万维百科

巨行星

太阳系的4颗巨行星与太阳的比较(合于比例)。
太阳系巨行星的相对质量。

巨行星是任何的大质量行星。它们通常是由低沸点的材料(气体或冰)组成,而不是岩石或其它固体,但是大质量固体行星也可以存在。太阳系有4颗巨行星:木星土星天王星、与海王星。已经检测到许多恒星都有巨行星在轨道上环绕着。巨行星有时也被称为类木行星,这是依据木星命名的。它们有些是气态巨行星,然而,许多天文学家认为这个名词只适用于木星和土星,天王星和海王星有不同的成分,在分类上是冰巨行星[1][2]。这两个名词都可能造成误导:所有的巨行星主要的流体临界点之上,不存在明显的气相和液相的组成。在木星和土星,主要的成分是;在天王星和海王星,主要的成分是甲烷。天体大到足以点燃核聚变反应就称为褐矮星(以太阳系的成分大约是13倍的木星质量),它们的质量范围介于最大质量的巨行星和最低值量的恒星之间。

一般性质

这些模型的切口是为了说明巨行星的内部。木星显示出岩石的核心埋在金属氢的内部深处。

巨行星是大质量的行星,有一层厚厚的大气层,主要成分是。它们可能有熔融的高密度核心,或者这颗行星热到足够将核心完全溶解和分散至行星的各处[3]。传统的巨行星,像是木星土星(气态巨行星),氢和氦占了行星绝大部分的质量,但在天王星海王星只是外面的壳层,替代成为主要成分的是甲烷,因此越来越多人称它们是" 冰巨行星 "。

在太阳系外的行星,热木星热海王星是轨道非常接近母恒星的巨行星,因此表面有很高的温度。由于相对的容易被检测出来,在空间天文台参与搜寻之前,由地基望远镜发现的系外行星,热木星是最常见的类型。

通常说巨行星通常没有固体的表面,但更准确的说法是它们根本完全没有表面。因为构成的气体只是随着与行星中心距离的增大而越来越稀薄,最终变得与星际物质难以区分。因此能否登陆巨行星,需要依据它的大小和核心的组成分。

太阳系的气态巨行星

木星和土星

木星土星的成分以氢氦为主,其中重元素占总值量的3%至13%[4]。据推测,木星与土星的结构大致由气态分子氢的外层包覆着液态金属氢的内层与可能为融熔岩石的核心。大气层最外侧拥有多层水氨云的特征,而内侧的氢在极大的气压下呈现导电的金属物理特性。这层称为“金属氢”的结构占了木星与土星的最大部分。一般认为,木星土星的核心由较重的元素组成,但在高压与20,000K的高温下,这些元素的特征至今仍鲜为人知。[4]

环带的交互排列

木星表面上明显的环带

木星大气层里环绕着平行于赤道的带状结构,其外观可见到明亮的“区”(Zones)与深色的“带”(Belts)交互排列著[5]。明亮的“区”所在处的大气层较高,拥有高气压中心与上升气流。暗淡的“带”所在处的大气层较低,拥有低气压中心与沉降气流[6]。木星与地球的大气皆有高低气压分布的情形,但不同于地球上的块状气压中心分布,木星上的气压中心呈带状分布,等压线几乎和纬线平行,水平包围整个星球。根据推测,这类现象应与行星高速自转与均匀对称的结构有关。木星不像地球,没有大陆大洋产生的局部大气温差,且自转速度比地球快上许多[7]。不过,木星大气中仍有一些次要结构:分布在各处的大小异色斑点。这些斑点为巨型风暴,有些甚至是闪电风暴;其中以木星上具有三百年观测历史的大红斑最为显著[8]

天王星和海王星

天王星海王星的内部成分与木星土星有显著差异。自云层顶端向下延伸至85%海王星半径到80%天王星半径的范围为大气外层,同样也富含气。在这范围之下的内部区域则大致呈现“冰冻”状态,其组成以甲烷为主[9]。该区域也可能存在气体和岩石,但在特定的冰、气、岩石比例下,混合物的外观酷似纯冰,然而天王星与海王星内部的气体和岩石比例目前仍是未知数[10]

由于天王星、海王星极为朦胧的大气当中含有些许甲烷,使两行星的外观颜色分别为婴儿蓝与深海蓝。两行星皆有与自转轴高度倾斜的磁场[11]

与其他类木行星不同的是,天王星拥有极为倾斜的自转轴,使天王星拥有极端且奇特的季节变化[12]

