Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 毫秒脈衝星

**毫秒脈衝星**（MSP），曾經被稱為**反覆脈衝星**，是自轉週期在1-10毫秒範圍內的脈衝星，它目前僅能在微波、X射線和γ射线的電磁波頻譜的波段上被觀察到。

毫秒脈衝星的起源依然有些神秘，主導的理論認為它們原本是週期較長的脈衝星，經由吸積的延長或回覆产生。基於這個理由，低質量X射線雙星系特別受到關注，它們被認為是正在回覆過程中的脈衝星。

泰爾贊5號恒星群。
像這一類散發出X射線的脈衝星被認為是正在被加速的階段，活躍性正在增加中。它們可能是正在吸收由伴星的洛希瓣溢出的角動量，使自轉的速度增加至每秒鐘數百轉，而被加速的中子星。已經被加速了的毫秒脈衝星，散發出的電磁波頻譜是在長波長的部分。

許多毫秒脈衝星是在球狀星團內被發現的，因為在這些系統內極端高的恆星密度有利於創造能引起雙星之間質量交換的環境，讓自轉的中子星經由交互作用提高週期成為毫秒脈衝星。目前在球狀星團內發現的毫秒脈衝星大約有130顆，單單在泰爾贊5號中就有33顆，然後是杜鵑座47有22顆，M28和M15各有8顆。

毫秒級脈衝星可以高精度定時，艾倫方差優於1997年最佳的原子鐘。這也使它們成為對環境非常敏感的探測器。

## 脈衝星自轉和速度的限制

第一顆毫秒脈衝星，PSR B1937+21，在1982年被發現，轉速為每秒641轉
，它的輻射落在無線電的波段上，但他擁有轉速最快中子星的頭銜只有大約180天。在2005年發現的PSR J1748-2446ad，是迄2006年所知，轉速最快的中子星，每秒鐘轉716次 。

以目前中子星結構和演變的理論，預言脈衝星旋轉速度的極限如下：

* 它們的自轉不能超過每秒1,500轉，超過了中子星的逃逸速度可能會分裂開來；
* 另外，在達到這種高速自轉之前，會輻射出重力波，在被進一步加速前抑制轉速的提高。實際上，轉速似乎已經被抑制在每秒1,000轉之內（對應於週期1毫秒的時間）。

的確，到2006年底還沒有次毫秒脈衝星被發現（如上所述，轉速最快的是716赫茲）。這暗示重力波的輻射造成的能量損失，確實對高速轉動的中子星產生了剎車機制的作用。

然而，在2007年初，來自羅西X射線時變探測器和國際伽瑪射線天體物理實驗室卻指出中子星XTE J1739-285每秒自轉1,122次。但是，這個結果在統計上的意義不大，因為落在3標準差之處，所以只當它是一個有趣的候選者，結果也暫時僅供參考。但是，重力輻射被相信是扮演著減緩自轉速率的角色，因此早先發現的一個轉速高達每秒599轉的X射線脈衝星，IGR J00291+5934，依然是最可能產生重力波的第一順位候選者，在將來最有可能被偵測到重力波，因為多數X射線脈衝星的轉速都只有每秒300轉左右。

## 參考資料

* How Millisecond Pulsars Spin So Fast （页面存档备份，存于互联网档案馆） - Universe Today
* Fast-Spinning Star Could Test Gravitational Waves （页面存档备份，存于互联网档案馆） - New Scientist
# 系外行星學

**系外行星學**（英語：Exoplanetology，或 Exoplanetary science）是與太陽系外行星相關的科學研究學門。該學門涉及天體生物學、天文物理學、天文學、行星科學、地球化學、天文化學和行星地質學。

## 概要

第一个系外行星在1995年10月6日被检测到的，并被命名为飞马座51b。系外行星學是研究與太陽系外行星相關的物理學、地球化學與生物學。當發現太陽系外行星的凌星現象時，系外行星學作為一門科學誕生了。

统计调查和个体特征是解决在系外行星学根本问题的关键。直到2015年11月，各种技术被用于发现2002顆太陽系外行星。系外行星學這個新領域目前著重於搜尋太陽系外行星的技術（參見系外行星偵測法）。不過當越來越多的太陽系外行星被發現，這個領域轉變為對太陽系外行星更深入的研究，並且終究會和尋找太陽系外生命相結合。

## 偵測法

### 直接成像

直接成像的行星繪架座βb.
與它們的母星相比，系外行星非常微弱。 例如，一顆類似太陽的恆星比任何圍繞它運行的系外行星的反射光亮約10億倍。 很難探測到這樣一個微弱的光源，而且母星會產生強光，往往會把它洗掉。 有必要阻擋來自母星的光以減少眩光，同時讓來自行星的光保持可探測性； 這樣做是一項重大的技術挑戰，需要極高的光熱穩定性。 所有被直接成像的系外行星都很大（比木星質量更大）並且與它們的母星相距很遠。

* 適居帶
* 太陽系外行星
* 系外行星偵測法
* 確定存在的太陽系外行星列表

## 參考資料

* Kentucky Space Exoplanetology （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 碳行星

藝術家概念下的碳行星。表面因為存在著烴類而呈現暗紅色。
**碳行星**（Carbon planet），又稱為**鑽石行星**或**碳化物行星**，是Marc Kuchner在恆星理論中提出來假設的行星類型，它們形成於富含碳但缺乏氧的原行星盤，根據行星科學，它們的發展將不同於地球、火星和金星等這些以矽-氧化合物為主要成分的行星。這個理論已有廣大的支持者，並由研究員Jade Bond建立合理的概念。具體來說，不同的系統會有不同的碳和氧的比率，例如太陽系的類地行星是傾向於氧行星。

## 定義

這類星球可能像類地行星一樣，有富含鐵或鋼的核心，周圍包覆著碳化矽和碳化鈦的地函。在上面，是一層石墨形式的碳，如果有足夠的壓力，下層也可能是數公里厚的鑽石。當火山爆發時，鑽石很可能從內部噴發至表面，形成鑽石和碳化矽混合的山。表面也可能有冰凍或液體的烴，像是焦油、甲烷和一氧化碳。

## 特性

不同構造行星大小的比較 [1]
碳行星被預測其直徑和矽與水的行星相似，而且質量也相近，可能會使它們難以區分。也可能會出現與地球類似的地質特徵，但是距有不同的組成。例如，河流可能是油組成的。如果溫度夠低（低於350K），氣體可以進行光化學合成長鏈碳氫化合物，並隨著雨水降落在表面。

