뜨거운 목성

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1. 개요

뜨거운 목성은 모항성과 매우 가까운 거리에서 짧은 주기로 공전하는 거대 가스 행성이다. 질량은 목성의 약 0.36배에서 11.8배이며, 대부분 원형 궤도를 가진다. 짧은 공전 주기와 조석 고정으로 인해 극심한 대기를 가질 가능성이 높다. F형 및 G형 별 주변에서 더 흔하게 발견되며, 행성 이동, 중력 섭동, 또는 그 자리 형성을 통해 형성되었을 것으로 추정된다. 뜨거운 목성은 다양한 특징을 가지며, 팽창한 행성, 초고온 목성, 역행 궤도 등을 포함한다.

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뜨거운 목성 - WASP-19b
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뜨거운 목성
명칭
이름	뜨거운 목성
영어 이름	Hot Jupiter
일본어 이름	ホット・ジュピター (Hotto Jupitā)
특징
정의	질량이 큰 행성이 항성에 매우 가깝게 붙어 공전하는 외계 행성
공전 주기	10일 미만
질량	목성급의 높은 질량
위치	항성에 매우 가까운 궤도
대표적인 예
예시	페가수스자리 51 b
형성 이론
이주 시나리오	행성이 원래 먼 곳에서 형성된 후 항성으로 점진적으로 이동했다는 가설
원반 이주	행성이 가스 및 먼지 원반과의 상호 작용을 통해 안쪽으로 이동했다는 가설
조석 감쇠	행성 궤도의 조석 감쇠를 통한 이동
Kozai 메커니즘	동반 항성이나 다른 행성과의 상호 작용으로 궤도가 찌그러져 항성에 가까워진다는 가설

2. 특징

thumb을 사용하여 감지된 대부분의 행성을 포함하는 핫 주피터 (좌측 가장자리에 위치, 검은 점으로 표시됨)는 2014년 1월 2일까지 발견되었다.]]

뜨거운 목성은 다양하지만, 몇 가지 공통적인 특징을 공유한다.

질량은 0.36~11.8 목성 질량이고, 공전 주기는 1.3~111 일이다.^[5] 질량이 약 13.6 목성 질량을 초과하면 행성 내부의 압력과 온도가 중수소 융합을 일으킬 만큼 높아져 갈색 왜성이 된다.^[6]
대부분 궤도 이심률이 작아 거의 원형 궤도를 가진다.^[7] 궤도는 근처 별의 섭동 또는 조석력에 의해 원형화된 것으로 생각된다.^[7] 궤도와 물리적 진화의 결합에 따라 장기간 이러한 원형 궤도를 유지할지, 아니면 모항성과 충돌할지가 결정되며, 이는 에너지 소산과 조석 변형을 통해 관련된다.^[8]
밀도가 낮은 경우가 많다. 지금까지 측정된 가장 낮은 밀도는 TrES-4b의 0.222 g/cm³이다.^[9] 큰 반경은 아직 완전히 이해되지 않았지만, 확장된 외피는 높은 별의 복사, 높은 대기 불투명도, 가능한 내부 에너지원, 그리고 행성의 외부 층이 로슈 한계를 초과하여 더 바깥쪽으로 끌어당겨질 수 있을 만큼 별에 가까운 궤도 때문인 것으로 생각된다.^[9]^[10]
일반적으로 조석 고정되어 한쪽 면은 항상 모항성을 향하고 있다.^[11]
짧은 주기, 비교적 긴 하루, 그리고 조석 고정으로 인해 극심하고 이국적인 대기를 가질 가능성이 높다.^[3] 대기 역학 모델은 방사 유도와 열 및 운동량 전달에 의해 구동되는 강한 수직 성층화와 강한 바람 및 초회전 적도 제트를 예측한다.^[12]^[13] 최근 모델은 또한 대기를 혼합하고 가스의 뜨겁고 차가운 영역을 운반할 수 있는 다양한 폭풍(와류)을 예측한다.^[14]
광구에서의 낮과 밤의 온도 차이는 상당할 것으로 예측되며, HD 209458 b를 기반으로 한 모델의 경우 약 500K이다.^[13]
F형 및 G형 별 주변에서 더 흔하게 나타나며, K형 별 주변에서는 덜 나타난다. 적색 왜성 주변의 핫 주피터는 매우 드물다.^[15] 이러한 행성의 분포에 대한 일반화는 다양한 관측 편향을 고려해야 하지만, 일반적으로 그 존재 빈도는 절대 별 등급의 함수로 지수적으로 감소한다.^[16]

2. 1. 일반적인 특징

thumb을 사용하여 감지된 대부분의 행성 포함)는 2014년 1월 2일까지 발견되었다.]]

뜨거운 목성은 다양하지만, 몇 가지 공통적인 특징을 공유한다.

질량은 0.36~11.8 목성 질량이고, 공전 주기는 1.3~111 일이다.^[5] 질량이 약 13.6 목성 질량을 초과하면 행성 내부의 압력과 온도가 중수소 융합을 일으킬 만큼 높아져 갈색 왜성이 된다.^[6]
대부분 궤도 이심률이 작아 거의 원형 궤도를 가진다.^[7] 궤도는 근처 별의 섭동 또는 조석력에 의해 원형화된 것으로 생각된다.^[7] 궤도와 물리적 진화의 결합에 따라 장기간 이러한 원형 궤도를 유지할지, 아니면 모항성과 충돌할지가 결정되며, 이는 에너지 소산과 조석 변형을 통해 관련된다.^[8]
밀도가 낮은 경우가 많다. 지금까지 측정된 가장 낮은 밀도는 TrES-4b의 0.222 g/cm³이다.^[9] 큰 반경은 아직 완전히 이해되지 않았지만, 확장된 외피는 높은 별의 복사, 높은 대기 불투명도, 가능한 내부 에너지원, 그리고 행성의 외부 층이 로슈 한계를 초과하여 더 바깥쪽으로 끌어당겨질 수 있을 만큼 별에 가까운 궤도 때문인 것으로 생각된다.^[9]^[10]
일반적으로 조석 고정되어 한쪽 면은 항상 모항성을 향하고 있다.^[11]
짧은 주기, 비교적 긴 하루, 그리고 조석 고정으로 인해 극심하고 이국적인 대기를 가질 가능성이 높다.^[3] 대기 역학 모델은 방사 유도와 열 및 운동량 전달에 의해 구동되는 강한 수직 성층화와 강한 바람 및 초회전 적도 제트를 예측한다.^[12]^[13] 최근 모델은 또한 대기를 혼합하고 가스의 뜨겁고 차가운 영역을 운반할 수 있는 다양한 폭풍(와류)을 예측한다.^[14]
광구에서의 낮과 밤의 온도 차이는 상당할 것으로 예측되며, HD 209458 b를 기반으로 한 모델의 경우 약 500K이다.^[13]
F형 및 G형 별 주변에서 더 흔하게 나타나며, K형 별 주변에서는 덜 나타난다. 적색 왜성 주변의 핫 주피터는 매우 드물다.^[15] 이러한 행성의 분포에 대한 일반화는 다양한 관측 편향을 고려해야 하지만, 일반적으로 그 존재 빈도는 절대 별 등급의 함수로 지수적으로 감소한다.^[16]

