系外行星学

本页描述系外行星轨道和物理参数。

大多数已知的太阳系外行星候选者都是使用间接方法发现的，因此只能确定它们的一些物理和轨道参数。 例如，在定义轨道的六个独立参数中，径向速度法可以确定四个：半长轴、偏心率、近星点经度和近星点时间。 两个参数仍然未知：升交点的倾角和经度。

有些系外行星与它们的母星的距离比太阳系中任何行星与太阳的距离都要近得多，也有一些系外行星距离它们的恒星更远。 水星是距离太阳最近的行星，距离为 0.4 天文单位 (AU)，绕轨道运行需要 88 天，但已知最小的系外行星轨道的轨道周期仅为几个小时，请参阅超短周期行星。 开普勒 11 系统有五颗行星的轨道比水星的轨道小。 海王星距太阳 30 个天文单位，绕太阳公转一周需要 165 年，但有些系外行星距太阳几千个天文单位，公转一圈需要数万年，例如海王星。 GU Piscium b.

径向速度法和凌星法对轨道较小的行星最敏感。 最早发现的 51 Peg b 是气态巨行星，轨道只有几天。 这些热木星很可能在更远的地方形成并向内迁移。

直接成像法对大轨道行星最敏感，发现了一些星星间距达数百天文单位的行星。 然而，原行星盘的半径通常只有 100 个天文单位左右，核心吸积模型预测巨行星的形成在 10 个天文单位以内，行星可以在盘蒸发之前足够快地合并。超长周期的巨行星可能一直在流氓 被捕获的行星，或形成近距离并因引力向外散射的行星，或者行星和恒星可能是质量不平衡的宽双星系统，行星是其自身独立的原行星盘的主要对象。 引力不稳定性模型可能会产生数百个天文单位间隔的行星，但这需要非常大的磁盘。 对于轨道非常宽达几十万天文单位的行星，可能很难通过观测确定行星是否受到恒星的引力束缚。

大多数已被发现的行星都在距离它们的主星几个天文单位内，因为最常用的方法（径向速度和凌日法）需要观察几个轨道以确认行星的存在，而自从这些方法问世以来只有足够的时间 首先用于覆盖小的分离。 一些轨道较大的行星已通过直接成像发现，但存在中间距离范围，大致相当于太阳系的气态巨行星区域，这在很大程度上是未探索的。 用于探索该地区的直接成像设备安装在 2014 年开始运行的两台大型望远镜上，例如 双子座行星成像仪和 VLT-SPHERE。 微透镜方法已经探测到一些在 1-10 个天文单位范围内的行星。在大多数系外行星系统中，似乎有可能存在一两个巨行星，其轨道大小与太阳系中的木星和土星相当。 现在已知轨道大得多的巨行星是罕见的，至少在类太阳恒星周围是这样。

宜居带与恒星的距离取决于恒星的类型，并且随着恒星的大小和温度的变化，该距离在恒星的生命周期中会发生变化。

轨道的偏心率是衡量其椭圆（拉长）程度的指标。 除水星外，太阳系的所有行星都有近圆形轨道（e<0.1）。 大多数轨道周期为 20 天或更短的系外行星都有近圆形轨道，即离心率非常低。 这被认为是由于潮汐循环：由于两个物体之间的引力相互作用，随着时间的推移偏心率减少。

开普勒太空船发现的轨道周期短的大多数亚海王星大小的行星都有非常圆的轨道。 相比之下，用视向速度法发现的轨道周期较长的巨行星，其轨道偏心率很大。 （截至 2010 年 7 月，55% 的此类系外行星的偏心率大于 0.2，而 17% 的偏心率大于 0.5。）巨行星的中高偏心率 (e>0.2) 不是观测选择效应，因为行星可以 无论其轨道的偏心率如何，它都能被同样好地检测到。 椭圆轨道在观测到的巨行星群中的统计意义有点令人惊讶，因为目前的行星形成理论表明，低质量行星的轨道离心率应该通过引力相互作用而圆化。