{{위키데이터 속성 추적}}
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| caption1 = 2007년 1월 [[뉴 허라이즌스]]가 촬영한 [[목성]].
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| caption2 = 2009년 8월 [[카시니-하위헌스|카시니]]가 촬영한 분점에서의 [[토성]].
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'''거대 기체 행성'''({{lang|en|gas giant}})은 주로 [[수소]]나 [[헬륨]]으로 이루어진 [[목성형 행성|거대 행성]]으로,<ref name=dl2018>{{서적 인용|last=D'Angelo|first=G.|author2=Lissauer, J. J.|chapter=Formation of Giant Planets |bibcode=2018haex.bookE.140D| title=Handbook of Exoplanets |publisher=Springer International Publishing AG, part of Springer Nature| editor=Deeg H., Belmonte J. |pages= 2319–2343|date=2018|arxiv=1806.05649|doi=10.1007/978-3-319-55333-7_140|isbn=978-3-319-55332-0|s2cid=116913980}}</ref> 구성 물질이 [[항성]]과 비슷해 간혹 항성이 되는 데 실패한 천체로 불리기도 한다. [[태양계]]의 거대 기체 행성으로는 [[목성]]과 [[토성]]이 있다. 처음에는 "거대 기체 행성"과 "거대 행성"을 같은 뜻으로 사용하였지만, 1990년대 [[천왕성]]과 [[해왕성]]이 더 무거운 승화물("얼음")로 이루어져 있다는 것이 밝혀진 후, 후자를 [[거대 얼음 행성]]으로 분류하며 정의가 축소되었다.<ref>National Aeronautics and Space Administration website, [https://solarsystem.nasa.gov/planets/neptune/overview/#ten_things_to_know_about_neptune_otp Ten Things to Know About Neptune]</ref>

목성과 토성의 주요 구성성분은 수소와 헬륨으로, 다른 중원소는 질량의 3 ~ 13% 가량을 차지한다.<ref name="Guillot">The Interior of Jupiter, Guillot et al., in ''Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere'', Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004</ref> 구조는 바깥쪽에 분자 수소가 있고 그 밑에 액체 [[금속성 수소]]층이 있는 구조로, 핵은 용융 상태의 암석질로 추정된다. 바깥쪽의 분자 수소층에는 물과 암모니아로 이루어진 구름층 여러 겹이 있다. 금속성 수소층은 행성의 대부분을 차지하며, 압력이 높아 수소가 전도체로서 기능하여 금속질로 칭한다. 핵의 온도는 약 20,000 K 정도로 높고, 압력 또한 초고압으로, 아직 정확히 밝혀지지는 못하였다.<ref name="Guillot"/>

[[갈색왜성]]의 질량은 목성의 13배까지 내려오기도 하는 만큼,<ref name="bodenheimer2013">{{저널 인용|title=Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion|journal=The Astrophysical Journal|date=2013|volume=770|issue=2|page=120 |doi=10.1088/0004-637X/770/2/120|arxiv = 1305.0980 |bibcode = 2013ApJ...770..120B |last1=Bodenheimer| first1=Peter| last2=D'Angelo| first2=Gennaro| last3=Lissauer| first3=Jack J.| last4=Fortney| first4=Jonathan J.| last5=Saumon| first5=Didier|s2cid=118553341}}</ref> 둘 사이의 경계는 논란이 많다.<ref name="PT-June2008">{{웹 인용
 |url          = http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf
 |title        = Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters
 |last         = Burgasser
 |first        = A. J.
 |date         = June 2008
 |work         = Physics Today
 |access-date   = 11 January 2016
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20130508182012/http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf
 |archive-date = 8 May 2013
 |url-status   = dead
}}</ref> 일부에서는 형성 과정을 기준으로 하지만, 또 한편에서는 내부 구조를 기준으로 한다.<ref name="PT-June2008" />

== 용어 ==
"거대 기체 행성"이라는 용어는 1952년 SF 작가 [[제임스 블리시]]가 처음 만들었으며,<ref>Science Fiction Citations, [http://www.jessesword.com/sf/view/52 Citations for gas giant n.]</ref> [[목성형 행성]] 전체를 칭하는 말로 사용하였다. 용어에 대한 대표적인 반론은 거대 행성의 내부는 압력이 높아 물질 다수는 기체 형태로 존재하는 것이 아니라는 것으로,<ref name=ddl2011>
{{서적 인용
| last      = D'Angelo
| first     = G.
| author2   = Durisen, R. H.
| author3   = Lissauer, J. J.
| date      = 2011
| chapter   = Giant Planet Formation
| editor    = S. Seager.
| title     = Exoplanets
| chapter-url       = http://www.uapress.arizona.edu/Books/bid2263.htm
| publisher = University of Arizona Press, Tucson, AZ
| pages     = 319–346
| arxiv     = 1006.5486
| bibcode   = 2010exop.book..319D
}}</ref> 맨 위의 대기층과 고체 핵을 제외한 모든 물질은 [[임계점 (열역학)|임계점]]을 지나 액체와 기체의 구별 자체를 할 수 없다.<ref name=dangelo2021>{{저널 인용|last=D'Angelo|first=G.|author2=Weidenschilling, S. J. |author3=Lissauer, J. J. |author4=Bodenheimer, P. |title=Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch|journal=Icarus|date=2021|volume=355|pages=114087|arxiv=2009.05575|doi=10.1016/j.icarus.2020.114087|bibcode=2021Icar..35514087D}}</ref> 논란에도 불구하고 이 용어는 계속 사용되었는데, 주된 이유로는 어차피 행성과학에서 "암석", "기체", "얼음"이라는 용어는 물질의 실제 [[상 (물리학)|상]]에 관련이 없이 사용되는 경우가 흔했기 때문이다. 외태양계에서 수소와 헬륨은 흔히 "기체"로, 물, 메테인, 암모니아는 "얼음"으로, 규소와 금속은 "암석"으로 칭하는 만큼, 천왕성과 해왕성은 "기체"가 아닌 "얼음"으로 이루어져 있어 현재는 [[거대 얼음 행성]]으로 불리는 빈도가 높다.