NASA曾推動搜尋包括這種行星在內的TPF任務，這是一個比哈伯太空望遠鏡更大的軌道天文台，但其後取消了這項計畫。碳行星的光譜缺乏水的譜線，但是會顯示有含碳的物質，例如一氧化碳的存在。

## 可能的碳星球

围绕脉冲星 PSR B1257+12 旋转的行星也许是碳行星
2005年的情人節前夕，美國哈佛史密森天體物理中心的麥特考夫、英國劍橋大學的蒙哥馬利、巴西聖卡塔琳娜聯邦大學的卡南宣布發現白矮星BPM 37093。當時麥特考夫開玩笑說：「就算是比尔·盖茨加上唐納·川普的財力，也買不起。」十年來，天文學家一直認為白矮星隨著溫度降低，其核心會結晶化，但確實證據始終難以觀測。麥特考夫則是從BPM 37093脈動振盪著手，推算出它的核心確已結晶。

2010年5月20日，哈伯太空望遠鏡注意到WASP-12b正在被母恆星WASP-12吞噬，儘管之前科學家已經意識到該行星會被母恆星吞噬，但這是第一次如此清晰的發現這種事情。WASP-12是一颗气态巨行星。至於WASP-12 b在碳元素与氧元素的含量比例大于1，这意味着该星球的固体内核很可能也富含碳元素，組成可能以石墨或鑽石為主，相對於地球的矽酸鹽成分。

2011年8月，澳大利亞斯威本科技大學的马修·贝尔斯團隊專家報告，毫秒脈衝星PSR J1719-1438可能有一顆被擠壓得非常小的行星PSR J1719-1438 b做伴，並且很有可能是一顆固體的大鑽石，他們是依據重力牽引推導出這顆圍繞著脈衝星的小伴侶。進一步的研究顯示，雖然這顆行星的體積並不算大（直徑6萬公里，或是地球的5倍），但它的質量比木星略大，行星的高密度提供給團隊的線索是碳和氧可能以元素的形態形成結晶。然而，理論上這顆行星應該是被蒸發掉外層的白矮星兼伴星，只留下了內部核心的殘骸，由此依據行星的定義，它並未完全符合條件，因為其應該是作為恆星而形成的。

2012年10月，巨蟹座55e被宣告有著碳行星的證據，它的質量是地球的8倍，半徑是地球的2倍，每18小時繞行巨蟹座55一次。耶魯大學的研究員Nikku Madhusudan發表在天體物理快訊上的結果報告指出該行星的溫度是3,900F（2148C），表面覆蓋著石墨和鑽石而不是水和花崗岩。

2013年1月，脈衝星PSR B1257+12被認為可能是恆星中斷在碳合成階段而形成的碳星球。碳星球也可能存在於銀河核心附近或繞行星系的球狀星團，這些地方的恆星含碳量都比太陽更多；當恆星老死時，它們會噴出大量的碳，隨著時間的流逝，更多恆星老死的世代交替，使碳的濃度以及碳星球的數量均有所增加。

## 相關條目

* 系外行星
* 鐵行星
* 氦行星
* 海洋行星

## 參考資料

* arXiv:astro-ph/0504214 Marc J. Kuchner, *Extrasolar Carbon Planets*
* Than, Ker. Star's Planets Might Have Mountains of Diamonds. Space.com. 2006-06-07  [2012-10-12]. （原始内容存档于2010-11-23）.
* spaceplace.nasa.gov （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 氫氣海洋行星[编辑]

擁有兩個天然衛星的氫氣海洋星球的藝術假想圖。
**氫氣海洋行星**(英語：Hycean planet，Hycean 是由 hydrogen 和 ocean 兩個英文字合成一個新名詞），是一種假設的宜居行星，描述為熱的、由水覆蓋表面的行星，它的大氣層含有大量氫氣，可能能夠孕育生命。據研究人員稱，根據行星密度，氫氣海洋行星可能包括類地的超級地球以及迷你海王星(如K2-18b)，因此，預計系外行星種群中的數量會很多。 氫氣海洋行星可能“比之前考慮的宜居行星要大得多，半徑為2.6 R⊕(2.3 R⊕)，質量為10 M⊕(5 M⊕)”。此外，此類行星的宜居帶(HZ)可能“比類地行星的HZ寬得多”。地球望遠鏡和太空望遠鏡可能很快就會研究海斯行星的生命印跡，例如計劃於 2021 年晚些時候發射的詹姆斯·韋伯太空望遠鏡 (JWST)。

* 海洋行星
* 沙漠行星
* k2-18b
* 地球類比
* MERMOZ

## 參考資料
# 冰行星[编辑]

木卫三，太阳系中已知最大的固态冰质天体
**冰行星**是一种具有低温冰质表面的行星，其表面含有水、氨和甲烷等挥发物。冰行星表面为全球冰冻圈。

根据行星的地球物理学定义，太阳系的中型冰冷天体可以视为冰行星。这些包括大多数行星质量的卫星，例如木卫三、土卫六、土卫二和海卫一；还有已知的矮行星，例如谷神星、冥王星和阋神星。2020年6月，美国宇航局的科学家报告称，根据数学模型研究，具有海洋的系外行星很可能在银河系中较为常见，其中一些海洋可能位于地表冰层之下。

## 特征和宜居性

 OGLE-2005-BLG-390Lb，一颗潜在的冰行星
 OGLE-2013-BLG-0341LB b
冰行星的表面可能由水、甲烷、氨、二氧化碳（称为“干冰”）、一氧化碳、氮和其他挥发物组成，具体取决于其表面温度。冰行星的表面温度如果主要由水组成将低于 260 K (-13 °C) ，如果主要由二氧化碳和氨组成低于 180 K (-93 °C) ，如果主要由甲烷组成低于 80 K (-193 °C) 。

从表面上看，冰行星对起源于地球的绝大多数生命形式非常严酷，因为它们非常寒冷。然而，许多冰行星可能有地下海洋，由内热或其他天体（如恒星、卫星）的潮汐力加热。液态地下水将为生命提供宜居条件，包括鱼类、浮游生物和微生物。已知的地下植物不可能存在，因为没有阳光可用于光合作用。微生物可以使用可以为其他生物提供食物和能量的特定化学物质（化学合成）产生营养。如果条件合适，一些冰行星可能具有浓厚的大气层和大量表面液体，例如土卫六，它们可能适合潜在的外星生命形式居住。

