거대 행성은 [3]포획되거나 근접하여 중력에 의해 바깥쪽으로 흩어진 불량 행성일 수도 있고, 행성과 항성이 질량이 불균형한 넓은 쌍성계일 수도 있으며, 행성이 별도의 원시 행성계 원반의 주요 물체일 수도 있습니다.중력 불안정 모형은 수백 AU 떨어져 있는 행성을 만들 수 있지만, 이것은 이례적으로 큰 [4][5]원반을 필요로 할 것입니다.궤도가 수십만 AU까지 매우 넓은 행성의 경우 행성이 항성에 중력적으로 묶여 있는지 관찰하기 어려울 수 있습니다.

가장 많이 사용되는 방법(반경 속도 및 통과)은 행성이 존재하는지 확인하기 위해 여러 궤도를 관찰해야 하며 이러한 방법이 작은 분리를 커버하기 위해 처음 사용된 이후 충분한 시간 밖에 지나지 않았기 때문에 발견된 대부분의 행성들은 그들의 모성으로부터 몇 AU 이내에 있습니다.궤도가 더 큰 몇몇 행성들은 직접 영상을 통해 발견되었지만, 중간 범위의 거리가 있는데, 이는 대부분 탐사되지 않은 태양계의 가스 거대 영역과 거의 맞먹습니다.이 지역을 탐사하기 위한 직접 촬영 장비는 2014년에 작동을 시작한 두 개의 대형 망원경(예: 제미니 행성 이미저와 VLT-SPIRE)에 설치되었다.마이크로렌즈법은 1~10AU [6]범위의 몇몇 행성을 발견했다.대부분의 외계 행성계에는 태양계의 목성과 토성과 비슷한 크기의 궤도를 가진 한 두 개의 거대한 행성이 있을 것으로 보인다.현재 태양과 비슷한 [7]별 주위에는 상당히 큰 궤도를 가진 거대 행성이 드물다고 알려져 있습니다.

별에서 거주 가능 구역의 거리는 별의 유형에 따라 달라지며, 이 거리는 별의 크기와 온도가 변함에 따라 별의 수명 동안 변합니다.

편심

궤도의 이심률은 궤도가 얼마나 타원형(융기형)인지 측정하는 것입니다.수성을 제외한 태양계의 모든 행성은 거의 원형 궤도를 가지고 있다(e<0.1).[8]공전 주기가 20일 이하인 외계행성은 대부분 원주기에 가까운 궤도를 가지고 있으며, 즉 이심률이 매우 낮다.그것은 조석 원환화 때문인 것으로 생각된다. 즉, 두 물체 사이의 중력 상호작용으로 인해 시간이 지남에 따라 편심률이 감소하는 것이다.케플러 우주선이 발견한 해왕성 이하 크기의 행성은 공전 주기가 짧다.[9]반대로, 궤도 주기가 긴 거대 행성들은 방사형-속도법에 의해 상당히 이심적인 궤도를 가지고 있다.(2010년 7월 현재 이러한 외계행성의 55%는 0.2보다 큰 이심률을 가지고 있는 반면, 17%는 0.5보다 큰 이심률을 가지고 있다.[10]행성은 궤도의 이심률에 관계없이 거의 똑같이 잘 검출될 수 있기 때문에 거대 행성의 중간에서 높은 이심률(e>0.2)은 관측 선택 효과가 아니다.관측된 거대 행성들의 집합에서 타원 궤도의 통계적 의미는 다소 놀랍습니다. 왜냐하면 행성 형성에 대한 현재의 이론은 저질량 행성들이 주변 원시 행성계 [11][12]원반과의 중력 상호작용에 의해 궤도 이심률을 원형화해야 한다는 것을 암시하기 때문입니다.그러나 행성이 더 거대해지고 원반과의 상호작용이 비선형화되면 주변 원반 가스의 이심 운동을 유발하여 행성의 궤도 [13][14][15]이심률을 자극할 수 있습니다.낮은 이심률은 높은 다중성(계 [16]내 행성의 수)과 상관 관계가 있습니다.거주성, 특히 고령의 [17]삶을 위해서는 낮은 편심성이 필요하다.