2. 2. 궤도

태양계는 태양에서 가까운 곳에 지구와 같은 암석 행성이, 멀리 떨어진 곳에는 목성이나 토성과 같은 거대한 외행성이 태양을 공전하고 있다. 이들은 태양의 열을 충분히 받지 못해 표면 온도가 영하 수십에서 수백 도에 이르는 극한의 세계이다.^[66]

그러나 전형적인 뜨거운 목성은 어머니 항성에서 불과 0.05 AU밖에 떨어져 있지 않다. 어머니 항성이 태양과 비슷한 별일 경우, 이렇게 가까운 궤도를 도는 행성이 단위 면적당 받는 복사 에너지량은 지구의 수백 배에 이른다. 이전에는 외계 행성계가 우리 태양계와 비슷한 구조를 갖고 있을 것으로 예상했지만, 실제 외계 행성 중 적지 않은 숫자가 작열하는 목성 형태였고 이는 천문학계에 큰 충격을 주었다.^[66]

2. 3. 크기

뜨거운 목성의 질량은 행성과 갈색 왜성 경계에 해당하는 큰 것부터 지구의 수 배에 이르는 것까지 다양하다. 명확한 정의는 없지만, 목성 질량의 0.1~0.2배 이상을 지닌 것들을 뜨거운 목성이라고 부른다. 이에 비해 목성 질량보다 해왕성 질량(지구의 17배)에 가까운 경우(목성 질량의 0.03~0.1배) '뜨거운 해왕성'이라고 부른다.

시선 속도법으로는 행성의 질량은 알 수 있어도 반지름은 알 수 없지만, 이후 외계행성 중 몇 개가 어머니 항성과 지구 관찰자 사이를 통과하는 현상을 발견했으며, 이를 통해 반경을 알아낼 수 있게 되었다. 여기서 구한 뜨거운 목성의 반지름은 태양계의 목성이나 토성과 비교할 때 질량에 비해 큰데, 그 이유는 뜨거운 열 때문에 행성의 대기가 부풀어 있기 때문으로 생각된다.

2. 4. 대기

뜨거운 목성은 기조력으로 인해 행성의 한쪽 면이 항상 항성을 향하고 다른 쪽은 그렇지 않아 극심한 온도 차이를 보인다. 이러한 이유로 뜨거운 목성의 상층부 대기 모양은 목성이나 토성처럼 자전면과 평행한 가로 줄무늬가 아니라, 세로 방향 줄무늬가 형성되어 수박과 같은 모양일 것으로 예측된다. 그러나 며칠에 한 번 꼴로 자전하기 때문에, 수박 줄무늬처럼 가지런한 모양이 생길 수 있을지는 의문이다.

최근 컴퓨터 시뮬레이션 연구에서는 뜨거운 목성처럼 항성에 매우 가깝고 조석 고정되어 자전이 느린 행성은 대기 순환이 금성과 같은 슈퍼 로테이션(적도 제트)을 일으킬 가능성이 있다고 한다. 항성 쪽을 향하는 반구는 강한 복사열로 가열되어 동쪽으로 강하게 가속되는 적도 제트를 형성하고, 밤의 반구로 흘러가 냉각되면서 다시 낮 쪽으로 순환하여 열을 효율적으로 수송한다. 몇몇 뜨거운 목성의 관측에서도 강한 동쪽 방향의 적도 제트가 존재함을 시사하는 결과가 나왔다.

지나치게 높은 온도로 인해 기체 성분만 대기 상층부에 존재하여 HD 189733 b처럼 진한 파란색을 보일 가능성이 있다. 이는 바닷물이나 지구 대기가 태양광 산란 때문에 푸르게 보이는 것과 같은 현상이다. HD 189733 b는 깊은 청색을 띠는 것으로 생각되며, 그래프는 편광 관측에서 파장별 행성의 기하 알베도를 나타낸다. 2013년 허블 우주 망원경을 사용한 HD 189733 b의 관측에서 외계 행성의 색이 처음으로 밝혀졌으며, 대기 중 규산염 입자에 의한 푸른 빛의 산란이 원인으로 추측된다.

HD 189733 b의 적외선 스펙트럼과 온도 지도에서 가장 고온인 영역이 항성 직하점에서 동쪽으로 벗어나 있어 대기가 슈퍼 로테이션을 일으키고 있음을 알 수 있다. 그 외, 항성으로부터 강력한 우주선이 대기에 쏟아져 충돌하기 때문에, 밝은 오로라나 강한 전파 방사가 발생할 수 있다. HD 209458 b에서는 대기 유출이 관측되었고, 대기 성분이 조사되고 있다.

3. 발견

1990년대 이전까지 외계 행성의 존재는 추측으로만 여겨졌으나, 1995년 10월 6일 제네바 천문대의 미헬 마이어와 디디에 퀼로즈가 페가수스자리 51 주위를 공전하는 행성 페가수스자리 51 b를 발견하면서 외계 행성 탐사의 새 시대가 열렸다. 이 행성은 중심 항성에서 매우 가까운 거리인 0.05 천문단위(약 750만 킬로미터)에서 4.2일 주기로 공전하는 뜨거운 목성이었다.

2004년 8월 31일까지 발견된 외계 행성들의 궤도와 탐사 기술별 민감도를 나타낸 표. 초록색 띠는 생명체 거주가능 영역을 나타낸다.