## 对象和候选天体

尽管太阳系中有许多冰冷的天体，但它们都不符合IAU 对行星的定义。然而，大多数行星质量卫星是冰-岩石混合体（例如木卫三、木卫四、土卫二、土卫六、海卫一）甚至主要由冰构成（例如土卫一、土卫三、土卫八），属于符合地球物理学定义的冰行星。最大的柯伊伯带天体（例如冥王星和冥卫一）也符合地球物理学定义。由于其表面的冰，木卫二也经常被认为是一颗冰行星，尽管它的高密度表明它的内部主要是岩石。离散盘天体阋神星也是如此。

潜在的太阳系外冰行星包括OGLE-2005-BLG-390Lb 、 OGLE-2013-BLG-0341LB b 和MOA-2007-BLG-192Lb等 。

* 冰巨星
* 海洋星球
* 雪球地球
* 霍斯

## 参考
# 鐵行星[编辑]

不同構造行星大小的比較[1]
**鐵行星**是以鐵為主要成分，有著富含鐵的核心，很少或沒有地函的一種行星類型。水星是太陽系內最大的這種類型天體，但是在系外行星可能有更大的這種天體存在。這種天體也可以稱為「砲彈」。

## 起源

富含鐵的行星可能是正常的金屬/矽酸鹽類的類地行星，因岩石的地函被撞擊而剝離，有些可能殘留有鑽石的成份。目前的行星形成模型預測含鐵豐富的行星將在內側的軌道或含有豐富鐵質的大質量恆星的原行星盤中形成。

## 特性

富含鐵的行星會比其他類型的行星小且密度更高。當這種行星在成型後快速的冷卻時，可能沒有板塊構造或是強磁場 。

## 相關條目

* 類地行星
* 系外行星
* 矮行星
* 碳行星
* 氦行星

## 參考資料
# 熔岩行星[编辑]

藝術家概念下的柯洛7b，可能是顆太陽系外的熔岩行星。
**熔岩行星**是表面全部或大部分被熔化的岩漿所覆蓋的一種假設的類地行星。存在這種行星的可能情況是最近遭受巨大撞擊；或非常靠近其母恆星的年輕類地行星，因為巨大的潮汐力或輻照量而使表面熔化。

## 事實

熔岩行星的軌道可能常靠近母恆星。有著偏心軌道的行星，在通過近星點時會遭受較強大的潮汐力，而對行星產生週期性的定時扭曲，由此產生的摩擦會產生內熱。這種潮汐加熱可以熔化岩石成為岩漿，然後經由火山爆發而覆蓋在表面。這是類似於太陽系中，軌道接近母行星木星的衛星埃歐。埃歐有數以百計的火山和廣泛分布於表面的熔岩，是太陽系中地質最活躍的天體。軌道常靠近母恆星的熔岩世界，或許可以用“超級埃歐”這個名詞來稱呼。“超級埃歐”的系外行星可能像埃歐一樣，由於持續的火山活動使得表面廣泛的堆積著硫。

然而，潮汐力不是能塑造熔岩行星的唯一因素。除了軌道近母恆星引發的潮汐力，激烈的恆星輻射也可以熔化地殼的表面直接成為熔岩。潮汐鎖定的行星被照射的表面可以覆蓋著岩漿海，而黑暗的一面可能有岩漿湖，或來自熱表面蒸發的岩石，在黑暗面冷凝所引起的岩石雨。該行星的質量也會是一個因素。類地行星的板塊構造與行星的質量相關，預期比地球更巨大的行星，展現的板塊活動會引發更激烈的火山活動。

原行星在剛形成之後，傾向於有著大量的內熱活動，造成激烈的火山活動，甚至相對較小的行星其軌道會遠離母恆星。熔岩行星也可能是巨大撞擊造成的結果，在形成月球的假說中，地球在遭受到興火星大小的天體撞擊之後，就曾經一度短暫的成為熔岩行星。

## 候選者

在太陽系內现今沒有已知的熔岩行星，但在太阳系形成初期所有的类地行星都经历过熔岩行星阶段。理論上在太陽系外可能有熔岩世界存在，系外行星只要有合适的質量、大小和軌道就可能是熔岩行星，這些包括柯洛7b、克卜勒-10b、半人馬座αBb和克卜勒78b。

## 相關條目

* 冥府行星
* 科幻的熔岩行星
* 行星類型列表

## 參考資料
# 海洋行星

畫家筆下的海洋行星
**海洋行星**（英語：Ocean planet）是一类假定存在的系外行星，是其表面完全为液态水构成的開放水體，也就是完全被海洋所覆盖，而完全不存在陸地或島嶼，或是在冰下或地底存在包覆整個行星的連續水體層（表面下海洋，Subsurface ocean），而隔開行星表面與核心的行星類型。

在外太阳系中形成的行星，其最初的物质构成类似于彗星，包括质量近乎均等的水和岩石。对太阳系的形成和演化进行的模拟显示在行星形成的过程中，其轨道有可能向内或向外迁移，从而有可能出现下列情况：冰行星的轨道向内迁移，行星上的冰体水融化为液态水，最终形成海洋行星。该种可能性在马克·丘赫内尔和阿兰·莱杰於2003年的专业天文学文献中首次被提出。這樣的行星理論上是可以支持生命的。

该类行星上的海洋可能深达数百公里，远深于地球上的海洋。在海洋的较深地区，巨大的压力使得一个由非常态冰构成的地幔得以形成，其中的非常态冰则并非处于低温状态。如果该行星足够接近母星，那么其上的海水温度就可能接近于沸点，海水将会处于超临界状态，从而使得海洋缺乏明確的表面。

## 被发现的海洋行星

畫家筆下的GJ 1214 b和其恆星
已知的唯一一个拥有全覆盖海洋的星球是木卫二（歐羅巴），但它只是一颗卫星，以冰下的海洋存在。系外行星GJ 1214 b很可能是一颗海洋行星。随着开普勒任务的进行，很多类似行星将会不断被发现，比如最近发现海洋星球的候选人开普勒22b。系外行星格利泽581d也可能是一颗海洋行星，它位于格利泽581的适居带内。该行星上的温室效应使得行星温度适于液态水的存在。