전류 검출 능력의 한계 부근에 있는 약한 도플러 신호의 경우 편심성이 제대로 구속되지 않고 높은 값으로 치우치게 됩니다.저질량 외계행성에 대해 보고된 높은 이심률 중 일부는 과대평가될 수 있습니다. 시뮬레이션 결과 많은 관측치가 원형 궤도에 있는 두 개의 행성과 일치합니다.중간 정도의 이심률의 궤도에서 단일 행성이 관측되었다고 보고된 바에 따르면 [18]한 쌍의 행성이 될 확률은 약 15%입니다.이러한 오해는 두 행성이 2:1의 공명으로 공전하는 경우에 특히 발생할 수 있다.2009년에 알려진 외계 행성 표본과 함께, 천문학자들은 "(1개의 행성 중) 약 35%가 2:1 궤도 공명 상태에서 통계적으로 행성계와 구별할 수 없고, (2) 다른 40%는 원형 궤도 솔루션과 통계적으로 구별할 수 없다" 그리고 "(3개의 행성들이) 질량이 2:1인 것으로 추정했다.지구까지 경작할 수 있는 것은 이심성 슈퍼지구와 해왕성 질량행성의 알려진 궤도 용액에 숨겨져 있을 수 있다."[19]

반지름 속도 조사 결과 0.1AU 이상의 외계 행성 궤도는 특히 큰 행성의 경우 이심률이 높은 것으로 나타났습니다.케플러 우주선에 의해 얻어진 통과 데이터는 RV 조사와 일치하며, 또한 작은 행성들이 이심 궤도를 [20]덜 갖는 경향이 있다는 것을 밝혀냈다.

기울기와 스핀-오빗 각도

궤도경사각은 행성의 궤도면과 다른 기준면 사이의 각도이다.외계행성의 경우, 일반적으로 지구상의 관찰자에 대한 기울기를 나타냅니다. 즉, 사용되는 각도는 행성의 궤도면에 대한 정상과 지구에서 별까지의 시선 사이의 각도입니다.따라서 통과법에 의해 관측된 대부분의 행성은 [21]90도에 가깝습니다.'경사'라는 단어는 외계 행성 연구에서 이러한 시야의 기울기에 대해 사용되기 때문에 행성의 궤도와 별의 회전 사이의 각도는 다른 단어를 사용해야 하며 스핀-궤도 각도 또는 스핀-궤도 정렬이라고 불립니다.대부분의 경우 별의 회전축의 방향을 알 수 없습니다.케플러 우주선은 수백 개의 다중 행성계를 발견했고, 대부분의 행성들은 태양계와 [9]마찬가지로 거의 같은 평면에서 궤도를 돈다.그러나, 측성계와 반지름 속도 측정의 조합으로 일부 행성계는 궤도면이 [22]서로 상당히 기울어진 행성을 포함하고 있는 것으로 나타났다.뜨거운 목성의 절반 이상은 모항성의 자전과 상당히 어긋난 궤도면을 가지고 있다.뜨거운 목성의 상당 부분은 심지어 역행 궤도를 가지고 있는데, 이는 그들이 별의 [23]회전과 반대 방향으로 궤도를 돈다는 것을 의미합니다.행성의 궤도가 교란되기보다는 별의 자기장과 행성 형성 [24]원반 사이의 상호작용으로 인해 항성 자체가 시스템 형성 초기에 뒤집혔을 수도 있습니다.

근일점 세차

근일점 세차운동은 궤도면 내에서 행성의 궤도가 회전하는 것, 즉 타원의 축이 방향을 바꾸는 것이다.태양계에서는 다른 행성으로부터의 섭동이 주된 원인이지만, 근접한 외계행성의 경우 가장 큰 요인은 별과 행성 사이의 조력일 수 있습니다.근접 외계행성의 경우, 세차운동에 대한 일반 상대론적 기여는 매우 중요하며 수성의 같은 효과보다 훨씬 클 수 있습니다.일부 외계행성은 상당히 이심률이 높은 궤도를 가지고 있어 세차운동을 탐지하기가 더 쉽다.일반 상대성 이론의 효과는 약 10년 또는 [25]그 이하의 시간표에서 감지될 수 있다.