페가수스자리 51 b의 발견은 기존의 태양계 중심적 행성계 ধারণা을 뒤집는 예상 밖의 결과였다. 초기 외계 행성 탐사는 대부분 태양계와 유사한 행성계를 가정하고 진행되었기 때문에, 뜨거운 목성의 발견은 의외의 결과였다. 이후 뜨거운 목성과 같은 외계 행성들이 잇따라 발견되었지만, 이는 질량이 크고 공전 주기가 짧아 관측이 용이했기 때문이며, 실제 우주에 이런 행성들이 흔하다는 것을 의미하지는 않는다.

관측 기술의 발전과 관측 시간의 축적에 따라 항성에서 멀리 떨어진 궤도를 가진 행성들도 점차 발견되고 있다.

4. 형성 이론

뜨거운 목성의 발견으로 기존의 태양계를 모델로 한 행성 형성 이론은 다른 외계 행성계에 그대로 적용될 수 없음이 증명되었고, 뜨거운 목성 및 이심률 행성 등을 포함한 다양한 외계 행성 생성을 설명할 수 있는 이론을 재정립할 필요가 있었다.

행성계 형성 이론으로, 원시 항성을 둘러싼 가스나 먼지 원반이 뭉쳐서 미행성을 생성하고, 이들이 다시 합치면서 항성 주위를 도는 여러 개의 행성으로 발전한다는 모형이 있다. 이 모형에서는 목성과 같은 거대 가스 행성은 항성 근처에서는 생기기 어렵다고 가정하고 있다. 그러나 지금까지 발견된 외계 행성 중 다수가 항성에서 매우 가까운 거리에 존재하고 있다. 그러므로 이런 거대 행성은 원래 원시행성계원반에서 비교적 바깥쪽 영역에서 생성되었으나, 이후 어떤 원인으로 본래 궤도에서 벗어나 안쪽으로 옮겨 왔다고 추측하고 있다.

행성이 '이주'해 온 과정을 설명하는 유력한 모형 중 하나는, 거대 행성이 행성을 만들고 남은 원반 물질과 마찰을 일으키거나, 또는 원반 자체가 항성의 중력으로 수축하면서 함께 끌려 들어가 항성에 다가갔다는 '행성 낙하 모형'이다. 그러나 이 이론에 따르면 행성이 그렇게 간단히 항성으로 끌려가면, 모든 행성은 항성에게 빨려들어가 행성계란 것이 존재하기가 힘들어진다는 반박이 가능하다. 이 때문에 어머니 항성 가까이 끌려간 행성이 현재 궤도에서 멈춘 뒤 안정되게 공전을 계속하게 만드는 이론이나, 원시행성계 원반 가스의 밀도 등을 놓고 컴퓨터 시뮬레이션을 이용한 여러 가지 연구가 이루어지고 있다. 심지어 가까운 행성은 생겨난 후 항성에 빨려 들어가고, 이후 생겨나고 또 빨려들어가는 과정을 반복한 끝에, 원반이 없어지기 직전에 만들어진 행성만 살아남았다는 이론도 있다.

또 하나 유력한 모델로, 다른 거대 행성과의 중력 섭동 현상으로 말미암아, 홀쭉한 타원 궤도를 그리며 항성에 가까워지는 이심률 행성이 되어, 근일점을 통과할 때마다 공전에 제동이 걸리면서 점차 궤도 이심률이 작아져 원형 궤도를 그리는 뜨거운 목성이 된다는 '점핑 목성 모형'이 있다. 뜨거운 목성보다 타원궤도 행성이 더 많이 발견되는 것을 이 이론의 증거로 사용할 수 있지만, 중력 섭동 작용을 일으키는 바깥쪽 거대 행성이 없이 뜨거운 목성 혼자만 발견되는 경우는 적용할 수 없다.

뜨거운 목성의 가능한 기원에 대해 세 가지 학설이 있다.

현재 관측되는 거리에서 ''제자리에서'' 형성되었다.
먼 거리에서 형성되었지만 나중에 안쪽으로 이동했다. 이러한 위치 변화는 태양 성운 단계에서 가스와 먼지와의 상호 작용으로 발생할 수 있다.
다른 큰 물체와의 근접 조우로 인해 목성의 궤도가 불안정해져 발생했다.^[3]^[17]^[18]

일반적인 생각은 행성 이동에 의해 형성되었다는 것이다.

=== 행성 이동 ===

행성 이동 가설에서, 뜨거운 목성은 얼음선 너머에서 암석, 얼음 및 가스로부터 행성 형성의 중심 핵 응집 방법을 통해 형성된다. 그런 다음 행성은 별 내부로 이동하여 결국 안정된 궤도를 형성한다.^[19]^[20]

행성 이동의 원인으로는 행성을 만들고 남은 원반 물질과의 마찰이나, 다른 거대 행성과의 중력 섭동 등이 제시되고 있다.

==== 원반과의 상호작용 ====

행성이 '이주'해 온 과정을 설명하는 유력한 모형 중 하나는, 거대 행성이 행성을 만들고 남은 원반 물질과 마찰을 일으키거나, 또는 원반 자체가 항성의 중력으로 수축하면서 함께 끌려 들어가 항성에 다가갔다는 '행성 낙하 모형'이다.

원시 행성계 원반과의 상호작용으로 인해 거대 행성이 감속되거나, 원반 자체가 항성의 중력에 의해 강착되는 것에 휘말려 점차 항성에 가까워졌다는 것이다. 동결선 바깥쪽에서 형성된 행성은, 안정된 궤도에 정착할 때까지 원반과의 상호 작용에 의해 항성 쪽으로 이동한다. 목성 정도의 충분히 큰 질량을 가진 행성의 경우, 원시 행성계 원반에 틈을 형성하고, 원반이 항성을 향해 강착됨에 따라 타입 II 이동이라는 메커니즘으로 안쪽으로 이동한다.

하지만 이 이론에 따르면 행성이 그렇게 간단히 항성으로 끌려가면, 모든 행성은 항성에게 빨려들어가 행성계란 것이 존재하기가 힘들어진다는 반박이 가능하다. ('행성 낙하 문제') 이 때문에 어머니 항성 가까이 끌려간 행성이 현재 궤도에서 멈춘 뒤 안정되게 공전을 계속하게 만드는 이론이나, 원시행성계 원반 가스의 밀도 등을 놓고 컴퓨터 시뮬레이션을 이용한 여러 가지 연구가 이루어지고 있다.