## 另類海洋行星

70%表面被海洋覆蓋的地球有時候也會被稱為海洋行星
除了水，海洋行星上的海洋也能以其他物質組成，如土衛六上的烃湖。而海衛一上有氮湖的可能性已被否定。另外，天王星和海王星表面下亦很可能是由水、氨和其他揮發物組成的海洋。而木星和土星表面下則是氫海洋。表面為冰的衛星木卫四、木卫三、木卫二、土衛六和土衛二的地表下亦可能是一個巨大的海洋。另外，地球有時候也會被稱為海洋行星，全因其70%表面皆為海洋。金星大氣層的96.5%為二氧化碳，因此其巨大的壓力令到表面充滿二氧化碳的超臨界流體。被潮汐鎖定且接近恆星的行星亦會有一半是岩漿海。部份行星上的大型岩漿海亦可能因巨大隕石撞擊所致。

## 艺术作品中的海洋行星

* 在电视剧《星际旅行：航海家号》第五季第九集“三十日”中，即出现了一颗即将毁灭的海洋行星。
* 在由哈尔·克莱门特创作的小说《噪音》中，故事情节即围绕一个海洋行星世界“凯努伊”及邻近的一颗无人居住的海洋行星展开，这两颗行星构成了一个双星系统。“凯努伊”上的毛利人后裔过着居无定所的生活，他们依靠船只和一个漂浮着的城市在这个世界上四处漂荡。
* 在《星球大战II：克隆人的进攻》中，欧比王·肯诺比曾经前往以风暴和先进的克隆技术著称的海洋行星世界“卡米诺”。
* 在丹·西蒙斯的系列科幻小说《海伯利安》中，行星“無涯海洋星”（Mare Infinitus）的表面即完全为海洋所覆盖。
* 在2002年的电影《王牌大贱谍》中，邪恶博士计划将地球变为一个海洋行星。该计划最后失败。
* 在阿兰·迪恩·福斯特的小说《抹香鲸》中，人类和鲸类签订了和平公约，随后地球上的鲸类即迁徙往一个海洋行星，而人类则生活在漂浮城市中。
* 杰克·万斯的小说《蓝色世界》即将背景设置为一颗海洋行星。
* 罗伯特·西尔弗伯格的小说《水面》的故事背景即被设置为一颗海洋行星，名为“水疗院”。
* 史坦尼斯劳·莱姆的小说《索拉里斯星》中的索拉里斯星表面即为海洋所覆盖（但是在该小说中整个行星上的海洋即为一个有机体，甚至还有感觉。）
* 在竞速游戏《F-Zero》中，出现了位于一颗被称为“蓝色巨人”的海洋行星上的赛道。
* 在哆啦A夢的劇場版《大雄的宇宙開拓史》（藤子不二雄，1981）中，大雄與哆啦Ａ夢因為時空裂縫來到了另一個星球，隨著季節會完全被大洪水覆蓋。另外在《大雄的人魚大海戰》（藤子不二雄公司，2010）中的主要舞台藍水星，則是以海洋行星為藍本的舞台。
* 在2014年電影《星際效應》中，永續號抵達的第一顆行星米勒星便是一顆海洋行星，受其圍繞公轉的黑洞「巨人」的龐大引力影響，該行星的時間流逝比地球慢，更經常出現巨型海嘯。
* 米哈遊的作品《崩壞：星穹鐵道》的劇情中曾經提起一顆被稱為「露莎卡」的星球，該星球受到海平面升高的影響，所有陸地皆被海洋淹沒，整顆星球變成海洋行星。

* 超级地球
* 冰行星
* 沙漠行星

* Selsis, F.; B. Chazelas, P. Borde, M. Ollivier, F. Brachet, M. Decaudin, F. Bouchy, D. Ehrenreich, J.-M. Griessmeier, H. Lammer, C. Sotin, O. Grasset, C. Moutou, P. Barge, M. Deleuil, D. Mawet, D. Despois, J. F. Kasting, A. Leger. Could we identify hot Ocean-Planets with CoRoT, Kepler and Doppler velocimetry?. Icarus. 2007, **191**: 453. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.010. arXiv:astro-ph/0701608.  引文使用过时参数`coauthors` (帮助)
# 巨無霸地球[编辑]

被認為是巨無霸地球的克卜勒-10c、地球與海王星體積比較。
**巨無霸地球**（mega-Earth）的定義是質量至少是地球10倍的岩石質類地太陽系外行星。巨無霸地球的質量較超級地球（質量為地球5到10倍的類地行星或海洋行星）更大。「巨無霸地球」一詞於2014年發現系外行星克卜勒-10c時首次出現。該行星的質量相當於海王星，但是密度卻高於地球。

## 被認為可能是巨無霸地球的系外行星

* 克卜勒-10c
* BD+20594b

## 參考資料
# 氣態巨行星

木星
土星
**氣態巨行星**（英語：Gas Giant，又稱**類木行星**）是主要由氫和氦組成的巨行星。太陽系的木星和土星是氣態巨行星。「氣態巨行星」起初原本是「巨行星」的代名詞（同義詞），但是1990年代学界意识到天王星和海王星是与气态巨行星不同性質的巨行星，主要是較重的揮發性物質（其性質與冰類似），因此稱它們是冰巨行星。木星和土星主要由氫和氦組成，更重的其它元素大約分別佔3%和13%。它們被認為外層是分子氫包圍著液態的金屬氫，可能有著熔融的岩石核心。最外面的一層是氫的大氣層，其特點是可見多層由水和氨組成的雲。金屬氫組成了每顆巨大的氣態巨行星，之所以會被稱為金屬是因為非常大的壓力使氫變成導電體。氣態巨行星有著「外冷內熱」的特質，他們的核心被認為有高溫（20,000K）和高壓，但對它們的屬性了解甚少。

## 專門名詞

「氣態巨行星」這個名詞是科幻小說家詹姆斯·布利希在1952年創造出來的，當時是指所有的巨行星，但這個名詞不完全精確，因為所有體積巨大的巨行星內部都有很高的壓力，所以物質不會全部都是氣體的形態；除了在核心的固體和大氣層的上層，所有的物質都是在臨界點以上，在那裏沒有液體和氣體之間的區別。在敘述上之所以使用這個名詞是因為行星科學家通常使用岩石、氣體和冰的速記符號來描述所發現行星的元素、成分和分類，而不管那些物質的位相；在外太陽系的屬性歸類上，氫和氦為氣體，水、甲烷和氨為冰，矽酸鹽和金屬為岩石。此外，天王星和海王星的成分主要是在此分類中所謂的冰，而不是氣體，所以越來越多的科學家將它們歸類為冰巨行星，與氣態巨行星有所區別。