== 분류 ==
{{본문|외계행성의 겉모습}}
거대 기체 행성은 이론적으로 대기층의 물리적 모습에 따라 암모니아 구름(I), 물 구름(II), 구름이 없는 형태(III), 알칼리 금속 구름(IV), 규소 구름(V)의 다섯 분류로 나눌 수 있다. 목성과 토성은 모두 I형이며, [[뜨거운 목성]]은 IV형 또는 V형이다.

== 외계 행성 ==
[[파일:Artist's impression of a gas giant planet forming in the disc around the young star HD 100546.jpg|섬네일|[[HD 100546]] 주변에서 거대 기체 행성이 형성되는 상상도.]]

=== 차가운 거대 기체 행성 ===
차가운 기체 행성은 주로 수소로 이루어졌으며, 목성보다는 크지만 질량은 {{지구질량|link=yes|500}} ({{목성질량|link=yes|1.6}}) 미만으로, 목성보다 약간 더 크다.<ref name=Seager2007>
{{저널 인용
| last    = Seager
| first   = S.
| author2 = Kuchner, M.
| author3 = Hier-Majumder, C. A.
| author4 = Militzer, B.
| date    = 2007
| title   = Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets
| journal = The Astrophysical Journal
| volume  = 669
| issue   = 2
| pages   = 1279–1297
| arxiv   = 0707.2895
| bibcode = 2007ApJ...669.1279S
| doi     = 10.1086/521346
| s2cid = 8369390
}}</ref> 질량이 {{지구질량|500}} 이상이면 [[중력]]으로 인해 행성이 [[축퇴물질|줄어든다]].<ref name=Seager2007/>

이러한 기체 행성은 [[켈빈-헬름홀츠 기작]]을 통해 항성에서 받는 에너지보다 많은 에너지를 방출할 수 있다.<ref>
{{서적 인용
| author    = Patrick G. J. Irwin
| date      = 2003
| title     = Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure
| url       = https://books.google.com/books?id=p8wCsJweUb0C&q=%22kelvin+helmholtz+mechanism%22&pg=PA63
| publisher = Springer
| isbn      = 978-3-540-00681-7
}}</ref><ref name=bagenal>{{웹 인용
 |url          = http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3750/ClassNotes/Class12/Class12.html
 |title        = Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation
 |date         = 2004
 |publisher    = Colorado University, Boulder
 |work         = 3750 – Planets, Moons & Rings
 |access-date  = 2008-03-13
 |archive-date = 2008-06-21
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20080621120100/http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3750/ClassNotes/Class12/Class12.html
 |url-status   = dead
}}</ref>

=== 난쟁이 가스행성 ===
{{본문|난쟁이 가스행성}}
보통 "거대"와 "기체"를 붙여 부르지만, 수소 행성은 태양계의 기체 행성보다 작을 수도 있다. 하지만 작은 기체 행성이 중심별에 너무 가까우면 큰 행성보다 더 빠르게 대기를 잃을 수 있다.<ref>
{{저널 인용
| author1   = Feng Tian
| first2    = Owen B.
| last2     = Toon
| first3    = Alexander A.
| last3     = Pavlov
| first4    = H.
| last4     = De Sterck
| date      = March 10, 2005
| title     = Transonic hydrodynamic escape of hydrogen from extrasolar planetary atmospheres
| journal   = The Astrophysical Journal
| volume    = 621
| issue     = 2
| pages     = 1049–1060
| bibcode   = 2005ApJ...621.1049T
| citeseerx = 10.1.1.122.9085
| doi       = 10.1086/427204
}}</ref><ref>[https://arxiv.org/abs/1001.4851 Mass-radius relationships for exoplanets], Damian C. Swift, Jon Eggert, Damien G. Hicks, Sebastien Hamel, Kyle Caspersen, Eric Schwegler, and Gilbert W. Collins</ref>

기체 행성으로 추정되는 가장 작은 외계 행성은 [[케플러-138d]]로, 질량은 지구 정도이지만 지구보다 60% 커 밀도상 기체 행성으로 보인다.<ref>
{{저널 인용
| first     = Ron
| last      = Cowen
| year      = 2014
| title     = Earth-mass exoplanet is no Earth twin
| url       = http://www.nature.com/news/earth-mass-exoplanet-is-no-earth-twin-1.14477
| journal   = Nature
| doi       = 10.1038/nature.2014.14477
| s2cid = 124963676
}}</ref>

질량이 적은 기체 행성이라도 온도에 따라 일반적인 기체 행성 정도로 크기가 커질 수 있다.<ref>*[https://arxiv.org/abs/1304.5157 Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets], Konstantin Batygin, David J. Stevenson, 18 Apr 2013</ref>

== 같이 보기 ==
* [[중력적으로 둥근 태양계 천체 목록]]
* [[뜨거운 목성]]
* [[거대 얼음 행성]]

== 각주 ==
{{각주|30em}}

{{외계 행성}}

[[분류:거대 기체 행성| ]]
[[분류:행성의 종류]]