유형 II 이동은 태양 성운 단계, 즉 가스가 여전히 존재할 때 발생한다. 이 시기에 강력한 별의 광자와 강한 항성풍은 나머지 성운의 대부분을 제거한다.^[24]

==== 슬링샷 모델 ====

또 다른 유력한 모델은, 다른 거대 행성과의 중력 섭동 현상으로 말미암아, 홀쭉한 타원 궤도를 그리며 항성에 가까워지는 이심률 행성이 되어, 근점을 통과할 때마다 조석력에 의해 공전에 제동이 걸리면서 점차 궤도 이심률이 작아져 원형 궤도를 그리는 뜨거운 목성이 된다는 '점핑 목성 모형'(슬링샷 모델)이다.

다른 거대 행성으로부터의 섭동이나 행성 간의 중력 산란에 의해 길쭉한 타원 궤도로 별에 접근하고, 근점을 통과할 때마다 조석력에 의해 공전에 제동이 걸려 점차 원 궤도의 뜨거운 목성이 되어 간다는 것이다.

뜨거운 목성보다 타원궤도 행성이 더 많이 발견되는 것을 이 이론의 증거로 사용할 수 있지만, 중력 섭동 작용을 일으키는 바깥쪽 거대 행성이 없이 뜨거운 목성 혼자만 발견되는 경우는 적용할 수 없다.

거대 행성이 코자이 메커니즘에 의해 궤도 요소가 변화한 결과로서 이심률이 커져 근점이 별에 가까운 타원 궤도로 이행하고, 그 후 별과의 조석력에 의해 원 궤도화되어 뜨거운 목성이 형성된다는 모델도 있다. 이 경우, 원방에 크게 기울어진 궤도에 다른 행성이나 동반성이 존재해야 한다. 뜨거운 목성을 가진 행성계 중 약 50%는 원방에 목성 질량 또는 그 이상의 천체를 가지고 있으며, 이 경우에는 뜨거운 목성의 궤도는 주성의 자전에 대해 기울어진 상태가 될 수도 있다고 생각된다.

중력 산란이나 조석력을 개입한 궤도 이동의 경우에는, 원반의 가스가 사라진 후에도 발생한다.

==== 그 자리 형성 (In-situ Formation) ====

뜨거운 목성이 현재 관측되는 위치에서 형성되었다는 가설이 제기되고 있다.^[25] 이 가설은 "그 자리 형성(In-situ Formation)"이라고 불리며,인 시투/in situ^la에서 따온 것이다.

이 가설에 따르면, 뜨거운 목성은 먼저 슈퍼 지구로 시작하여 현재 위치에서 가스 외피를 축적하여 거대 가스 행성이 되었다고 설명한다. 이때 슈퍼 지구는 "현지"에서 형성되었거나, 더 먼 거리에서 형성된 후 가스 외피를 획득하기 전에 이동했을 가능성이 있다.^[25] 슈퍼 지구는 종종 동반성과 함께 발견되기 때문에, "현지"에서 형성된 뜨거운 목성도 동반성을 가질 것으로 예상할 수 있다. ^[25]

하지만 전통적으로 뜨거운 목성이 현재 궤도 위치에서 형성되기 위해서는 고체의 표면 밀도가 매우 높아야 하므로, "현지" 조립 방식은 선호되지 않았다.^[26]^[27]^[28] 최근 연구에 따르면 행성계 내부 영역이 슈퍼 지구형 행성으로 채워져 있다는 사실이 밝혀졌지만,^[29]^[30] 이러한 슈퍼 지구가 더 먼 곳에서 형성되어 이동했다면 "현지" 뜨거운 목성 형성은 완전히 "현지"는 아니게 된다.

==== 대기 흩어짐 ====

뜨거운 목성은 항성으로부터 강한 복사를 받아 대기 흩어짐이 진행되고 있을 것으로 예상된다.^[31] 주성으로부터의 X선이나 고에너지 자외선에 의해 행성의 대기가 가열되어, 하이드로다이내믹 탈출이 발생한다. 이는 맥스웰-볼츠만 분포에 따르는 대기 분자 중 탈출 속도를 초과한 개별 입자가 행성의 중력을 뿌리치고 흩어지는 "진스 탈출"과는 달리, 더욱 고온·고압의 대기가 유체로서 행성으로부터 유출되는 현상이다. 실제로, HD 209458 b나 HD 189733 b 등 여러 뜨거운 목성에서 대기가 유출되고 있다는 관측 결과가 얻어졌다.

만약 뜨거운 목성의 대기가 유체 역학적 탈출을 통해 벗겨진다면, 그 핵은 크토니아 행성이 될 수 있다.^[31]

4. 1. 행성 이동

행성 이동 가설에서, 뜨거운 목성은 얼음선 너머에서 암석, 얼음 및 가스로부터 행성 형성의 중심 핵 응집 방법을 통해 형성된다. 그런 다음 행성은 별 내부로 이동하여 결국 안정된 궤도를 형성한다.^[19]^[20]

행성 이동의 원인으로는 행성을 만들고 남은 원반 물질과의 마찰이나, 다른 거대 행성과의 중력 섭동 등이 제시되고 있다.

=== 원반과의 상호작용 ===

행성이 '이주'해 온 과정을 설명하는 유력한 모형 중 하나는, 거대 행성이 행성을 만들고 남은 원반 물질과 마찰을 일으키거나, 또는 원반 자체가 항성의 중력으로 수축하면서 함께 끌려 들어가 항성에 다가갔다는 '행성 낙하 모형'이다.

원시 행성계 원반과의 상호작용으로 인해 거대 행성이 감속되거나, 원반 자체가 항성의 중력에 의해 강착되는 것에 휘말려 점차 항성에 가까워졌다는 것이다. 동결선 바깥쪽에서 형성된 행성은, 안정된 궤도에 정착할 때까지 원반과의 상호 작용에 의해 항성 쪽으로 이동한다. 목성 정도의 충분히 큰 질량을 가진 행성의 경우, 원시 행성계 원반에 틈을 형성하고, 원반이 항성을 향해 강착됨에 따라 타입 II 이동이라는 메커니즘으로 안쪽으로 이동한다.

하지만 이 이론에 따르면 행성이 그렇게 간단히 항성으로 끌려가면, 모든 행성은 항성에게 빨려들어가 행성계란 것이 존재하기가 힘들어진다는 반박이 가능하다. ('행성 낙하 문제') 이 때문에 어머니 항성 가까이 끌려간 행성이 현재 궤도에서 멈춘 뒤 안정되게 공전을 계속하게 만드는 이론이나, 원시행성계 원반 가스의 밀도 등을 놓고 컴퓨터 시뮬레이션을 이용한 여러 가지 연구가 이루어지고 있다.