## 系外行星

### 冷氣態巨星

低溫、富含氫氣的氣態巨行星，但質量低於500地球質量（1.6木星質量），體積只會略大於木星。質量超過500地球質量，重力會導致行星的收縮（參見簡併物質）。

開爾文-亥姆霍茲加熱會導致一顆氣體巨行星輻射出比從母恆星接收到的更多的能量。

### 氣態矮行星

雖然是氣態和巨大兩個單詞的結合，但氫行星家族並不都需要像太陽系的氣態巨行星一樣的巨大。然而較小的氣態巨行星和行星，接近它們的母恆星時會比大的行星更快的流失其大氣層的質量。

氣態矮行星可以定義為有著由氫、氦、和其它揮發物的濃厚大氣層，和有岩石的核心，其總半徑在1.7至3.9地球半徑。

已知最小的系外行星，可能是一顆氣態行星克卜勒138d，它的質量大約是地球的60%，因此這顯示它有著濃厚的大氣層。

一顆低質量的氣態巨行星如果有適宜的溫度，仍然可以有類似氣態巨行星的半徑。

## 分類

理論上，氣態巨行星可以按其建模的大氣物理特性，從其外觀分為五類：（I）氨雲、（II）水雲、（III）無雲、（IV）鹼金屬、和（V）矽雲。木星和土星都是第I類；熱木星是IV或V。

* 岩石行星
* 太阳系流体静力平衡天体列表
* CVSO 30
# 離心木星

一颗离心木星HD96167b的轨道图（实线），可见这颗行星以高离心率的椭圆轨道运行
**离心木星**是一类太阳系外的类木行星，其轨道离心率极大，接近于彗星轨道。和热木星一样，离心木星系统中也不大可能存在类地行星，因为只要给予足够时间，一颗如木星大小的行星就能够将所有质量和地球仿佛的类地行星抛出该行星系统。

据估计，大约7%的恒星都拥有一颗离心木星，较之热木星普遍。

* 太阳系外行星

## 參考來源
# 氦行星[编辑]

**氦行星**是通過低質量白矮星的質量損失，可能形成的一種理論上假設的行星類型。普通氣體巨星（如木星、土星）組成的主要成分是氫，而氦則是次要成分。但氦行星可能在氫已經通過核融合完全形成氦或其它更重元素的環境中生成。

## 起源

一種方案涉及獵犬座AM型變星，這是一種由兩顆氦核白矮星組成的共生聯星，被吸積盤所包圍的環聯星系統，且低質量的白矮星向大質量的白矮星傳輸質量。當它失去了大部分的質量之後，質量較小的白矮星可能接近行星的質量。

## 特性

氦行星被預測與相同質量的氫-氦行星有著大致相同的直徑。

## 相關條目

* 星雲假說
* 系外行星
* 碳行星
* 鐵行星

## 參考資料

* All Planets Possible. Astrobiology Magazine. 2007-09-30  [2014-08-25]. （原始内容存档于2014-01-01）.
# 熱木星[编辑]

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效果图。
**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 。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」。

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。

## 一般特徵

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。
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。

* 它們的决定性特徵是質量大，軌道週期短，跨越0.36–11.8木星質量和1.3–111地球日。質量不能大於大約13.6木星質量，因為届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。
* 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。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。
* 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。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，以及軌道離恆星足够近，使行星外層超過洛希極限並被進一步向外拉。
* 通常情况下，它們被潮汐鎖定，一邊總是面向宿主恆星。
* 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。
* 大氣動力學模型預測了强烈的垂直分層，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。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。
* 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）
* 它們似乎在F-和G型恆星周圍更常見，而在K型恒星附近則不那麼常見。紅矮星周圍的熱木星非常罕見。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。

## 形成與演化

天文学界对热木星的起源有两大观点：迁移说和原位形成说，迁移说是目前学界流行的理论。

迁移说认为，在恒星系的早期阶段，热木星先是在恒星系冻结线外由岩石、冰块、气体聚合形成。行星形成后，热木星轨道内移，在距离恒星很近的地方形成稳定轨道。热木星可能是通过II型迁移移动进入内层轨道，也可能是因为受到了其他大质量天体干扰才进入内层轨道。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。

原位形成说认为，热木星原本是超级地球形的岩石行星，在形成后逐渐吸附周围气体形成气态巨行星，原来的岩石行星成为巨行星的固态内核。根据推算，固体表面的密度要达到104 g/cm2才可能成为气态巨行星的内核，因此这一学说受到质疑。

因熱木星十分靠近恒星，它们的大氣層可能会因为热量被逐渐剥离。在大气层被完全剝離之後，它們殘留的核可能成為冥府行星。但目前尚未实际发现冥府行星，因此这一理论目前还属于假说。

## 系統中的類地行星

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），不如像一般人想象的具有毀滅性。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。在模擬中，在熱木星通過之并且軌道穩定在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。由於混合了從冻结线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。

## 逆行軌道

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。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。

## 蓬鬆行星

雖然開普勒7b的質量只有木星的一半，但其體積還比木星大得多
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、柯洛1b、TrES-4、WASP-12b、WASP-17b和开普勒7b。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。

## 衛星

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。

## 註釋

## 相關條目

* 太陽系外行星
* 超级木星
* 飛馬座51b

* Motley Crew of Worlds Share Common Thread. space.com. Inside Exoplanets. 5 June 2006  [2009-03-08]. （原始内容存档于2012-12-23）.
* NASA finds extremely hot planet – makes first exoplanet weather map. California Institute of Technology. （原始内容存档于2013-06-18）.
* Struve, O. First known theoretical prediction regarding existence of hot Jupiters by Otto Struve in 1952. The Observatory. 1952, **72**: 199. Bibcode:1952Obs....72..199S.
* Struve, Otto. Proposal for a Project of High-Precision Stellar Radial Velocity Work. 24 July 1952  [2021-10-24]. （原始内容存档于2017-12-31）.
* Cain, Gay. Hot Jupiters and pulsar planets. astronomycast.com (audio). Extrasolar Planets. September 2006  [2021-10-24]. （原始内容存档于2011-11-29）.
# 超级木星[编辑]

