뜨거운 목성의 운명에 대해 현재 받아 들여지는 이론은 무엇입니까?

많은 뜨거운 목성의 주요 특징 중 하나는 부모 별과의 근접성이며, 일반적으로 수성 궤도 내에있는 것과 같습니다. 그래서,이 행성들은 가스 거인이며 매우 뜨겁습니다 (따라서 그들의 범주).

그러나 몇 가지 발견으로 인해이 행성들의 운명이 무엇인지에 대한 의문이 생겼습니다.

예 1 : HD 209458b 일명 "Osiris"

NASA의 "Dying Planet Leaks Carbon-Oxygen" 페이지에 따르면 , 오시리스는 '증발'이상을하고 있으며 지구에서 감지 된 행성 뒤 봉투에서 수소와 함께 탄소, 산소가 누출되고 있습니다. 탄소와 산소의 중요성은 다음 기사에서 설명합니다.

목성과 토성에서는 탄소와 산소가 관찰되었지만, 대기와 깊숙한 곳에서는 항상 메탄과 물로 결합 된 형태입니다. HD 209458b에서 화학 물질은 기본 요소로 분류됩니다. 그러나 목성이나 토성에서는 원 소라 할지라도 여전히 대기에서 눈에 보이지 않는 낮은 상태를 유지합니다. HD 209458b의 상부 대기에서 볼 수 있다는 사실은 대기의 '분열'이 발생하고 있음을 확인시켜줍니다.

이 기사에서 Osiris는 "뜨거운 목성의 증발 속도와 Chthonian 행성의 형성" (Hebard et al. 2003)에 정의 된 Chthonian으로 알려진 가설의 외계 행성이 될 가능성이 높다고 언급되어 있다.

전 뜨거운 목성의 잔여 중심핵으로 만들어진 새로운 종류의 행성

이것들은 지구와 크기는 비슷하지만 상당히 밀도가 높습니다.

예 2 : CoRoT-7b

NASA 기사 "가장 거대한 지구와 같은 외계 행성이 가스 거인으로 시작되었다" 에 따르면 , CoRoT-7b는 일반적으로 뜨거운 목성이 발견되는 지구 크기의 행성입니다.

잭슨은 지구의 태양이 지구보다 태양보다 거의 60 배 더 가까워서 별이 우리의 하늘보다 태양보다 거의 360 배 더 크게 보인다고 말했다. CoRoT-7b의 크기 (지구보다 70 % 더 큼)와 질량 (지구의 4.8 배)은 아마도 세계가 암석 물질로 만들어 졌음을 나타냅니다.

낮 시간 온도가 높으면 행성의 별을 향한 쪽이 녹을 가능성이 있으며, 어떤 촉촉한 분위기도 날아갑니다. 과학자들은 많은 지구 덩어리가 사라 졌을 것으로 추정합니다. 또한 질량이 줄어듦에 따라 행성이 별에 가까워지면서 더 많은 물질이 끓어서 질량이 감소하는 것으로 보입니다.

기사에서 과학자에 대해 요약하면 다음과 같습니다.

어쨌든이 행성은 우리 눈앞에서 사라지고 있다고 말할 수 있습니다. "

질문

이것들은 가능한 과정의 두 가지 예일 뿐이므로, 뜨거운 목성 외계 행성의 운명에 관한 현재의 이론은 무엇인가?

이것이 태양계에 뜨거운 목성이 존재하지 않는 이유일까요?

이것은 "핫 목성"이 실제로 정의 된 것에 크게 의존한다는 점에서 상당히로드 된 질문입니다. "핫"이란 무엇입니까? "주피터"란 무엇입니까? 실제로, 부모의 별과는 연속적인 행성 질량과 거리가 있으며, 문헌에서는 일반적으로 "뜨거운 해왕성", "뜨거운 토성"등에 대한 참조를 볼 수 있습니다.