유형 II 이동은 태양 성운 단계, 즉 가스가 여전히 존재할 때 발생한다. 이 시기에 강력한 별의 광자와 강한 별의 바람은 나머지 성운의 대부분을 제거한다.^[24]

=== 슬링샷 모델 ===

또 다른 유력한 모델은, 다른 거대 행성과의 중력 섭동 현상으로 말미암아, 홀쭉한 타원 궤도를 그리며 항성에 가까워지는 이심률 행성이 되어, 근일점을 통과할 때마다 공전에 제동이 걸리면서 점차 궤도 이심률이 작아져 원형 궤도를 그리는 뜨거운 목성이 된다는 '점핑 목성 모형'(슬링샷 모델)이다.

다른 거대 행성으로부터의 섭동이나 행성 간의 중력 산란에 의해 길쭉한 타원 궤도로 별에 접근하고, 근점을 통과할 때마다 조석력에 의해 공전에 제동이 걸려 점차 원 궤도의 뜨거운 목성이 되어 간다는 것이다.

뜨거운 목성보다 타원궤도 행성이 더 많이 발견되는 것을 이 이론의 증거로 사용할 수 있지만, 중력 섭동 작용을 일으키는 바깥쪽 거대 행성이 없이 뜨거운 목성 혼자만 발견되는 경우는 적용할 수 없다.

거대 행성이 코자이 메커니즘에 의해 궤도 요소가 변화한 결과로서 이심률이 커져 근점이 별에 가까운 타원 궤도로 이행하고, 그 후 별과의 조석력에 의해 원 궤도화되어 뜨거운 목성이 형성된다는 모델도 있다. 이 경우, 원방에 크게 기울어진 궤도에 다른 행성이나 동반성이 존재해야 한다. 뜨거운 목성을 가진 행성계 중 약 50%는 원방에 목성 질량 또는 그 이상의 천체를 가지고 있으며, 이 경우에는 뜨거운 목성의 궤도는 주성의 자전에 대해 기울어진 상태가 될 수도 있다고 생각된다.

중력 산란이나 조석력을 개입한 궤도 이동의 경우에는, 원반의 가스가 사라진 후에도 발생한다.

4. 1. 1. 원반과의 상호작용

이주 가설에서, 뜨거운 목성은 얼음선 너머에서 암석, 얼음 및 가스로부터 행성 형성의 중심 핵 응집 방법을 통해 형성된다. 그런 다음 행성은 별 내부로 이동하여 결국 안정된 궤도를 형성한다.^[19]^[20] 행성은 유형 II 궤도 이동을 통해 부드럽게 안쪽으로 이동했을 수 있다.^[21]^[22]

행성 이동 과정을 설명하는 유력한 모델 중 하나는, 형성된 거대 행성이 잔존하는 원반 물질과의 상호 작용으로 인한 감속으로, 또는 원반 자체가 별의 중력에 의해 강착되는 것에 휘말려 점차 별에 가까워졌다는 "행성 강하 모델"이다. 동결선보다 바깥쪽에서 형성된 행성은, 안정된 궤도에 정착할 때까지 원반과의 상호 작용에 의해 별 쪽으로 이동한다。 목성 정도의 충분히 큰 질량을 가진 행성의 경우, 원시 행성계 원반에 갭을 형성하고, 원반이 별을 향해 강착됨에 따라 타입 II 이동이라는 메커니즘으로 안쪽으로 이동한다。

이 설에 대해, 행성이 그렇게 쉽게 강하하는 것이라면 모든 행성이 별에 떨어져 버리기 때문에 행성계는 거의 존재하지 않게 될 것이라는 이의도 있다. 이 문제는 "행성 강하 문제"라고 불린다. 따라서, 강하한 행성이 현재 관측되는 궤도에서 안정되는 브레이크 방법이나, 원반 가스의 밀도 등을 둘러싸고, 시뮬레이션을 활용한 다양한 고찰이 이루어지고 있다(행성이 생겨나고 강하하고, 생겨나고 강하하는 것이 반복된 끝에, 원반이 소멸되기 직전에 형성된 행성만 남았다는 설, 또한 태양계에서는 원반이 희박하고 빠른 시기에 상실되었기 때문에, 목성이나 토성 등은 원반의 수축에 휘말리지 않고 현재의 안정된 궤도에 정착했다는 설 등도 있다).

4. 1. 2. 슬링샷 모델

다른 거대 행성으로부터의 섭동이나 행성 간의 중력 산란에 의해 길쭉한 타원 궤도로 별에 접근하는 이심률 행성이 되고, 근점을 통과할 때마다 조석력에 의해 공전에 브레이크가 걸려 점차 궤도 이심률이 작아져 원 궤도의 뜨거운 목성이 되어 간다는 "슬링샷 모델"이다. 이 가설은 뜨거운 목성보다 이심률 행성의 비율이 높은 것이 방증으로 제시되지만, 짝을 이루어야 할 바깥쪽의 이심률 행성이 없고 뜨거운 목성만 발견되는 경우에는 적용할 수 없다.

또한 거대 행성이 코자이 메커니즘에 의해 궤도 요소가 변화한 결과로서 이심률이 커져 근점이 별에 가까운 타원 궤도로 이행하고, 그 후 별과의 조석력에 의해 원 궤도화되어 뜨거운 목성이 형성된다는 모델도 있다. 이 경우, 원방에 크게 기울어진 궤도에 다른 행성이나 동반성이 존재해야 한다. 뜨거운 목성을 가진 행성계 중 약 50%는 원방에 목성 질량 또는 그 이상의 천체를 가지고 있으며, 이 경우에는 뜨거운 목성의 궤도는 주성의 자전에 대해 기울어진 상태가 될 수도 있다고 생각된다.

원반과의 상호 작용에 의한 타입 II 이동의 경우, 주위에 아직 가스가 존재하고 있는 단계가 아니면 발생하지 않기 때문에, 이 메커니즘에 의한 행성 이동이 일어나는 것은 원시 행성계 원반의 가스가 존재하고 있는 기간으로 한정된다. 별로부터의 강한 광자와 젊은 별로부터의 강한 항성풍에 의해, 원반에 남아있는 가스는 흩어진다. 슬링샷 모델과 같이, 중력 산란이나 조석력을 개입한 궤도 이동의 경우에는, 원반의 가스가 사라진 후에도 발생한다.