環繞恆星HD 29587的棕矮星HD 29587 B的想像圖，質量大約是木星的55倍。
**超級木星**（**super-Jupiter**）是指質量遠大於木星的次恆星天體，通常是指狀態處於行星與棕矮星分界上的次恆星伴星，例如仙女座恆星螣蛇廿一的伴星。

## 概要

直到2011年已發現180顆超級木星，部分是高溫行星。即使這些超級木星的質量都高於木星，但質量在80倍木星質量以下的超級木星其體積都大約與木星相同，代表超級木星的表面重力與密度隨著質量成比例上升。隨質量增加上升的重力會對行星壓縮，讓超級木星維持在一定體積 。相較之下，部分質量低於木星的系外氣體巨行星體積卻較木星大，即體積極大，但密度極低的「蓬鬆行星」。蓬鬆行星的一個例子HAT-P-1b的質量只有約木星的一半，但直徑卻是木星的1.38倍。

## 實例

柯洛3b是一顆體積為木星22倍的系外行星，而它的平均密度為26.4 g/cm3，高於標準狀態下密度最高的元素锇（22.6 g/cm3）。行星內部物質被極度壓縮使其密度極高，這是因為它可能主要由氫組成。而柯洛3b的表面重力也高達地球的50倍以上。

2012年發現的超級木星仙女座κb質量約為木星的13倍，與母恆星距離為海王星與太陽距離的1.8倍。

* 冰巨行星
* 超級地球
* 太陽系外行星
* 紅矮星
* 棕矮星
* 行星類型列表

## 參考資料

* Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters (2008)
# 冰巨行星[编辑]

天王星海王星
**冰巨行星**（英語：**ice giant**，又稱**類海行星**）是一種主要由比氫和氦更重的氣體組成的巨行星，例如氧、碳、氮和硫等。在太阳系中，天王星和海王星均是典型的冰巨行星。在它們的質量大約只有20%是氫和氦，而氣態巨行星（木星和土星）的質量中通常主要是含有90%以上的氫和氦。在1990年代，人們意識到天王星和海王星是另一類獨特的巨行星，獨立於其他的巨行星。

## 結構

木星、土星、天王星和海王星的內部結構。木星和土星均有著氫氣外層和金属氢內層，而天王星和海王星則有著氫氣與氦氣外層和「冰」內層。
於1990年代，天文學家發現天王星和海王星其實與氣態巨行星不同，因為它們只有20%的成份是氫氣，而木星和土星等氣態巨行星卻有高達90%的成份都是氫氣。這些冰巨行星的主要成份為「冰」，即比氫和氦更重的元素。這些材料在冰巨行星的形成過程中是以固體的狀態存在，但現在只存在於某特定情況，如超臨界流體。儘管冰巨行星的表層仍然是以氫氣為主，但在這範圍之下的內部區域則大致呈現「冰凍」狀態。這些「冰」主要由水、氨與甲烷組成，因此水的状态方程對冰巨行星的形成佔有非常重要的地位。與氣態巨行星不同的是，這些冰巨行星的核心缺乏金属氢。

## 氣候

冰巨行星有著變化極大的大氣模式，其中包括极地涡旋、強烈的緯向風，和大尺度環流。現在還沒有任何模型能夠準確解釋這些氣候系統。因為它們的巨大規模和低熱導率，行星內部的壓力可達數百GPa，而溫度則可達數千K。於2012年3月，天文學家們發現，冰巨行星中的水的可壓縮性可能少於正常的三分之一。這個數據有助於為冰巨行星建模，並能有助天文學家們對它們的理解。除了天王星和海王星外，太陽系外也有冰巨行星的存在。

## 形成

冰巨行星的大小比氣態巨行星小，但仍然比類地行星大。冰巨行星大小受到約束，源於一個重要因素：氣態巨行星的形成必須比類地行星快，因為它們要防止原行星盤中的氣體消散。根據觀測年輕星團中的原行星盤，冰巨行星必須在3-10萬年之內形成，之後原行星盤就會開始消散。

## 磁場

天王星和海王星的磁場均異常地移位和傾斜。這些冰巨行星的磁場強度介乎於氣態巨行星和類地行星之間，即地球磁場強度的數十倍。天王星和海王星的磁場強度分別是地球的50倍和25倍。這些冰巨行星的磁場是來自其電離對流熔融冰幔。

## 比較

類木行星（上）、冰巨行星（中）和類地行星（下）的大小比較
冰巨行星的大小明顯比氣態巨行星小得多：木星和土星的赤道半徑分別是71492公里和60268公里，但天王星和海王星僅有25559公里和24764公里。儘管如此，冰巨行星仍然比類地行星大得多（地球的赤道半徑僅為6378公里）。而它們的質量、自轉周期、卫星数量等亦介乎於氣態巨行星與類地行星之間。

### 比較表

 亮灰色為冰巨行星
 淡棕色為類木行星
 水藍色為類地行星

比較表
| 天体 | 赤道半径 （km） | 赤道重力 地球=1 | 體積 地球=1 | 质量 地球=1 | 平均密度 （g/cm） | 轨道半径 （AU） | 赤道傾角 （度） | 公转周期 （地球年） | 自转周期 （地球日） | 已发现卫星数
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 天王星 | 25559 | 0.89 | 63 | 14.54 | 1.27 | 19.2184 | 97.9 | 84.01年 | 17小时14分钟 | 27
 |
| 海王星 | 24764 | 1.11 | 58 | 17.15 | 1.64 | 30.1104 | 27.8 | 164.82年 | 16小时06分钟 | 14
 |
| 木星 | 71492 | 2.48 | 1321 | 317.832 | 1.33 | 5.2026 | 3.08 | 11.86年 | 9小时50分钟 | 95
 |
| 土星 | 60268 | 0.94 | 755 | 95.16 | 0.69 | 9.5549 | 26.7 | 29.46年 | 10小时39分钟 | 83
 |
| 地球 | 6378 | 1.00 | 1.00 | 1.000 | 5.52 | 1.0000 | 23.44 | 1年 | 23小时56分钟 | 1
 |

* 太陽系流體靜力平衡天體列表
* 迷你海王星
* 第九行星

## 參考文獻

* Sandia experiments may force revision of astrophysical models of the universe - Sandia Labs（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 熱海王星

**热海王星**（**hot Neptune**）是一类假定存在的太阳系外行星，其轨道距离母星较近（通常小于1天文单位），且该类行星的质量接近于海王星和天王星的内核和包层质量之和，例如葛利斯436b。近期的观测结果表明可能存在的热海王星的数量较预期的多。