太阳系以外的气态巨行星

热木星

艺术家笔下的热木星
开普勒7b与木星的比较

由于目前系外行星侦测法的技术有限,至今发现的大多数系外行星的质量之大,几乎坐落在太阳系的类木行星范围。学界普遍认为,比起土星天王星海王星,这些行星和木星的共通点较多,因此部分学者甚至认为,将这些系外行星称为“类木行星”较为妥当。[13][14]许多系外行星都非常靠近母星,其表面温度远超太阳系的类木行星,使科学家不禁怀疑,这些行星当中可能包含太阳系内从未见过的全新行星类型。[15]根据化学元素丰度,宇宙中98%的物质为氢与氦,因此科学家并不认为宇宙中存在质量比木星大且以岩石为主的行星;然而,虽然先前的行星演化理论指出,气态巨行星无法在靠近恒星的区域形成,科学家们却在其他恒星附近发现了违反这项理论的系外热木星。[16]

冷木星

一个超过木星质量、未满500倍地球质量(1.6倍木星质量)的冷木星,其体积仅略大于木星。[17]超过500倍地球质量的行星则将因简并压力而缩小。[17]开尔文-亥姆霍兹机制可使一个同木星的气态巨行星释放比从母星吸收之能量还更多的热能。[18][19]

较小的气体行星

鲸鱼座79b,第一个被发现的质量下限小于土星的系外行星

在探讨类木行星时,虽然“气体”和“巨”两词经常合并使用,但以氢构成的气体行星未必能演化到同太阳系内类木行星的大小。比起质量较大或公转半径较大的行星,较靠近恒星的小气体行星将因流体逸散导致较快速的大气成分流失。[20][21]

已知且可能为气体行星的系外行星当中最小的为開普勒-11f,约为地球质量的2.3倍。[22]

命名

“气态巨行星”(Gas giants)一词为科幻作家詹姆斯·布里士英语James BlishJames Blish)所创。[23]许多争议指出这项命名的错误,因为气体行星中除固态核心之外,大部分物质所承受的温压皆超过临界点,无法区分其液相与气相(参见“超临界流体”)。“流体行星”将会是更贴切的称呼。然而,木星是一个特例:靠近核心的部分以金属氢组成,但星球大部分范围仍以超过临界点的、与微量气体为主。气态巨行星的可见大气范围(小于特定光深度值的范围)占整体行星极小的部分,其深度约仅行星半径的1%。科学家因此认为,气态巨行星的可见大气范围皆以气体组成(相对于地球火星的可见范围,从大气延伸至地壳,而非仅大气本身)。[24]

然而,这项误导认知的命名法反而广为流行。传统上,行星学家偏好使用“岩石”、“气体”、“冰”来简化常见行星组成物质的分类,并未将该物质实际在星球内部的状态纳入考量。在太阳系外侧,被称为“气体”,被称为“冰”,而硅酸盐金属则为“岩石”。探讨接近核心的行星深处时,天文学家通常将“冰”指名为、将“岩石”指名为、并将“气体”指名为。这种称呼就目前看来,应与实际情形差异不远。[25]

气态巨行星的另一种称呼为“类木行星”。这种称呼似乎暗示,所有这类大型气体行星皆和木星类似。然而,天王星海王星木星土星的差异之显著,使部分学者仅在探讨木星土星时才以“类木行星”一词称之,并将天王星与海王星另以“冰巨星(Ice giants)”称之,来彰显其内部以冰为主(形式为液态)的成分[26]

更细致的分类

萨达斯基气态巨行星分类法

基于太阳系外行星中的气体巨行星表面温度呈现的外观不同,气态巨行星还可以分为更为细致的五类:[27](同样适用于太阳系的两大巨行星,但不适用于如天王星海王星冰巨星

序号 预测邦德反照率 表面温度 外观特征 例子
第一类(ClassI 0.57 低于150 K 木星土星巨蟹座55d
第二类(ClassII 0.81 不超过250 K 水蒸汽 巨蟹座55f
第三类(ClassIII 0.12 350 K-800 K 无云 格利泽876b巨蟹座55b
第四类(ClassIV 0.03 高于900 K 碱金属 TrES-2b
第五类(ClassV 0.55 高于1400 K 硅酸盐云、 飞马座51b

(图像为天文软件Celestia内针对各类型气态巨行星的想象图)