4. 2. 그 자리 형성 (In-situ Formation)

뜨거운 목성이 현재 관측되는 위치에서 형성되었다는 가설이 제기되고 있다.^[25] 이 가설은 "그 자리 형성(In-situ Formation)"이라고 불리며,인 시투/in situ^la에서 따온 것이다.

이 가설에 따르면, 뜨거운 목성은 먼저 슈퍼 지구로 시작하여 현재 위치에서 가스 외피를 축적하여 거대 가스 행성이 되었다고 설명한다. 이때 슈퍼 지구는 "현지"에서 형성되었거나, 더 먼 거리에서 형성된 후 가스 외피를 획득하기 전에 이동했을 가능성이 있다.^[25] 슈퍼 지구는 종종 동반성과 함께 발견되기 때문에, "현지"에서 형성된 뜨거운 목성도 동반성을 가질 것으로 예상할 수 있다. ^[25]

국소적으로 성장하는 뜨거운 목성의 질량 증가는 인접 행성에 여러 영향을 미칠 수 있다. 뜨거운 목성의 이심률이 0.01보다 크면 세속 공명을 휩쓸어 동반 행성의 이심률을 증가시켜 뜨거운 목성과 충돌하게 할 수 있는데, 이 경우 뜨거운 목성의 핵은 유난히 클 것이다. 반면 뜨거운 목성의 이심률이 작으면 세속 공명을 통해 동반성의 궤도면을 기울일 수 있다.

하지만 전통적으로 뜨거운 목성이 현재 궤도 위치에서 형성되기 위해서는 고체의 표면 밀도가 10⁴ g/cm² 이상이어야 하므로, "현지" 조립 방식은 선호되지 않았다.^[26]^[27]^[28] 최근 연구에 따르면 행성계 내부 영역이 슈퍼 지구형 행성으로 채워져 있다는 사실이 밝혀졌지만,^[29]^[30] 이러한 슈퍼 지구가 더 먼 곳에서 형성되어 이동했다면 "현지" 뜨거운 목성 형성은 완전히 "현지"는 아니게 된다.

4. 3. 대기 흩어짐

뜨거운 목성은 항성으로부터 강한 복사를 받아 대기 흩어짐이 진행되고 있을 것으로 예상된다.^[31] 주성으로부터의 X선이나 고에너지 자외선에 의해 행성의 대기가 가열되어, 하이드로다이내믹 탈출이 발생한다. 이는 맥스웰-볼츠만 분포에 따르는 대기 분자 중 탈출 속도를 초과한 개별 입자가 행성의 중력을 뿌리치고 흩어지는 "진스 탈출"과는 달리, 더욱 고온·고압의 대기가 유체로서 행성으로부터 유출되는 현상이다. 실제로, HD 209458 b나 HD 189733 b 등 여러 뜨거운 목성에서 대기가 유출되고 있다는 관측 결과가 얻어졌다.

만약 뜨거운 목성의 대기가 유체 역학적 탈출을 통해 벗겨진다면, 그 핵은 크토니아 행성이 될 수 있다.^[31] 가장 바깥층에서 제거되는 가스의 양은 행성의 크기, 외피를 형성하는 가스, 별과의 궤도 거리, 별의 광도에 따라 달라진다. 전형적인 시스템에서 모항성으로부터 0.02 AU 떨어진 곳을 공전하는 가스 거대 행성은 수명 동안 질량의 5~7%를 잃지만, 0.015 AU보다 가까이 공전하는 것은 행성 질량의 훨씬 더 큰 부분을 증발시키는 것을 의미할 수 있다.^[31] 아직 그러한 천체는 발견되지 않았으며, 여전히 가설상의 존재이다.

From top left to lower right: WASP-12b, Boinayel, WASP-31b, Bocaprins, HD 189733b, Puli, Ditsö̀, Banksia, HAT-P-1b and HD 209458b

5. 뜨거운 목성이 있는 항성계에서의 지구형 행성

시뮬레이션에 따르면 목성 크기의 행성이 내부 원시 행성계 원반(별로부터 5~0.1AU 사이의 영역)을 통과하는 것은 예상만큼 파괴적이지 않다. 그 지역의 고체 원반 물질의 60% 이상이 미행성체와 원시 행성을 포함하여 바깥으로 흩어져, 가스 행성의 뒤에서 행성 형성 원반이 다시 형성될 수 있게 된다.^[32] 시뮬레이션에서, 최대 2 지구 질량의 행성이 뜨거운 목성이 통과하고 궤도가 0.1AU에서 안정된 후 생물권에서 형성될 수 있었다. 내부 행성계 물질과 어는점 바깥에서 온 외부 행성계 물질이 혼합되기 때문에, 시뮬레이션은 뜨거운 목성이 지나간 후 형성된 지구형 행성이 특히 물이 풍부할 것이라고 나타냈다.^[32]

2011년의 연구에서는, 핫 주피터가 안쪽으로 이동하는 동안 파괴된 행성이 될 수 있다는 점이 지적되었다. 이것은 주성으로부터 0.2 au 이내에 고온의 슈퍼 지구 및 핫 넵튠이 많이 존재하는 것을 설명할 수 있다。

이러한 종류의 시스템의 한 예는 WASP-47이다. 생물권 내에 세 개의 내부 행성과 하나의 외부 가스 행성이 있다. 가장 안쪽의 행성인 WASP-47e는 6.83 지구 질량 및 1.8 지구 반지름의 거대한 지구형 행성이다. 뜨거운 목성 b는 목성보다 약간 무겁지만 약 12.63 지구 반지름이다. 마지막으로 뜨거운 해왕성 c는 15.2 지구 질량 및 3.6 지구 반지름이다.^[34] 유사한 궤도 구조는 또한 케플러 30 시스템에서도 나타난다.^[35]

6. 역행 궤도

일부 뜨거운 목성은 HD 80606 b와 HAT-P-14b를 포함하여, 모항성과 정렬되지 않은 궤도를 가지고 있다.^[36]^[37]^[38]^[39] 이러한 궤도 정렬 불일치는 뜨거운 목성이 공전하는 광구의 열과 관련이 있을 수 있다.^[5]

역행 궤도의 모식도. 반성 (적색)이 주성 (청색)의 자전과는 반대 방향으로 공전하고 있다.