* 類地行星
* 熱木星
* 行星科學
* 行星定義
# 超級海王星[编辑]

**超級海王星**（**Super-Neptune**）是指性質與海王星類似但質量高於海王星的一個行星類型。這類行星的半徑通常是地球的5到7倍，並且質量通常是20–80 *M*🜨，質量更高的行星天體通常被認為是氣態巨行星。

目前被發現的太陽系外行星中，超級海王星屬於相對稀少的一類型。目前已知的較著名超級海王星有克卜勒101b、HAT-P-11b與K2-33b。

* 超級地球

## 參考資料
# 迷你海王星

迷你海王星的模擬照片
**迷你海王星**（Mini-Neptune）又称气态矮星或过渡行星，是指實際質量低於太陽系的天王星和海王星，但卻和海王星相當類似的太陽系外行星。而這樣的行星大氣層上層會有由氫和氦組成的厚層，在之下是極深的水和氨等分子較大的揮發物。如果沒有厚大氣層的話，這類行星則是海洋行星。

在迷你海王星和組成成分以岩石為主的超級地球之間可能有一個分界，而這個界線可能是二倍地球半徑。位于宜居带的系外行星开普勒22b与格利泽581d都是迷你海王星。

* GJ 1214b
* 熱海王星
* 海洋行星
* 超級地球
* 格利泽581d
* 冰巨星

## 參考資料

* Six New Planets: Mini-Neptunes Found Around Sunlike Star （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Victoria Jaggard, National Geographic News, Published February 2, 2011
* Barnes, Rory; Jackson, Brian; Raymond, Sean N.; West, Andrew A.; Greenberg, Richard. The HD 40307 Planetary System: Super-Earths or Mini-Neptunes?. The Astrophysical Journal. January 13, 2009, **695** (2): 1006. Bibcode:2009ApJ...695.1006B. arXiv:0901.1698 . doi:10.1088/0004-637X/695/2/1006.

* Super-Earths or Mini-Neptunes?
# 超级蓬松行星

**超级蓬松行星**（**Super-puff**）是一种系外行星，其质量仅比地球大几倍，但半径却比海王星大，因此它的平均密度非常低。它们比膨胀的低密度热木星更冷，质量也更小。

已知最极端的例子是开普勒-51周围的三颗行星，都接近木星大小，但密度均低于0.1g/cm 3。这三颗行星于2012年被发现，但它们低密度的特性直到 2014 年才得到确认。另一颗类似的行星是Kepler-87c 。

一种假设是，超级蓬松行星大气层顶部具有大量尘埃连续流出（例如Gliese 3470 b ）——因此观测到的表面实际上是大气层顶部的尘埃。

另一种可能性是，一些超级蓬松行星可能是具有巨大环系统的正常密度行星，如HIP 41378 f。

## 参考
# 冥府行星

藝術家觀點中的柯洛7b。
藝術家觀點中的正橫越過母恆星的HD 209458 b。
**冥府行星**（Chthonian planet，发音为/ˈkθoʊniən/，有時會拼錯為Cthonian），是一種假設中的天體類型，指主要由氫和氦组成的大气层和液态地幔被剝離後仅剩固态行星核心的氣體巨星。這些大氣層被剝離是行星過度接近恆星的結果，殘餘的岩石或金屬核心在許多方面將形似於類地行星。

HD 209458 b（欧西里斯）是大氣層被剝離過程中行星的一個例子，但是它本身尚不是一顆冥府行星，在可見未來內也還不會成為冥府行星（有些科學家建議水星是一顆冥府行星，因為它的高密度和富含金屬的核心，但除此之外沒有其它的相似之處）。

柯洛7b可能是被發現的第一顆冥府行星。

*Chthonia* χθων這個名詞是由Hébrard等所開始使用的，為希臘文，其意思是「在地球之下」，一般指来自地狱地下的希腊神灵。

* 熱木星
* 柯洛7b – 直徑是地球的1.7倍，質量 > 5 倍地球質量；軌道週期 = 20.5小時（超級地球候選者）。
* TOI-849 b
* 假設的行星天體
# 环联星运转行星[编辑]

Typical configuration of circumbinary planetary systems (not to scale), in which A and B are the primary and secondary star, while ABb denotes the circumbinary planet.
畫家筆下的环联星运转行星，HD 98800 B
**环联星运转行星**（circumbinary planet）是一类处于联星系统之中，并环绕两颗恒星而非其中一颗运转的行星。考虑到联星之间较近的距离和运行轨道，该类行星只能在联星相互公转的轨道之外形成。目前确定存在环联星运转行星的联星系统只有：PSR B1620-26、开普勒16b、克卜勒34、克卜勒35、克卜勒38、克卜勒47、室女座DT、室女座NY、獅子座DP、天爐座UZ、雕具座RR、寶瓶座HU、巨蛇座NN、室女座HW、NSVS 14256825 和PH1。

## 发现

開普勒16系統，開普勒16A是黃色恆星，開普勒16B是橘紅色恆星，開普勒16b是紫色行星
在搜寻系外行星的最初几年时间里，科学家普遍认为联星系统中根本不会存在行星（更不用说相互距离很近的联星）。但是，某些发现了行星的联星系统（如天鹅座16）证明了这一观点是错误的。2003年，发现了第一颗被证实存在于联星系统中的系外行星PSR B1620-26c。该行星所在的联星系统包含一颗脉冲星和一颗白矮星，两者在相距约1天文单位的轨道上相互公转。该行星被归类为脉冲星行星，目前只发现了四颗该类行星。

1999年，科学家宣称通过微引力透镜法发现了一颗环绕一对紧密联星（MACHO-1997-BLG-41）运转的行星。当时他们发现该行星的轨道距离联星系统较远，不过后来的观测发现其轨道向内收缩了。

2000年，人们又猜测在天龍座CM联星系统中存在着一颗巨行星，其公转周期在750-1050个地球日之间。虽然至今仍未确定在该联星系统中存在行星，但是科学家们断定确定该系统中存在行星只是时间问题。

2007年，科学家在HD 98800系统中发现了一个由尘埃构成的圆环，其中可能会产生新的环联星运转行星。HD 98800不是一个简单的联星系统，而是由两个相互围绕公转的联星系统构成的。其中一个子联星系统中包含了这个圆环。

2008年，科学家证实在室女座HW中存在着一颗环绕联星系统运转的行星（同样围绕该系统运转的还有一颗褐矮星）。这颗行星——室女座HWc的质量比木星还大，环绕两颗母星运转的公转周期为9年。