노달 세차

노달 세차운동은 행성의 궤도면의 회전이다.결절 세차운동은 궤도면이 별의 회전으로 기울어져 있을 때 근일점 세차운동과 더 쉽게 구별됩니다. 극단적인 경우는 극궤도입니다.

WASP-33은 거의 극지 궤도에서 뜨거운 목성을 거느리고 있는 빠르게 회전하는 별이다.이 별의 4극 질량 모멘트와 적절한 각운동량은 각각 1900배와 400배로 태양보다 크다.이것은 케플러의 법칙에서 상당히 고전적이고 상대적인 편차를 일으킨다.특히 빠른 회전은 별의 편평성과 렌즈성 때문에 큰 결절 세차운동을 일으킨다.삼키는 효과.[26]

회전 및 축 기울기

Log-linear plot of planet mass (in Jupiter masses) vs. spin velocity (in km/s), comparing exoplanet Beta Pictoris b to the Solar System planets
Beta Pictoris b를 태양계 행성과 비교한 행성의 적도 회전 속도 대 질량 그림.

2014년 4월, 초목성 가스 행성인 픽토리스 베타 b의 하루 길이는 8시간이다([27][28][29]행성의 축 경사가 작다는 가정 하에).초속 25km의 적도 회전속도로, 이는 태양계의 거대 행성들보다 빠른 속도이며, 거대 행성이 더 질량이 클수록 더 빨리 회전할 것이라는 예상과 일치한다.화가자리 베타 b는 별에서 9AU 떨어져 있다.그러한 거리에서는 목성 행성의 회전이 조석 [30]효과에 의해 느려지지 않는다.픽토리스 b는 아직 따뜻하고 젊으며 앞으로 수억 년 동안 식어 목성 정도의 크기로 줄어들 것이며, 각운동량이 보존되면 낮의 길이는 약 3시간으로 줄어들고 적도 회전 속도는 약 40km/[28]s까지 빨라질 것이다.Beta Pictoris b의 이미지는 자세한 내용을 직접 볼 수 있을 만큼 높은 해상도를 가지고 있지 않지만, 도플러 분광기 기술은 행성의 다른 부분들이 서로 다른 속도로 움직이고 있고 행성이 [27]회전하고 있다고 추측되는 반대 방향으로 움직이고 있다는 것을 보여주기 위해 사용되었다.차세대 대형 지상 망원경으로는 [31][32]2014년 갈색왜성 루만 16B의 지도 제작과 같이 도플러 영상 기술을 사용하여 행성의 지구 지도를 만드는 것이 가능할 것이다.2017년 여러 가스 거대 기업들의 자전에 대한 연구는 행성의 [33]회전 속도와 질량 사이에 아무런 상관관계가 없다는 것을 발견했다.

지구형 행성의 스핀과 기울기의 근원점

거대한 충돌은 지구 행성의 자전에 큰 영향을 미친다.행성 형성 중 마지막 몇 개의 거대한 충돌은 지상 행성의 자전 속도를 결정하는 주요 요인이 되는 경향이 있습니다.평균적으로 회전각 속도는 행성이 분열하고 흩어지는 속도의 약 70%가 될 것입니다; 행성 배아의 자연적인 결과는 탈출 속도보다 약간 더 큰 속도로 충돌합니다.후기에는 지구형 행성 스핀도 미행성과의 충돌에 영향을 받는다.거대 충돌 단계에서 원시 행성계 원반의 두께는 행성 배아의 크기보다 훨씬 크기 때문에 충돌은 3차원에서 어느 방향에서나 발생할 가능성이 높습니다.이로 인해 상승된 행성의 축 기울기는 0도에서 180도 사이이며, 다른 방향과 마찬가지로 순행 및 역행 스핀이 동일하게 발생할 수 있습니다.따라서, 금성을 제외한 태양계의 지구형 행성에서 흔히 볼 수 있는 축이 작은 순방향 스핀은 거대한 충돌에 의해 만들어진 지구형 행성에서는 일반적으로 흔하지 않다.거대한 충돌에 의해 결정되는 행성의 초기 축 기울기는 행성이 별에 가까울 경우 항성 조수에 의해, 행성이 큰 [34]위성을 가지고 있을 경우 위성 조수에 의해 크게 바뀔 수 있다.