몇몇 뜨거운 목성은 주성의 자전과 반대 방향으로 공전하는 역행 궤도에 있는 것으로 밝혀졌으며, 행성계 형성에 관한 이론에 의문을 제기하고 있다。 다수의 뜨거운 목성을 대상으로 한 조사에서는 조사된 뜨거운 목성의 절반 이상이 주성의 자전축에서 벗어난 궤도면을 가지고 있으며, 그중 6개는 역행 궤도에 있는 것으로 밝혀졌다。

이러한 현상이 발생하는 이유에 대한 몇 가지 가설이 제안되었다. 한 가설은 조석 소산을 포함하며 뜨거운 목성을 생성하는 단일 메커니즘이 존재하고 이 메커니즘이 다양한 궤도 경사각을 생성한다는 것이다. 더 차가운 별은 조석 소산이 더 커서 궤도 경사각을 줄이는 반면, 더 뜨거운 별은 궤도 경사각을 줄이지 못한다.^[5] 또 다른 가설은 궤도가 변하는 것이 아니라 모항성이 진화 초기에 회전을 변경하는 경우도 있다는 것이다.^[40] 밀집된 성단에서 섭동이 더 흔하고 인접 별에 의한 행성의 중력 포획이 가능하다는 가설도 있다.^[41]

최근 연구에서는 몇몇 뜨거운 목성의 궤도면이 주성의 적도면에 대해 기울어져 있음이 밝혀졌다。이 궤도면의 차이는 뜨거운 목성이 공전하는 주성의 광구의 유효 온도와 관련이 있는 것으로 생각된다. 관측적으로는 주성의 유효 온도가 6250 K를 초과하는 비교적 고온인 별 주위에서는 궤도면이 벗어나거나 역행하는 뜨거운 목성이 많이 발견되지만, 저온인 별 주위에서는 그러한 행성이 급격히 줄어드는 것으로 알려져 있다。

비교적 저온의 별에서는 표면 부근에 대류층이 발달하기 때문에, 별과 뜨거운 목성 간의 조석 소산 효과가 커진다. 따라서 강한 조석 소산에 의해 불균일했던 행성의 궤도면과 별의 적도면의 각도는 작아지고, 저온의 별을 공전하는 뜨거운 목성은 비교적 궤도면이 주성의 적도면과 정렬되는 경향이 있다。그러나 고온의 별은 표면 부근에 대류층이 아닌 복사층이 발달하기 때문에 조석 소산의 효과가 작고, 원래 있던 경사각은 별로 감쇠되지 않고 그대로 남는다.。별의 유효 온도가 6250 K 부근에서 차이가 발생하는 것은 별 표면의 대류층 유무에 대응하는 것으로 생각된다。

7. 초고온 목성

초고온 목성은 낮의 온도가 2200K를 넘는 뜨거운 목성을 말한다. 이러한 주간 대기에서는 대부분의 분자가 구성 원자로 해리되고 밤에 순환하여 다시 분자로 재결합한다.^[42]^[43]

남부 퀸즐랜드 대학교에서 2021년 4월 발표한 TOI-1431b는 궤도 주기가 2.5일밖에 되지 않는다. 주간 온도는 2700K로, 우리 은하의 별 중 40%보다 더 뜨겁다.^[44] 야간 온도는 2600K이다.^[45]

8. 초단주기 행성

초단주기 행성(ultra-short period planet, USP^영어)은 공전 주기가 하루 미만인 행성 종류이다.^[46]^[47] 주로 1.25 태양 질량 미만의 별 주위에서만 발견된다.^[46]^[47]

2006년 은하계의 은하 팽대부 영역에서 5개의 초단주기 행성 후보 천체가 검출되었다. 허블 우주 망원경을 사용한 이 관측은 우주 망원경 과학 연구소 및 여러 연구 기관의 협력으로 이루어졌으며, SWEEPS라고 불린다. 이때 검출된 후보 천체 중 SWEEPS-4와 SWEEPS-11은 추가 관측을 통해 행성임이 확인되었다. WASP-18b, 뱅시아, 아스트롤라보스, WASP-103b 등도 공전 주기가 하루 미만인 통과형 뜨거운 목성으로 알려져 있다.^[48]

오시리스 (행성)에서 흩어지는 대기의 상상도.

뜨거운 목성이 아닌 초단주기 행성도 발견되었는데, 예를 들어 K2-141b는 주성 K2-141(EPIC 246393474)을 단 0.28일 만에 공전하는 슈퍼 지구이다.

9. 팽창한 행성 (Puffy Planets)

반지름이 크고 밀도가 매우 낮은 가스 행성은 "팽창한 행성"(puffy planets)^[49] 또는 "뜨거운 토성"이라고 불리는데, 이는 밀도가 토성과 유사하기 때문이다. 이러한 행성은 별에 매우 가깝게 공전하여 별의 강렬한 열과 행성 내부의 내부 가열이 결합하여 열팽창으로 대기가 부풀어 오르게 된다.

통과 방법으로 6개의 큰 반경 저밀도 행성이 감지되었다. 발견 순서대로 나열하면 HAT-P-1b,^[50]^[51] CoRoT-1b, TrES-4b, WASP-12b, WASP-17b, 그리고 케플러-7b이다. 시선 속도 방법으로 감지된 일부 뜨거운 목성은 팽창한 행성일 수 있다.

WASP-17b와 목성의 크기 비교. WASP-17b는 1.991목성 반지름으로 매우 큰 반지름을 가지지만, 이 반지름은 기존 이론으로는 설명할 수 없다.