於2011年9月15日，天文學家公佈了第一個透過凌發現的环联星运转行星。該行星即為距地球200光年的天鵝座內的開普勒16b。天文學家們相信開普勒16b是一個充滿岩石和氣體的冰封世界，質量與土星相若。開普勒16b所環繞的聯星亦圍繞著質心公轉，其中一個的大小約為2/3個太陽，而另一個的大小則為1/5個太陽。

## 已被發現的环联星运转行星

### 已確認

| 恆星系統
 | 行星
 | 質量下限 （木星質量） | 半長軸 （天文單位） | 轨道周期 （年） | 發現年份
 | 參考
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| PSR B1620-26
 | b
 | 2.5
 | 23
 | 100
 | 2003
 |  |
| HD 202206
 | c
 | 2.44
 | 2.55
 | 3.79
 | 2005
 |  |
| 獅子座DP
 | b
 | 6.28 ± 0.58
 | 8.6
 | 23.8
 | 2009
 |  |
| 巨蛇座NN
 | c
 | 6.91 ± 0.54
 | 5.38 ± 0.20
 | 15.50 ± 0.45
 | 2010
 |  |
| 巨蛇座NN
 | d
 | 2.28 ± 0.38
 | 3.39 ± 0.10
 | 7.75 ± 0.35
 | 2010
 |  |
| 室女座DT
 | c
 | 8.5 ± 2.5
 | 1168
 | 33081
 | 2010
 |  |
| 開普勒16
 | b
 | 0.333 ± 0.016
 | 0.7048 ± 0.0011
 | 0.6266 ± 0.0001
 | 2011
 |  |
| 室女座NY
 | b
 | 2.3 ± 0.3
 | 3.3
 | 7.9
 | 2011
 |  |
| 雕具座RR
 | b
 | 4.2 ± 0.4
 | 5.3 ± 0.6
 | 11.9
 | 2012
 |  |
| 克卜勒34
 | b
 | 0.220 ± 0.0011
 | 1.0896 ± 0.0009
 | 0.7908 ± 0.0002
 | 2012
 |  |
| 克卜勒35
 | b
 | 0.127 ± 0.02
 | 0.603 ± 0.001
 | 0.3600 ± 0.1
 | 2012
 |  |
| 克卜勒38
 | b
 | 0.38
 | 0.4644 ± 0.0082
 | 0.289
 | 2012
 |  |
| 克卜勒47
 | b
 | 未知
 | 0.2956 ± 0.0047
 | 0.136
 | 2012
 |  |
| 克卜勒47
 | c
 | 未知
 | 0.989 ± 0.016
 | 0.83
 | 2012
 |  |
| 克卜勒64
 | PH1
 | 0.11 ± 0.3
 | 0.634 ± 0.011
 | 0.379
 | 2012
 |  |
| ROXs 42B
 | b
 | 10±4
 | 140
 |  | 2013
 |  |
| 金牛座FW
 | b
 | 10±4
 | 330
 |  | 2013
 |  |
| 克卜勒413
 | b
 | 0.21
 | 0.3553
 | 0.181
 | 2014
 |  |

### 未經證實

| 恆星系統
 | 行星
 | 質量下限 （木星質量） | 半長軸 （天文單位） | 轨道周期 （年） | 發現年份
 | 參考
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| MACHO-1997-BLG-41
 | MACHO-1997-BLG-41 b
 | ~3
 | ~7
 | ?
 | 1999
 |  |

## 科幻作品中的环联星运转行星

* 日本漫畫《槍神Trigun》中的行星
* 美國電影系列《星球大战》中的塔图因
* 美國電視劇《異世奇人》中的加利弗雷
* 小說《三體》中的行星
* 遊戲系列《星際火狐》中的行星
* 电影版《星河战队》中的虫族母星：克伦达苏

## 參考資料

## 延伸閱讀

* Planets in Binary Star Systems, Nader Haghighipour, Springer, 2010, ISBN 978-90-481-8686-0

* NASA Telescope Discovers Its First Planet Orbiting Two Stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* How Circumbinary Planets Form （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 行星質量天體[编辑]

與水星、金星、地球、火星和冥王星（海王星以外的其他行星質量天體從未被近距離成像）相比，這些行星質量的衛星是按比例排列的。邊界線的普羅透斯（英語：Proteus）和內勒德（英語：Nereid），與圓形米瑪斯（英語：Mimas）大小大致相同，已包括在內。 未成像的迪絲諾美亞（英語：Dysnomia，大小介於特提斯和恩克拉多斯之間）未顯示；它在任何情况下都可能不是一個固體。
**行星質量體** （英語：**planetary-mass object**或**planemo**，**PMO**）或**行星體**（英語：**planetary body**），根據天體地球物理定義，是任何有足够質量可以实现流體靜力平衡并呈现球形/椭球形状的天体，但不足以像恆星一樣維持核心的核融合反應。

這個術語的目的是將比「行星」更廣泛的天體分類在一起，因為許多与地球在行星物理学和地质学指标上相似的天體并不符合對行星的傳統天体力学期望。行星質量的天體在起源和位置上可能非常多樣化，包括行星、矮行星、行星質量衛星和流浪行星。它們可能是從原行星盘中自然吸积形成的、从行星系统中逃逸出的（如流浪行星）、或是通過雲坍塌而不是吸積形成的（次棕矮星）。

## 天文學中的用法

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、在NGC 1333的PSO J060.3200+25.9644。）
* 質量範圍在氘融合邊界的天體（VHS 1256-1257 b、BD+60 1417b。）
* 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。）

## 類型

### 行星質量衛星

比最大的太陽矮行星冥王星還大的行星質量衛星。
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。

### 矮行星

矮行星冥王星。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。

### 行星和系外行星

行星（英語：planet；拉丁語：planeta），通常指自身不發光，環繞著恆星、致密星或棕矮星的球形天體。其公轉方向常與所繞恆星的自轉方向相同（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）形成圓球狀，但自身不能像恆星那樣發生核聚變反應。

### 前恆星

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。這些縮小的白矮星可能會成為氦行星或碳行星。

### 次棕矮星

藝術家對圍繞棕矮星2M1207的超級木之的印象。
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和OTS 44，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。

### 捕獲的行星

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。

### 星際行星

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。這種天體通常被稱為「星際行星」。

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## 參考資料