조수 효과

대부분의 행성에서 자전 주기와 축 기울기(사각이라고도 함)는 알려져 있지 않지만, 많은 행성들이 매우 짧은 궤도(조석 효과가 더 큰 곳)를 가지고 있으며, 아마도 예측될 수 있는 평형 회전(즉, 조석 잠금, 스핀-궤도 공명, 비공진 평형)에 도달했을 것이다.역회전([30]retrograde route rotation)으로 간주됩니다.

중력 조류는 축 기울기를 0으로 감소시키는 경향이 있지만, 회전 속도가 평형에 도달하는 것보다 더 긴 시간 척도에 걸쳐 감소한다.하지만, 한 시스템에 여러 개의 행성이 존재하면 카시니 상태라고 불리는 공명 상태에서 축방향 기울기가 포착될 수 있습니다.이 상태 주변에는 작은 진동이 있으며 화성의 경우 이러한 축 기울기 변화가 혼돈합니다.[30]

뜨거운 목성이 모항성에 근접해 있다는 것은 그들의 스핀-오빗 진화가 대부분 별의 중력 때문이지 다른 효과는 아니라는 것을 의미한다.뜨거운 목성의 회전 속도는 이러한 유체-물체가 조수에 반응하는 방식 때문에 스핀-궤도 공명으로 포착될 것으로 생각되지 않는다. 따라서 이와 같은 행성은 궤도가 원형일 경우 동기 회전으로 느려지고, 궤도가 이심률일 경우 비동기 회전으로 느려진다.뜨거운 목성은 행성 이동 중에 카시니 상태에 있더라도 별에서 멀리 떨어져 있어도 축방향 기울기가 0으로 진화할 가능성이 높습니다.뜨거운 목성의 궤도는 시간이 지남에 따라 더 둥글게 될 것이지만, 심지어 지구만큼 작고 거주 가능 영역만큼 멀리 떨어져 있는 행성들조차도 뜨거운 목성의 이심률을 계속 유지할 수 있기 때문에, 조석 원형의 길이는 수백만 o가 아니라 수십억 o가 될 수 있습니다.f년[30]

HD 80606 b의 자전 속도는 약 1.9일로 [30]예측된다.HD 80606 b는 가스 거성이기 때문에 스핀-오빗 공명을 피합니다.궤도의 이심률로 인해 조류가 고정되는 것을 피할 수 있습니다.

물리 파라미터

참고 항목: Planet » 물리적 특성

덩어리

반지름-속도법에 의해 행성을 발견했을 때, 행성의 궤도 기울기 i는 알려지지 않았으며 0도에서 90도 사이일 수 있다.이 방법으로는 행성의 실제 질량(M)을 확인할 수 없지만, 오히려 질량(M sini)에 대한 하한선을 제시합니다.몇몇 경우, 겉으로 보이는 외계행성은 갈색왜성이나 적색왜성과 같이 더 무거운 물체일 수 있습니다.그러나 i의 작은 값(예를 들어 관측된 하한의 두 배 이상의 실제 질량을 얻을 수 있는 30도 미만)은 상대적으로 낮기 때문에(1-33/2 ≈13%) 대부분의 행성은 관측된 [2]하한에 상당히 가까운 실제 질량을 가질 것이다.

행성의 궤도가 시선과 거의 수직인 경우(즉, 90°에 가까운 경우), 통과 방법을 통해 행성을 탐지할 수 있습니다.그러면 기울기를 알 수 있고, 반지름-속도 관측에서 M sini와 결합된 기울기는 행성의 실제 질량을 알려 줄 것입니다.

또한, 다중 행성계의 측성학적 관측과 동적 고려는 때때로 행성의 실제 질량에 대한 상한을 제공할 수 있습니다.

