海王星以下のサイズの惑星の性質と起源

水星と太陽の距離よりも近い軌道を公転しているスーパーアースより大きく海王星より小さい惑星は多い。中心星に近いのでかなり熱い金星より住みにくい。以下、機械翻訳。
海王星以下のサイズの惑星の性質と起源
2020年10月22日に提出
地球と海王星の中間の大きさで、水星と太陽の間よりもホスト星の近くを周回している惑星は、過去四半世紀にわたる太陽系外惑星の調査によって明らかにされた最も一般的なタイプの惑星です。NASAのケプラーミッションの結果は、これらの天体の半径分布に二峰性があり、1.5から2.0R⊕の惑星が比較的少ないことを明らかにしました。この二峰性は、サブネプチューンが原始惑星状星雲から質量で数パーセント降着した一次大気で生まれた岩石惑星であるということを示唆しています。半径ギャップより上の惑星は大気を保持することができましたが（「ガスが豊富なスーパーアース」）、半径ギャップより下の惑星は大気を失い、コアが剥ぎ取られました（「真のスーパーアース」）。これらの惑星の大気損失を促進するメカニズムは未解決の問題であり、光蒸発とコア駆動の質量損失が主要な候補です。質量損失メカニズムと同様に、海王星以下の惑星の固体の起源については2つの候補があります。移動モデルには氷線の向こうからの胚の成長と移動が含まれ、ドリフトモデルには内向きにドリフトする小石が含まれます。凝固して惑星を近接して形成します。大気研究は、内部構造モデルの縮退を打ち破り、これらの惑星の起源に追加の制約を課す可能性があります。ただし、ほとんどの大気特性評価の取り組みは、エアロゾルによって混乱しています。今後の施設での観測により、これらの世界の大気組成が最終的に明らかになることが期待されます。これは、太陽系外惑星の研究から特定された最初の根本的に新しいタイプの惑星オブジェクトです。

図1.ケプラーによって検出された通過する惑星候補の半径と公転周期 トンプソン等。 （2018）。
ポイントの色（「スコア」）は、真の惑星である可能性の推定値に関連しており、値が大きいほど可能性が高いことを示します。 地球のほとんど
ケプラーが発見した候補は海王星よりも小さく、実際の惑星である可能性があります。
図の右下の領域は、選択効果のためにほとんど空です。 Winnを参照してください（2018）太陽系外惑星調査の選択バイアスの詳細については。


図2.海王星以下のサイズの惑星のケプラーの惑星半径ギャップの2つのビュー。 両者に
より小さな星座とより大きな軌道周期への半径ギャップの傾きが一致する場合
大気質量損失の期待が大小の主要な判別式である
人口。 左：惑星のサイズとホスト星との星座の関数としての惑星の発生
分光法と距離から導き出された半径。 2.4を中心とする分布の2つのピーク
および1.3R⊕がデータに表示されます。 2つの線は、Lopez and Fortney（2013）によるこれらのオブジェクトの形成と進化のモデルに対する期待を表しています。 フルトンから取った図
etal。 （2017）。 右：恒星の特性から個々の惑星の正確に測定された半径
星震学を介して。 線は、半径のギャップに最適です。 この図はもともと
Van Eylen etal。に図5として示されています。 （2018）。


図3.太陽系外惑星（上）と3つ（連続接続）の近くからの流体力学的質量損失の統一された画像で予想される流出構造の概略図
予想される質量損失レジーム（下）。上のパネルは惑星への3つの層を示しています
雰囲気。境界大気（黄色の領域）は、流体力学的流出が支配的である場所です。惑星内部からの冷却放射（赤い光子）によって加熱された領域と恒星の放射光度（緑の光子）は中間温度（青/緑）を持っています
領域）。最後に、恒星のXUV照射によって加熱される領域（青い光子）は、数千ケルビン以上（オレンジ色の領域）です。質量損失レジームは、左から右に次のように示されています。
XUVの光度を上げる（または冷却放射を減らす）機能。コアパワードマス損失は​​、音の表面がXUV光子の浸透の内部にあるときに発生します。
流出に影響を与えない（i）。 XUV加熱領域でソニックポイントが発生したが、冷却/放射加熱領域は薄くなく、XUV光子に対する惑星のより大きな範囲の吸収領域のために光蒸発が強化されます
（ii）、そして最後に冷却/放射 領域が薄い場合、質量損失は「古典的な」光蒸発として動作します
（iii）。シナリオ（i）および（iii）のみ計算されており、それぞれについてのみ分離されています。


図4.公転周期が100日未満のケプラー惑星の観測された動径分布
灰色のヒストグラムとして表示されます。 の光蒸発によって予測された半径分布さまざまな実線のコア組成が色付きの線で示されています。
低密度コアは、より高い半径で表示される半径ギャップ。 観測された動径分布は、コアが地球のような岩石と鉄の混合物と一致する密度を持っていることを意味します（つまり、赤の中間のモデル
および黄色のモデル）。 より洗練されたモデルは、ケイ酸塩と鉄の比率を厳しく制限します。〜3：1、つまり地球の構成と一致している（J. G. Rogers＆Owen、2020）。 オーウェンと Wu（2017）からの図。


図5.小さな、高度に照射された惑星の均一な分析からの半径対質量。 これら惑星は実質的なガス状のエンベロープを持つべきではないので、内部構造モデル。
データは、地球のような構成線の周りに密集しています。岩石惑星の一般的な構成を示唆しています。 高密度の外れ値K2-229bは衝突による鉄の割合が高くなります（ただし、現在のモデルでは作成に苦労していることに注意してください）
衝突による非常に鉄分が豊富な惑星。 Scora et al。、2020）、低密度の外れ値55 Cnc eかなりの揮発性成分を含む、またはコアを持たない、まれな小さな惑星である可能性があります。 ダイらの図al2019）。


図6.7つの選択されたサブネプチューンシステムの軌道アーキテクチャ。 各システムには2R⊕＜Rp ＜4R⊕の少なくとも1つの海王星以下の惑星であり、システムは
最大（上）から最小（下）までの惑星サイズの中央値。 各惑星のサイズは測定された物理的サイズに比例します。
x軸は対数であるため、特定のシステム内の隣接する惑星間の距離は、それらの軌道周期比の尺度になります。 規模については、水星と金星の公転周期比は2.55で、地球と金星の比は1.63です。 約半分
太陽のような星は、ここに示されているような海王星以下のサイズの惑星の豊富なシステムを持っています。


図7.近接した低質量惑星の概念的な形成経路。