행성질량 천체

Planetary-mass object
플래닛과 혼동하지 마세요.
수성, 금성, 지구, 화성과 왜소행성 명왕성 등 다른 행성 질량의 물체들 사이에서 스케일링할 수 있는 행성 질량의 위성들.

행성질량물체(PMO), 평면 [1]또는 행성체는 지구물리학적 정의에 의해 정수적 평형을 이룰 수 있을 만큼 질량이 크지만 [2][3]별처럼 핵융합이 지속되기에 충분하지 않은 천체입니다.

이 용어의 목적은 행성의 개념보다 더 넓은 범위의 천체를 지칭하는 것이다. 왜냐하면 지구물리학적 용어로 유사한 많은 물체들이 행성에 대한 일반적인 기대에 부합하지 않기 때문이다.행성 질량의 물체는 기원과 위치에서 상당히 구별될 수 있습니다.행성질량 물체에는 왜성, 행성질량 위성 또는 자유롭게 떠다니는 플라네모 등이 있으며, 행성들은 행성계에서 방출되거나 강착이 아닌 구름 붕괴를 통해 형성되었을 수 있습니다.

종류들

행성 질량의 달

주요 기사: Satellite planet
태양 왜성 명왕성보다 큰 행성 질량의 위성.

가니메데, 칼리스토, 타이탄 세 개의 가장 큰 위성은 수성과 비슷하거나 더 크다; 이것들과 4개 – Io, 지구의 달, 유로파, 그리고 트리톤 –은 가장 큰 왜성인 명왕성보다 크다.또 다른 12개의 작은 위성들은 그들의 중력이나 그들의 모행성의 조력, 또는 둘 다에 의해 둥글게 형성될 수 있을 만큼 충분히 크다.특히 타이탄은 지구와 같이 표면에 두꺼운 대기와 안정된 액체체를 가지고 있다.행성에 대한 지구물리학적 정의의 지지자들은 위치가 중요하지 않아야 하며 오직 지구물리학적 속성만 행성의 정의에 고려되어야 한다고 주장한다.위성 행성이라는 용어는 때때로 행성 크기의 [4]위성을 가리키는 말로 사용된다.

왜행성

주요 기사:왜행성

왜소행성 Pluto

왜성은 실제 행성도 아니고 자연 위성도 아닌 행성급 물체입니다. 항성의 직접 궤도에 있고, 중력이 항성을 유체적으로 평형한 형태로 압축할 수 있을 만큼 충분히 거대하지만, 궤도 주변의 다른 물질들을 제거하지는 못했습니다.행성 과학자이자 '왜소 행성'이라는 용어를 제안한 뉴호라이즌스의 수석 연구원인 앨런 스턴은 위치는 중요하지 않으며 지구물리학적 속성만 고려되어야 하며, 따라서 왜소 행성은 행성의 하위 유형이라고 주장했다.IAU는 (더 중립적인 '행성체'가 아닌) 이 용어를 받아들였지만, 왜성들을 별도의 [5]범주로 분류하기로 결정했다.

행성 및 외부 행성

이 단락들은 Planet에서 발췌한 것이다.[편집]
행성은 별도 아니고 별도 아닌 크고 둥근 천체이다.행성 형성에 대한 가장 좋은 이론은 성운간 구름이 성운 밖으로 붕괴되어 원시 행성계 원반이 궤도를 도는 젊은 원시성을 만든다고 가정하는 성운 가설입니다.행성들은 중력에 의해 움직이는 물질의 점진적인 축적에 의해 이 원반에서 성장하는데, 이것은 강착이라고 불리는 과정이다.태양계에는 적어도 8개의 행성이 있다: 수성, 금성, 지구, 화성과 목성, 토성, 천왕성, 해왕성.이 행성들은 각각 궤도 극에 대해 기울어진 축을 중심으로 회전합니다.비록 수성의 수성은 미약하지만, 그들 모두는 대기를 가지고 있고, 일부는 만년설, 계절, 화산 활동, 허리케인, 구조학, 그리고 심지어 수문학 같은 특징을 공유한다.금성과 화성을 제외한 태양계 행성은 자기장을 발생시키고 금성과 수성을 제외한 모든 행성은 자연 위성을 가지고 있다.이 거대한 행성들은 행성 고리를 가지고 있는데, 가장 두드러진 것은 토성의 고리이다.

이전의 스타들

다음 항목도 참조하십시오.붕괴된 행성 » 별

근접 쌍성계에서는 항성 중 하나가 무거운 동반성으로 질량을 잃을 수 있습니다.강착에 의한 맥동 때문에 대량 손실이 발생할 수 있습니다.그러면 축소된 별은 행성 질량의 물체가 될 수 있습니다.예를 들어 펄서 PSR [6]J1719-1438 주위를 도는 목성질량 물체가 있습니다.이 쪼그라든 백색왜성은 헬륨 행성이나 탄소 행성이 될 수 있다.

준갈색 왜성

주요 기사: 준갈색 왜성
갈색왜성 2M1207 [7]주변의 슈퍼목성의 아티스트 인상.

별들은 가스 구름의 중력 붕괴를 통해 형성되지만, 작은 물체들도 구름 붕괴를 통해 형성될 수 있습니다.이와 같이 형성된 행성질량물체는 때때로 준갈색왜성이라고 불린다.준갈색 왜성은 Cha 110913-773444[8] 및 OTS [9]44와 같이 자유롭게 떠다니거나 2MASS J04414489+2301513과 같은 큰 물체 주위를 돌고 있을 수 있습니다.