2013년에 전이 외계 행성들의 흡입 스펙트럼에서 결정될 수 없다는 것을 제안하였다.q.

통과 시간의 변화는 행성의 [37]질량을 찾는 데에도 사용될 수 있다.

반지름, 밀도 및 벌크 구성

케플러 우주 관측소의 최근 결과가 나오기 전까지, 대부분의 확인된 행성은 가장 쉽게 발견되기 때문에 크기가 목성과 비슷하거나 더 큰 가스 행성이었다.그러나 케플러에 의해 발견된 행성들은 대부분 해왕성의 크기와 [9]지구의 크기 사이이다.

만약 행성이 반지름-속도 및 통과 방법에 의해 발견될 수 있다면, 행성의 실제 질량과 반지름은 물론 밀도를 결정할 수 있습니다.밀도가 낮은 행성은 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있는 것으로 추정되며, 중간 밀도의 행성은 물을 주요 성분으로 추정됩니다.고밀도 행성은 지구와 태양계의 다른 지구 행성들처럼 암석으로 추정됩니다.

alt=Histogram showing the radius-comparison of B4D exoplanet candidates to radii of Earth, a super-Earth, Neptune, Jupiter, and a super-Jupiter. Neptune and super-Jupiter are the most and least populated size-ranges, respectively.
케플러 행성 후보 크기– 2013년 11월 4일 현재 2,036개의 별을 공전하는 2,740개의 후보를 기반으로 합니다(NASA).
Size-comparison of planets with different compositions to a Sun-like star, and to Earth
다른 조성을 가진 행성의 크기 비교.

거대 가스 행성, 부푼 행성, 초목성

Size comparison of Jupiter and exoplanet WASP-17b
WASP-17b(오른쪽)와 목성(왼쪽)의 크기 비교.
주요 기사: 가스 대기업, 퍼피 행성, 슈퍼 주피터, 슈퍼 퍼프

뜨거운 가스 행성은 모항성에 매우 가까이 있거나, 생성 과정에서 여전히 뜨겁고 열에 의해 팽창하기 때문에 발생합니다.차가운 가스 행성의 경우, 질량이 목성 물질에 도달할 때 발생하는 목성보다 약간 큰 최대 반지름이 있습니다.이 점보다 질량을 더하면 반지름이 [38][39][40]축소됩니다.

항성으로부터의 열을 고려하더라도, 많은 통과 외계 행성들은 질량을 고려할 때 예상보다 훨씬 크며, 이는 그들이 놀라울 정도로 낮은 [41]밀도를 가지고 있다는 것을 의미합니다.가능한 한 가지 설명은 자기장 섹션을 참조하십시오.

Two plots of exoplanet density vs. radius (in Jupiter radii). One shows density in g/cm3. The other shows diffusivity, or 1/density, or cm3/g.
외계행성의 밀도와 반지름 그림.[a]상단: 밀도 대반지름하단:확산성=1/밀도 대반지름단위: 반지름(목성 반지름)RJup) 밀도(g/cm3).확산도(cm3/g).이 그림들은 지구와 해왕성 크기 사이에 행성에 대한 광범위한 밀도가 있다는 것을 보여주고, 그 다음 행성은 0.6이다. RJup 크기는 매우 저밀도이고 그 중 극소수입니다. 그러면 가스 거대기업은 광범위한 밀도를 가집니다.

부풀어 오른 뜨거운 목성 외에도, 또 다른 종류의 저밀도 행성이 있습니다: 질량은 지구의 몇 배에 불과하지만 반지름은 해왕성보다 큽니다.케플러-51 주변의[42] 행성들은 세 개의 케플러-51 행성이 확산 대 반지름 그림에서 두드러지는 오른쪽에 있는 그림에서 볼 수 있듯이 팽창된 뜨거운 목성보다 밀도가 훨씬 낮다.

거대 얼음과 슈퍼 해왕성

주요 기사:얼음의 거인

케플러-101b는 최초로 발견된 슈퍼 해왕성입니다.이것은 해왕성의 질량의 3배를 가지고 있지만, 수소-헬륨이 지배하는 거대 [43]가스와는 달리 무거운 원소들이 전체 질량의 60퍼센트 이상을 차지한다는 것을 암시합니다.