相关条目

参考文献

引用

  1. ^ Jonathan I. Lunine. The Atmospheres of Uranus and Neptune. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1993-09-01, 31 (1): 217–263 [2018-04-02]. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
  2. ^ See for example: Boss, Alan P. Formation of gas and ice giant planets. Earth and Planetary Science Letters. 2002, 202 (3–4): 513–523. Bibcode:2002E&PSL.202..513B. doi:10.1016/S0012-821X(02)00808-7.
  3. ^ Rocky core solubility in Jupiter and giant exoplanets, Hugh F. Wilson, Burkhard Militzer, 2011
  4. ^ 4.0 4.1 The Interior of Jupiter, Guillot et al, in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al, editors, Cambridge University Press, 2004
  5. ^ Ingersoll, Andrew P.; Cuzzi, Jeffrey N. Dynamics of Jupiter's cloud bands. Journal of the Atmospheric Sciences. 1969, 26: 981–985. doi:10.1175/1520-0469(1969)026<0981:DOJCB>2.0.CO;2.
  6. ^ Ingersoll, Andrew P.; Timothy E. Dowling; Peter J. Gierasch; Glenn S. Orton; Peter L. Read; Agustin S´anchez-Lavega; Adam P. Showman; Amy A. Simon-Miller; Ashwin R. Vasavada. Dynamics of Jupiter’s Atmosphere (PDF). (编) Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 2004. . p. 1987
  7. ^ Rogers, John. Interim reports on STB (Oval BA passing GRS), STropB, GRS (internal rotation measured), EZ(S. Eq. Disturbance; dramatic darkening; NEB interactions), & NNTB. 英国天文协会. July 30, 2006 [2007-06-15].
  8. ^ Beebe, Reta. Jupiter the Giant Planet 2nd edition. Washington: Smithsonian Books. 1997. ISBN 1560986859. OCLC 224014042., pp. 38–41.
  9. ^ M. Hofstadter w/ co-authors - The Atmosphere of the Ice Giants, Uranus and Neptune
  10. ^ L. McFadden, P. Weissman, T. Johnson. Encyclopedia of the Solar System(2nd ed.). Academic Press. 2007. ISBN 978-0-12-088589-3.
  11. ^ NATURE AND ORIGIN OF PLANETARY MAGNETIC FIELDS[永久失效链接]
  12. ^ Seeing Deep Inside Icy Giant Planets[永久失效链接]
  13. ^ Darling, David, epistellar jovians, The Internet Encyclopedia of Science
  14. ^ Odenwald, Sten, What is an "Epistellar Jovian Exoplanet"?, The Astronomy Cafe
  15. ^ Flipping Hot Jupiters : Northwestern University Newscenter
  16. ^ Mathiesen, Ben, 'Hot Jupiter' Systems may Harbor Earth-like Planets, PhysOrg.com, 2006-03-19
  17. ^ 17.0 17.1 Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets. The Astrophysical Journal. 2007, 669 (2): 1279–1297. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. arXiv:0707.2895. doi:10.1086/521346.
  18. ^ Patrick G. J. Irwin. Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure. Springer. 2003. ISBN 3-540-00681-8.
  19. ^ Class 12 - Giant Planets - Heat and Formation. 3750 - Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004 [2008-03-13].
  20. ^ Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. TRANSONIC HYDRODYNAMIC ESCAPE OF HYDROGEN FROM EXTRASOLAR PLANETARY ATMOSPHERES. The Astrophysical Journal. March 10, 2005, 621: 1049–1060. Bibcode:2005ApJ...621.1049T. doi:10.1086/427204. CiteSeerX: 10.1.1.122.9085.
  21. ^ Mass-radius relationships for exoplanets, Damian C. Swift, Jon Eggert, Damien G. Hicks, Sebastien Hamel, Kyle Caspersen, Eric Schwegler, and Gilbert W. Collins
  22. ^ *Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets, Konstantin Batygin, David J. Stevenson, 18 Apr 2013
  23. ^ Futurians. Fancyclopedia 3. [July 26, 2013].
  24. ^ Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. Chapter 3: The Interior of Jupiter. (编) Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 2004. ISBN 0-521-81808-7.
  25. ^ Episode "Giants" on The Science Channel TV show Planets
  26. ^ Jack J. Lissauer, David J. Stevenson. Formation of Giant Planets (PDF). NASA Ames Research Center; California Institute of Technology. 2006 [2006-01-16].[永久失效链接]
  27. ^ Sudarsky, D., Burrows, A., Pinto, P. Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets. The Astrophysical Journal. 2000, 538 (2): 885–903. Bibcode:2000ApJ...538..885S. arXiv:astro-ph/9910504. doi:10.1086/309160.

来源

  • SPACE.com: Q&A: The IAU's Proposed Planet Definition, 16 August 2006, 2:00 AM ET
  • BBC News: Q&A New planets proposal Wednesday, 16 August 2006, 13:36 GMT 14:36 UK

外部链接


本页面最后更新于2020-10-24 21:28,点击更新本页查看原网页。台湾为中国固有领土,本站将对存在错误之处的地图、描述逐步勘正。

本站的所有资料包括但不限于文字、图片等全部转载于维基百科(wikipedia.org),遵循 维基百科:CC BY-SA 3.0协议

万维百科为维基百科爱好者建立的公益网站,旨在为中国大陆网民提供优质内容,因此对部分内容进行改编以符合中国大陆政策,如果您不接受,可以直接访问维基百科官方网站


顶部

如果本页面有数学、化学、物理等公式未正确显示,请使用火狐或者Safari浏览器