行星質量天體

行星質量體 （或planemo，PMO）或行星體（），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 


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 

 行星和系外行星 

 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 


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On the origin of planets at very wide orbits from the re-capture of free floating planets , Hagai B. Perets, M. B. N. Kouwenhoven, 2012。

 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」。

 相關條目 

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 參考資料 

Category:行星