슈퍼 지구, 미니 넵튠, 가스 왜성

주요 기사:슈퍼 지구, 미니 해왕성, 헬륨 행성, 가스 왜성

만약 행성이 지구와 해왕성 사이에 반지름과 질량을 가지고 있다면, 그 행성이 지구처럼 암석인지, 해왕성처럼 휘발성 물질과 가스의 혼합물인지, 수소/헬륨 외피를 가진 작은 행성인지, 또는 다른 성분인지에 대한 의문이 제기됩니다.

지구 반지름이 1~4인 케플러 통과 행성들 중 일부는 반지름 속도나 통과 시간 측정법에 의해 질량을 측정했다.계산된 밀도는 지구 반지름 1.5까지, 이 행성들은 암석이고 중력 압축으로 인해 반지름이 증가함에 따라 밀도가 증가한다는 것을 보여준다.그러나 지구 반지름 1.5와 4 사이에서는 반지름이 증가함에 따라 밀도가 감소합니다.이것은 1.5 지구 반지름 이상 행성에는 휘발성 물질과 가스가 증가하는 경향이 있다는 것을 나타냅니다.이러한 일반적인 경향에도 불구하고, 주어진 반지름에 광범위한 질량이 존재하는데, 이는 가스 행성이 다른 질량과 조성의 [44]암석 핵을 가질 수 있고, 또한 휘발성 [45]물질의 광증발 때문일 수도 있습니다.열진화 대기 모형은 암석행성과 [46]가스행성을 구분하는 선으로 지구의 1.75배의 반지름을 제시한다.항성 조사로 인해 가스 외피를 잃은 가까운 행성을 제외하고, 별의 금속성 연구는 암석 행성과 가스 왜성 사이에 지구 반지름 1.7의 분할선을, 가스 왜성과 가스 거대 행성 사이에 지구 반지름 3.9의 또 다른 분할선을 제시한다.이러한 구분선은 통계적인 경향이며 보편적으로 적용되지 않습니다. 왜냐하면 행성 형성에 영향을 미치는 요인은 금속성 외에도 별과의 거리 등 여러 가지가 있기 때문입니다. 더 [47]먼 거리에서 형성된 더 큰 암석 행성이 있을 수 있습니다.데이터의 독립적인 재분석은 이러한 분할선이 없고 지구 반지름 1과 4 사이에 연속적인 행성 형성이 존재하며, 원시 행성계 원반의 고체 물질의 양이 슈퍼 지구 형태를 결정한다고 의심할 이유가 없음을 [48]시사한다.2016년 300개 이상의 행성에 대해 수행된 연구에 따르면, 지구 질량이 약 2개인 대부분의 물체는 상당한 수소-헬륨 외피를 모으고 있으며, 이는 바위가 많은 슈퍼지구가 [49]드물 수 있다는 것을 의미한다.

저밀도 지구질량 행성 케플러-138d의 발견은 암석행성과 저밀도 행성이 모두 발생하는 [50]질량의 범위가 겹친다는 것을 보여준다.저밀도 저밀도 행성은 남은 수소 대기의 해양 행성이나 슈퍼 지구, 증기 대기의 뜨거운 행성 또는 수소-헬륨 [51]대기의 미니 해왕성일 수 있다.저질량 저밀도 행성의 또 다른 가능성은 주로 일산화탄소, 이산화탄소, 메탄 또는 [52]질소로 이루어진 대기를 가지고 있다는 것이다.