별로부터의 표면 가열을 고려하더라도, 많은 통과하는 뜨거운 목성은 예상보다 더 큰 반경을 가지고 있다. 이는 대기풍과 행성의 자기권 사이의 상호 작용으로 인해 행성을 통해 전기 전류가 생성되어 줄 가열이 발생하고 팽창을 유발할 수 있기 때문이다. 행성의 온도가 높을수록 대기 이온화가 커지고, 따라서 상호 작용의 크기가 커지고 전기 전류가 커져 행성의 가열과 팽창이 더 커진다. 이 이론은 행성의 온도가 팽창된 행성 반경과 상관관계가 있다는 관찰과 일치한다.^[52]

이러한 행성의 대부분은 2목성 질량보다 가볍고, 더 큰 질량을 가진 행성의 경우 강한 중력 때문에 대개 목성과 비슷한 크기를 유지한다고 여겨진다. 실제로 목성 질량 미만이고 온도가 1800 켈빈 이상인 뜨거운 목성은 너무 팽창하고 부풀어 올라서 모두 불안정한 진화 경로에 있으며 결국 로슈 로브 오버플로우로 이어져 행성의 대기가 증발하고 소실된다.^[52]

핫 주피터의 반지름 이상(radius anomaly^영어) 현상의 원인으로는, 형성 초기에 컸던 반지름이 어떤 원인으로 인해 수축이 늦어졌다는 생각과, 행성 내부에 어떤 열원이 존재하여 반지름을 팽창시키고 있다는 두 가지 생각이 있다.^[52] 기타 가설로는, 대기의 불투명도가 커서 형성 시의 열이 빠져나가기 어려워져 반지름의 수축(켈빈-헬름홀츠 기구도 참조)이 늦어지고 있다는 설, 행성 내부의 대류 구조가 변화함으로써 열이 빠져나가기 어려워진다는 설, 대기 순환에 따른 난류에 의해 내부가 가열되고 있다는 설, 항성과의 조석력 및 열 조석에 의한 내부 가열이 발생하고 있다는 설 등이 제안되었다.

10. 위성

이론 연구에 따르면, 뜨거운 목성은 작은 힐 구와 궤도를 도는 별의 조석력 때문에 위성을 갖기 어렵다.^[53] 조석력은 더 큰 위성에 더 강력하게 작용하여 위성의 궤도를 불안정하게 만든다.^[53] 이는 대부분의 뜨거운 목성의 경우, 안정적인 위성은 작은 소행성 크기의 천체일 것임을 의미한다.^[53] 더욱이, 뜨거운 목성의 물리적 진화는 위성을 준 점근선 반장축에 묶어두거나, 알려지지 않은 다른 과정을 거칠 수 있는 시스템에서 방출하여 위성의 최종 운명을 결정할 수 있다.^[54] WASP-12b에 대한 관측 결과에 따르면, 이 행성은 최소한 하나의 큰 외계 위성의 궤도를 돌고 있는 것으로 보이지만, 이는 미확인 상태이다.^[55]^[65]

11. 적색 거성 주위의 뜨거운 목성

목성형 행성이 적색 거성을 공전하는 궤도가 목성의 궤도와 비슷하다면, 별로부터 받는 강렬한 복사열 때문에 뜨거운 목성이 될 수 있다는 가설이 제기되었다.^[56] 태양계에서 목성은 태양이 적색 거성으로 변환된 후 뜨거운 목성이 될 가능성이 매우 높다.^[56] 최근 적색 거성 주위를 공전하는 특히 낮은 밀도의 가스 행성들이 발견되면서 이 가설을 뒷받침하고 있다.^[57]

적색 거성을 공전하는 뜨거운 목성은 주계열성을 공전하는 경우와 여러 면에서 다르다. 특히 별의 항성풍으로부터 물질을 흡수할 가능성이 있고, 빠른 자전(별에 조석 고정되지 않음)을 가정할 경우, 많은 협대역 제트와 함께 훨씬 더 균일하게 열이 분포될 것이다. 이들의 통과법을 이용한 탐지는 공전하는 별에 비해 크기가 작고, 별을 통과하고 가리는 데 몇 달 또는 심지어 몇 년이 걸릴 수 있어 훨씬 더 어려울 것이다.^[56]

12. 항성-행성 상호작용

2000년 이후의 이론적 연구에 따르면 "뜨거운 목성"은 별과 그 궤도를 도는 외계 행성의 자기장의 상호 작용이나 그들 사이의 조석력으로 인해 증가된 플레어를 유발할 수 있다고 제안되었다.^[58] 이러한 효과를 "별-행성 상호 작용"(Star-Planet Interactions, SPIs)이라고 한다. HD 189733 시스템은 이러한 효과가 발생한다고 생각되는 가장 잘 연구된 외계 행성 시스템이다.

2008년, 천문학자 팀은 HD 189733 A를 공전하는 외계 행성이 궤도의 특정 지점에 도달하면 증가된 별 플레어를 유발하는 방식을 처음으로 설명했다. 2010년, 다른 팀은 외계 행성을 궤도의 특정 위치에서 관측할 때마다 X선 플레어도 감지했다. 하지만, 2019년 아레시보 천문대, MOST 등의 관측 데이터와 과거 항성의 전파, 가시광선, 자외선, X선 파장에서의 관측 데이터를 사용한 분석 결과, HD 189733에서 SPI 존재에 대해 회의적인 의견이 제시되었다. 과거 주장이 과장되었고, 항성 플레어 및 흑점 등 활동 영역에 따른 밝기 및 스펙트럼 특징이 검출되지 않았으며, 통계적으로도 많은 항성 플레어가 외계 행성의 위치와 관계없이 관측되어 이전 주장을 반박했다. 따라서 HD 189733 항성과 외계 행성의 자기장은 상호 작용하지 않으며, 이 시스템은 SPI를 갖지 않을 가능성이 시사되었다.

WASP-12와 WASP-12b의 상상도. 뜨거운 목성과 항성은 자기장이나 항성풍, 행성에서 유출되는 물질 등에 의해 상호 작용을 일으킬 수 있다.

일부 연구자들은 HD 189733이 T Tauri 별 시스템의 어린 원시별 주변에서 발견되는 것과 유사한 속도로 궤도를 도는 외계 행성에서 물질을 흡수하거나 끌어당긴다고 제안했지만, 이후 분석 결과 "뜨거운 목성" 동반자로부터 가스가 거의, 또는 전혀 흡수되지 않았다는 것을 보여주었다.^[59]

13. 뜨거운 목성의 예

벨레로폰은 주계열성 주위를 도는 외계 행성 중 최초로 발견된 존재이다. 오시리스는 항성면을 통과하는 최초의 외계 행성으로, 최근 대기가 우주 공간으로 탈출하는 현상이 관측되었다. HD 189733 b는 오시리스와 함께 자주 관측되는 뜨거운 목성이다. OGLE-TR-56b는 공전 주기가 29시간에 불과하다. 글리제 876d는 질량이 작기 때문에 뜨거운 해왕성 또는 슈퍼지구로 불린다. 관측 방법의 특징상 최저 질량만 알 수 있지만, 가장 낮게 가정했을 경우 이 행성의 질량은 지구의 5.9배에서 7.3배에 불과하다. 이 수치로부터 글리제 876d는 거대한 암석 행성일 것으로 추측하고 있다.

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