惑星質量の天体
惑星質量の衛星を、水星、金星、地球、火星、冥王星と比較したスケールで表示しています（海王星以外の惑星質量の天体は、これまで間近で撮影されたことはありません）。プロテウスとネレイド（丸いミマスとほぼ同じ大きさ）の境界面も含まれています。画像化されていないディスノミア（テティスとエンケラドゥスの中間の大きさ）は表示されていませんが、いずれにせよ固体ではないと考えられます。[ 1 ]

惑星質量天体（PMO）、プラネモ[ 2 ]、または惑星体（時には世界と呼ばれる）は、天体の地球物理学的定義によれば、流体静力学的平衡を達成して楕円体形状をとるのに十分な質量を持つが、恒星のように中心核の融合を維持するには不十分な質量を持つ天体である。[ 3 ] [ 4 ]

この用語の目的は、「惑星」だけでなく、より広範な天体をまとめて分類することです。地球物理学的な用語では類似している天体であっても、従来の天体力学における惑星の分類基準に当てはまらないものが多いためです。惑星質量天体は、その起源や位置が極めて多様であり、惑星、準惑星、惑星質量衛星、そして自由浮遊惑星などが含まれます。自由浮遊惑星は、系から放出された（放浪惑星）、あるいは集積ではなく雲の崩壊によって形成された（準褐色矮星）可能性があります。

天文学における使用法

この用語は厳密には太陽系外惑星やその他の天体も含みますが、性質が不明瞭な天体や特定のカテゴリーに当てはまらない天体を指す場合が多くあります。この用語がよく使用されるケースは以下のとおりです。

種類

惑星質量の衛星

太陽系最大の準惑星である冥王星よりも大きい惑星質量の衛星。

3つの最大の衛星であるガニメデ、タイタン、カリストは、水星と同等かそれより大きい大きさである。これらと、さらに4つの衛星、イオ、月、エウロパ、トリトンは、最大かつ最質量の準惑星である冥王星とエリスよりも大きく質量が大きい。他の12個のより小さな衛星は、自身の重力、親惑星からの潮汐加熱、またはその両方によって、歴史のある時点で球形になったと考えられるほどの大きさである。特に、タイタンは地球と同様に厚い大気と表面に安定した液体の塊を持っている（ただし、タイタンの場合、液体は水ではなくメタンである）。惑星の地球物理学的定義の支持者は、惑星の定義では位置は重要ではなく、地球物理学的属性のみを考慮に入れるべきだと主張する。衛星惑星という用語は、惑星サイズの衛星に対して使用されることがある。[ 11 ]

準惑星

準惑星冥王星

準惑星は、真の惑星でも天然の衛星でもない、惑星質量の天体である。恒星の直接軌道上にあり、その重力によって静水力学的に平衡な形状（通常は回転楕円体）に圧縮されるほど質量が大きいが、軌道周囲の他の物質を除去していない。「準惑星」という用語を提唱した惑星科学者でニューホライズンズの主任研究者であるアラン・スターンは、位置は重要ではなく、地球物理学的特性のみを考慮すべきであり、したがって準惑星は惑星のサブタイプであると主張した。国際天文学連合（IAU）は（より中立的な「小惑星」ではなく）この用語を採用したが、準惑星を別のカテゴリーの天体として分類することを決定した。[ 12 ]

惑星と太陽系外惑星

惑星は、一般的に恒星、恒星残骸、または褐色矮星の周りを公転している必要がある、大きくて球状の天体であり、惑星自体はそうではありません。[ 13 ]太陽系には、最も限定的な定義によれば8つの惑星があります。地球型惑星である水星、金星、地球、火星と、巨大惑星である木星、土星、天王星、海王星です。惑星形成に関する最も有効な理論は星雲仮説であり、星間雲が星雲から崩壊して、原始惑星円盤の公転する若い原始星を形成すると仮定しています。惑星はこの円盤内で、重力によって引き起こされる物質の漸進的な蓄積、つまり降着と呼ばれるプロセスによって成長します。

元スター

近接連星系では、一方の恒星がより重い伴星に質量を失うことがあります。降着エネルギーを持つパルサーが質量損失を引き起こす可能性があります。収縮する恒星はその後、惑星質量の天体になる可能性があります。一例として、パルサーPSR J1719−1438を周回する木星質量の天体が挙げられます。[ 14 ]これらの収縮した白色矮星は、ヘリウム惑星または炭素惑星になる可能性があります。

亜褐色矮星

褐色矮星2M1207の周りを回る超木星の想像図。[ 15 ]

恒星はガス雲の重力崩壊によって形成されますが、より小さな天体は雲の崩壊によっても形成されます。このようにして形成された惑星質量の天体は、準褐色矮星と呼ばれることがあります。準褐色矮星は、Cha 110913−773444 [ 16 ]やOTS 44 [ 17 ]のように自由浮遊している場合もあれば、2MASS J04414489+2301513のようなより大きな天体の周りを公転している場合もあります。

亜褐色矮星の連星系は理論的には可能です。Oph 162225-240515は当初、木星質量の14倍の褐色矮星と木星質量の7倍の亜褐色矮星の連星系であると考えられていましたが、その後の観測で推定質量が木星質量の13倍以上と上方修正され、IAUの作業定義によれば褐色矮星となりました。[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ]

捕獲された惑星

恒星団内の放浪惑星は恒星と同程度の速度を持つため、再捕獲される可能性がある。これらの惑星は通常、100 AUから10 AUの広い軌道に捕獲される。捕獲効率は恒星団の体積が大きくなるにつれて低下し、恒星団の大きさが同じであれば、母惑星／主惑星の質量が大きくなるにつれて増加する。これは惑星の質量とはほとんど無関係である。単独または複数の惑星は、互いに、あるいは恒星の自転と共面ではない、任意の非整列軌道、あるいは既存の惑星系に捕獲される可能性がある。[ 21 ]

放浪惑星

恒星と惑星系の形成に関するいくつかのコンピュータシミュレーションでは、惑星質量のいくつかの天体が星間空間に放出されることが示唆されている。[ 22 ]このような天体は典型的には放浪惑星 と呼ばれる。

参照

参考文献

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