거대 고체 행성

Size comparison of Kepler-10c with Earth and Neptune
케플러-10c와 지구 및 해왕성의 크기 비교

2014년, 케플러-10c의 새로운 측정 결과, 케플러-10c는 지구보다 밀도가 높은 해왕성 질량의 행성(지구 질량 17질량)으로 밝혀졌으며, 이는 케플러-10c가 대부분 암석으로 구성되어 있으며, 최대 20%의 고압 물 얼음을 가지고 있지만 수소가 지배적인 외피층이 없음을 보여준다.이것은 '슈퍼 지구'라는 용어에 일반적으로 사용되는 10-지구 질량의 상한을 훨씬 초과하기 때문에 메가 지구라는 용어가 [53][54]만들어 졌다.비슷한 질량과 밀도가 높은 행성은 케플러-131b일 수 있지만 밀도는 케플러 10c만큼 잘 측정되지 않습니다.다음으로 가장 질량이 큰 고체 행성은 이 질량의 절반인 55개의 게자리 e와 케플러-20b입니다.[55]

가스 행성은 큰 고체 핵을 가질 수 있다.토성 질량의 행성 HD 149026 b는 토성 반지름의 3분의 2밖에 되지 않기 때문에 지구의 질량이 60질량 이상인 [38]암석-얼음 핵을 가지고 있을 수 있습니다.CoRoT-20b의 질량은 목성의 4.24배이지만 반지름은 목성의 0.84에 불과하다. 중원소가 중심핵에 집중되어 있다면 금속핵은 지구질량 800배, 중원소가 [56][57]행성에 더 많이 분포되어 있다면 지구질량 300배이다.

통과 시간 변동 측정 결과 케플러-52b, 케플러-52c, 케플러-57b의 최대 질량은 지구의 30배에서 100배 사이이지만 실제 질량은 이보다 훨씬 낮을 수 있습니다.지구 반지름이[58] 약 2인 경우, 같은 크기의 철 행성보다 밀도가 클 수 있습니다.그들은 별에 매우 가깝게 궤도를 돌기 때문에 각각 기화 가스 거성이나 갈색 왜성의 잔존 핵일 수 있습니다.만약 남은 핵이 충분히 크다면,[59][60] 대기권을 잃었음에도 불구하고 수십억 년 동안 그러한 상태를 유지할 수 있을 것이다.

지구 질량이 수천 개에 이르는 고체 행성은 원시 행성계 원반이 충분히 무거운 원소를 포함하고 있는 질량이 큰 별(B형과 O형 별, 5-120 태양질량) 주위에 형성될 수 있다.또한, 이 별들은 높은 자외선과 원반 안에 있는 가스를 광증발시켜 무거운 [61]원소만 남길 수 있는 바람을 가지고 있다.비교를 위해, 해왕성의 질량은 지구의 질량과 같으며, 목성의 질량은 318이며, IAU의 외계행성에 대한 정의에서 사용된 13-목성의 질량은 지구의 [61]질량과 비슷합니다.

차가운 행성은 그 지점에 더 많은 질량을 더하면 행성이 반지름을 늘리는 대신 무게로 압축되기 때문에 최대 반지름을 가지고 있다.고체 행성의 최대 반지름은 가스 [61]행성의 최대 반지름보다 작습니다.

모양.

행성의 크기를 반지름을 사용하여 설명할 때, 이것은 구에 의한 모양에 근사한 것입니다.그러나 행성의 회전은 행성의 극지방을 평평하게 만든다. 따라서 적도 반경은 극지름보다 커서 타원형 구형에 가깝다.지나가는 외계행성의 편평성은 통과 광선 곡선에 영향을 미칠 것이다.현재 기술의 한계에서는 HD 189733b가 [62]토성보다 덜 타원형이라는 것을 보여줄 수 있었다.만약 행성이 별에 가까이 있다면, 중력 조류는 행성을 별의 방향으로 연장시켜, 행성을 3축 타원체에 [63]가깝게 만들 것입니다.조석변형은 행성과 별 사이의 선을 따라 있기 때문에 통과 광도 측정법으로는 발견하기 어렵다. 조석변형이 회전변형보다 큰 경우에도 회전변형에 의해 발생하는 크기보다 작은 크기의 통과광선 곡선에 영향을 미칠 것이다(타이달의 경우).y가 잠긴 뜨거운 [62]목성).암석행성과 가스행성의 암석핵의 재료 강성은 앞서 언급한 [62]형태에서 더 큰 편차를 일으킬 것이다.조사면의 불균형에 의한 열조도 한 요인이다.[64]

메모들

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외부 링크

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