거대 행성이 어떻게 형성되는지에 대한 주된 이론은 그들이 얼음과 얼음 선을 넘어 처음 으로 물이 굳어지는 모성 별과의 거리에서 시작된다는 것입니다. 이 거리는 대략 우리의 태양계에서 오늘날 화성이있는 곳입니다. 무엇 "뜨거운 가스 행성"에 대한 놀라운 것은 그들이 발견되는 것입니다 내에서 크게 내에서,이 얼음 선. 이것은 그들이 핵심을 형성 한 후 현재 결정되지 않은 일부 프로세스를 통해 호스트 스타에 더 가까이 이동했음을 암시합니다 (여러 개의 좋은 후보가 있지만 지금은 뜨거운 행성의 존재가 이러한 프로세스 중 하나 이상이 작동한다고 가정합시다) 꽤 규칙적으로).

그리고 "뜨거운"이라는 단어는 어떻습니까? 음, 부모의 별과 가장 가까운 행성의 경우 반지름 이상이 있는 것으로 알려져 있습니다. 이 행성의 반지름은 호스트 별이 조사한 거대한 행성 구조의 모형보다 상당히 큽니다. 그래서 저는 "뜨거운"행성을 표준 모델에서 예측 한 것보다 반지름이 큰 기체 거인으로 정의합니다.

이제 우리는 정의의 일부를 벗어 났으므로 생존에 대한 문제가 있습니다. 거대한 행성들이 그들의 부모 별들과 가까이있을 때, 그들은 조그만 잠금 상태가 됩니다. 결과적으로, 거대한 행성의 표면에 약간의 에너지가 소실되고 행성의 모양은 고정되며 내부 운동은 거의 없습니다. 그러나 거대한 행성 은 또한 호스트 스타에 조류를 일으킨다. 그리고 1,000 배나 더 큰 물체의 회전을 바꾸기 위해서는 많은 각 운동량이 필요하기 때문에, 호스트 스타는 거의 정체되어 있지 않을 것이다. 그들의 가장 가까운 행성.

별 내에서 에너지가 소실되는 속도는 매우 불확실하며,이 불확실성은 일반적으로 퍼지 파라미터 "Q", 즉 품질 계수로 스윕되어 품질 계수가 낮을수록 더 많은 소산을 반영합니다. "Q"는 우리 자신의 태양계 (즉, 지구와 목성)와 일부 항성 이진에서 특정 물체에 대해 측정되지만, 지구마다 약 10에서 일부 별에 대해서는 10 ^ 8까지 범위가 다양합니다.

행성이 오늘날 관측 될 수 있는지 여부는 Q에 의해 결정되는 궤도 붕괴 시간이 시스템의 수명과 비교되는 시간에 달려 있습니다. WASP-12b 및 WASP-19b 와 같은 일부 시스템의 경우, 높은 팽창 목성을 특징으로하는 Q는 놀라 울 정도로 짧은 시간 (<10 ^ 7 년) 내에 호스트 스타에 빠질 수있을 정도로 작은 것으로 추정됩니다.

다른 하나의 가능성은 암석 / 얼음 코어를 둘러싼 가스가 행성에 퇴적 된 엄청난 양의 열에 의해 분사 될 수 있다는 것입니다. 이것은 거대한 행성의 핵심이 바위 같은 행성보다 호스트 별에서 더 형성되기 때문에 철이 다소없는 상대적으로 밀도가 낮은 행성으로 남겨 둡니다. 이런 방식으로 대기의 대부분을 잃은 결과로 생성되었을 수있는 몇 개의 근접 해왕성 질량 물체가 있습니다 (예 : GJ3470b ).

우리 태양계의 경우, 뜨거운 목성 형성은 태양에 가까워지면서 내부 행성의 궤도를 심하게 교란시킬 수 있기 때문에 태양계에 가까운 태양계를 파괴했을 것입니다. 또한 태양은이 거대한 행성의 금속이 풍부한 물질의 축적으로 인해 금속에서 향상 될 것입니다. 다른 행성들이 형성되기 전에 태양계에 뜨거운 목성이 있었을 가능성이 있지만, 현재는 그럴 것 같지 않습니다.