惑星質量の物体

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、静水圧平衡を達成するのに十分な質量を持つが、恒星のように中心核の核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」よりも広範囲の天体をまとめて分類することです。なぜなら、地球物理学的用語では類似している天体の多くは、従来の惑星の想定に当てはまらないからです。惑星質量の天体は、その起源と位置が極めて多様です。これらには、惑星、準惑星、惑星質量の衛星、自由浮遊惑星が含まれます。自由浮遊惑星は、システムから放出された可能性があり (放浪惑星)、または集積ではなく雲の崩壊によって形成された可能性があります (準褐色矮星)。

この用語には厳密には太陽系外惑星やその他の天体も含まれますが、性質が不明な天体や特定のクラス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次のとおりです。

• 孤立惑星質量天体（iPMO; IPMO）は、自由浮遊しており、重水素燃焼以下の低質量を持ち、放出された自由浮遊惑星または亜褐色矮星としての性質が完全に解明されていない天体である（例：2MASS J13243553+6358281、^[5] PSO J060.3200+25.9644 ^[6] NGC 1333の天体^[7]）
• 重水素燃焼の境界にある質量範囲を持つ物体（VHS 1256-1257 b、^[8] BD+60 1417b ^[9]）
• 恒星または褐色矮星を周回するが、太陽系外惑星としての形成が困難または不可能な天体（VHS 1256-1257 b、CFHTWIR-Oph 98B ^[10]）

3つの最大の衛星であるガニメデ、タイタン、カリストは、水星と同等かそれ以上の大きさである。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、質量も大きい。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、歴史上のある時点で丸くなった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、位置は重要ではなく、惑星の定義では地球物理学的属性のみを考慮に入れるべきだと主張している。衛星惑星という用語は、惑星サイズの衛星に使用されることがある。^[11]

準惑星は、惑星質量を持つ天体であるが、真の惑星でも天然の衛星でもない。恒星の直接軌道上にあり、重力によって静水圧的に平衡な形状（通常は回転楕円体）に圧縮されるほどの質量を持つが、軌道の周囲にある他の物質を一掃していない。「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員であるアラン・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ている。国際天文学連合（IAU）は、この用語（より中立的な「小惑星」ではなく）を受け入れたが、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]

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。その後、収縮した恒星は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あります。^{[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。

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もあります。準褐色矮星は、Cha 110913−773444 ^[16]やOTS 44 [ ^{17]のように自由に浮遊している場合もあれば、} 2MASS J04414489+2301513のようにより大きな天体の周りを回っ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あり、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った。^{[18] [19] [20]}

恒星団内の放浪惑星は恒星と同程度の速度を持っているため、再捕獲される可能性がある。それらは通常、100 AU から 10 ⁵ AU の間の広い軌道に捕獲される。捕獲効率は星団の体積が大きくなるにつれて低下し、特定の星団サイズではホスト/プライマリ質量とともに増加する。それは惑星の質量とはほとんど無関係である。単一または複数の惑星は、互いにまたは恒星のホストスピン、または既存の惑星系と非共面である任意の非整列軌道に捕獲される可能性がある。^[21]

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]このような天体は一般に}放浪惑星 と呼ばれる。

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