피로니안 - Orion's Arm 한국어

과학 > 행성학

고온 거대 행성
이미지 제공: AstroChara
파이로니안 세계는 항성을 향한 반구가 눈부시게 밝게 빛나며, 야간면은 흑체 복사와 Na/K/H2O의 흡수가 결합되어 분홍빛을 띤다. 이는 갈색 왜성과 유사한 특성이다.

NoLWoCS에서 파이로니안(Pyronian)(접두사: Pyro-; 예: PyroNeptunian, PyroJovian)은 고온 거대 행성을 가리킨다. 대류권계면 온도가 800 K에서 2100 K 사이에 해당하는 행성이 이 범주에 속한다. 800 K 미만이 되면 염화칼륨 구름이 형성되어 제스토니안(Zestonian)으로 분류되며, 2100 K를 초과하면 고온 응결 구름이 소멸해 칼리디안(Calidian)이 된다. 파이로니안의 특징은 규산염 구름과, 소량의 산화알루미늄(Al2O3)·이산화티타늄(TiO2) 구름이 함께 형성되어 밝은 구름층을 이루는 데 있다. 여기에 알칼리 금속과 수증기 흡수가 더해져 짙은 파란빛을 띤다. 충분한 고에너지 복사를 받는 파이로니안에서는 고온 광화학 안개가 형성될 수 있으며, 특히 1300 K 이하의 저온 영역에서 두드러진다. 또한 파이로니안의 야간면은 흑체 복사와 흡수의 조합으로 마젠타빛으로 희미하게 빛날 만큼 충분히 뜨겁다.

많은 파이로니안은 항성 매우 가까이 궤도를 돌기 때문에 모항성에 조석 고정되어 며칠 만에 공전을 완료한다. 이로 인해 낮면과 야간면 사이에 강한 온도 차가 생기며, 강력한 바람이 행성 전체를 횡단한다. 규산염 구름은 야간면에서 형성된 뒤 낮면으로 이동하면서 소멸하기도 한다. 조석 고정과 빠른 자전이 결합되면 낮면 양쪽 반구에서 거대한 사이클론이 발생하기 쉽다.

파이로니안은 성숙한 목성형 행성 중에서도 드물며, 성숙한 해왕성형 행성 중에서는 더욱 희귀하다. 온도가 수소-헬륨 대기층을 증발시킬 만큼 높아 결국 지구형 행성으로 변하기 때문이다. 이러한 행성들은 보통 더 먼 거리에서 형성된다. 이후 원시행성계 원반과의 상호작용을 통해 안쪽으로 이동하거나, 고이심률 이동 경로를 거치기도 한다. 고이심률 이동의 경우, 다른 천체와의 중력 상호작용 또는 폰 차이펠-리도프-코자이(von Zeipel-Lidov-Kozai) 메커니즘에 의해 안쪽으로 밀려난 뒤 조석력에 의해 원형 궤도로 안정화된다. 반면 젊은 거대 행성은 처음부터 고온으로 형성되는 경우가 많아, 항성과의 거리와 무관하게 이 유형에 속할 만큼 뜨거워지기도 한다.

저질량 파이로니안은 고온이 대기를 팽창시키기 때문에 같은 질량의 저온 행성보다 반지름이 크다. 대기 손실 속도도 빨라지는데, 대기가 너무 많이 팽창하면 행성의 로슈 한계를 완전히 채우게 된다. 이 경우 항성 반대 방향으로 뻗어나가는 희미한 대기 유출 꼬리가 형성된다.

이미지 제공: Steve Bowers
Blueglass - 조석 고정된 항성근접 목성형 행성으로, 항성 근접점에서 청회색 규산염 구름이 형성될 만큼 고온이다.

이미지 제공: Steve Bowers
Licchavi - 대형 혜성과의 최근 충돌로 인해 독특한 나선형 고리가 형성된 고온 항성근접 목성형 행성. 이 행성의 어두운 구름은 알칼리 금속으로 이루어져 있다.

고온 거대 행성

🐛 문제 신고