준갈색왜성의 쌍성계는 이론적으로 가능하다; Op 162225-240515는 처음에는 목성질량 14의 갈색왜성과 목성질량 7의 준갈색왜성의 쌍성계로 생각되었으나, 추가적인 관측으로 추정질량을 목성질량 13보다 크게 수정하여 갈색왜성이 되었다.orking 정의.[10][11][12]

포획된 행성

항성단에 있는 불량 행성들은 별과 비슷한 속도를 가지고 있기 때문에 다시 되찾을 수 있습니다.이들은 보통 100에서5 10AU 사이의 넓은 궤도로 포착됩니다.캡처 효율은 클러스터 볼륨이 증가함에 따라 감소하고, 특정 클러스터 크기에 대해 호스트/프라이머리 매스에 따라 증가합니다.이것은 행성의 질량과 거의 독립적이다.단일 및 다중 행성은 임의의 정렬되지 않은 궤도, 서로 또는 항성 호스트 스핀 또는 기존의 [13]행성계로 포착될 수 있습니다.

불량 행성

주요 기사: Rogue planet
다음 항목도 참조하십시오.5개의 행성 나이스 모델

항성계와 행성계 형성에 대한 여러 컴퓨터 시뮬레이션 결과 행성 질량의 일부 물체가 성간 [14]우주로 방출될 것이라는 주장이 나왔다.이러한 물체는 일반적으로 불량 행성이라고 불린다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Weintraub, David A. (2014). Is Pluto a Planet?: A Historical Journey through the Solar System. Princeton University Press. p. 226. ISBN 978-1400852970.
  2. ^ Basri, Gibor; Brown, E. M. (May 2006). "Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 34: 193–216. arXiv:astro-ph/0608417. Bibcode:2006AREPS..34..193B. doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. S2CID 119338327.
  3. ^ Stern, S. Alan; Levison, Harold F. (2002). Rickman, H. (ed.). "Regarding the criteria for planethood and proposed planetary classification schemes". Highlights of Astronomy. San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific. 12: 208. Bibcode:2002HiA....12..205S. doi:10.1017/S1539299600013289. ISBN 978-1-58381-086-6.
  4. ^ "Should Large Moons Be Called 'Satellite Planets'?". News.discovery.com. 2010-05-14. Archived from the original on 2010-05-16. Retrieved 2011-11-04.
  5. ^ "Resolution B5 Definition of a Planet in the Solar System" (PDF). IAU 2006 General Assembly. International Astronomical Union. Retrieved January 26, 2008.
  6. ^ Bailes, M.; Bates, S. D.; Bhalerao, V.; Bhat, N. D. R.; et al. (2011). "Transformation of a Star into a Planet in a Millisecond Pulsar Binary". Science. 333 (6050): 1717–20. arXiv:1108.5201. Bibcode:2011Sci...333.1717B. doi:10.1126/science.1208890. PMID 21868629. S2CID 206535504.
  7. ^ "Artist's View of a Super-Jupiter around a Brown Dwarf (2M1207)". Retrieved 22 February 2016.
  8. ^ Luhman, K. L.; Adame, Lucía; D'Alessio, Paola; Calvet, Nuria (2005). "Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk". Astrophysical Journal. 635 (1): L93. arXiv:astro-ph/0511807. Bibcode:2005ApJ...635L..93L. doi:10.1086/498868. S2CID 11685964.
  9. ^ Joergens, V.; Bonnefoy, M.; Liu, Y.; Bayo, A.; et al. (2013). "OTS 44: Disk and accretion at the planetary border". Astronomy & Astrophysics. 558 (7): L7. arXiv:1310.1936. Bibcode:2013A&A...558L...7J. doi:10.1051/0004-6361/201322432. S2CID 118456052.
  10. ^ Close, Laird M.; Zuckerman, B.; Song, Inseok; Barman, Travis; et al. (2007). "The Wide Brown Dwarf Binary Oph 1622–2405 and Discovery of A Wide, Low Mass Binary in Ophiuchus (Oph 1623–2402): A New Class of Young Evaporating Wide Binaries?". Astrophysical Journal. 660 (2): 1492–1506. arXiv:astro-ph/0608574. Bibcode:2007ApJ...660.1492C. doi:10.1086/513417. S2CID 15170262.
  11. ^ Luhman, Kevin L.; Allers, Katelyn N.; Jaffe, Daniel T.; Cushing, Michael C.; Williams, Kurtis A.; Slesnick, Catherine L.; Vacca, William D. (April 2007). "Ophiuchus 1622-2405: Not a Planetary-Mass Binary". The Astrophysical Journal. 659 (2): 1629–1636. arXiv:astro-ph/0701242. Bibcode:2007ApJ...659.1629L. doi:10.1086/512539. S2CID 11153196.
  12. ^ Britt, Robert Roy (2004-09-10). "Likely First Photo of Planet Beyond the Solar System". Space.com. Retrieved 2008-08-23.
  13. ^ 자유롭게 떠다니는 행성의 재포착에 따른 매우 넓은 궤도의 행성들의 기원, 하가이 B.페레츠, M. B. N. 쿠웬호벤, 2012
  14. ^ Lissauer, J. J. (1987). "Timescales for Planetary Accretion and the Structure of the Protoplanetary disk". Icarus. 69 (2): 249–265. Bibcode:1987Icar...69..249L. doi:10.1016/0019-1035(87)90104-7. hdl:2060/19870013947.