太陽系外行星:天文學術語-中文百科頻道

定義

國際天文學聯合會（IAU）在2006年定義的“行星”一詞僅包含太陽系，因而不适用于系外行星。不過，IAU也有涉及系外行星的定義，該定義于2001年頒布并在2003年進行了修改。其表述如下：

•t真實質量低于氘核聚變所需質量下限（對于類似太陽金屬豐度的天體，該質量為木星質量的13倍），且圍繞恒星或恒星遺骸公轉的天體稱為“行星”。其質量/尺度下限與太陽系中使用的行星定義的質量/尺度下限相同。

•t無論形成方式和位置如何，實際質量超過氘核聚變所需質量下限的亞恒星天體稱為“褐矮星”。

•t年輕恒星團中質量低于氘核聚變所需質量下限的自由漂浮天體（free-floating objects）不叫“行星”，而稱為“亞褐矮星”（sub-brown dwarf）（或其它更合适的名稱）。

實際上，随着新的系外行星的不斷發現，該定義也有其局限性。有的天文學家建議根據行星形成機制将系外行星和褐矮星以及亞褐矮星區分開來。

一方面，以氘核聚變為阈值并不能準确區分不同形成機制形成的相似質量（大約在幾倍到幾十倍木星質量）的天體。行星形成過程中的吸積過程會形成岩态的内核，從而使得最終形成的巨行星可能超過氘核聚變的下限質量。例如，法國的SOPHIE階梯光栅光譜儀于2009年發現的一顆14.3倍木星質量的系外行星。而恒星之中存在亞褐矮星，它雖然是由星雲直接塌縮形成，但質量卻在13倍木星質量以内。這樣的天體早在1995年便有發現。

另一方面，氘核聚變的阈值本身便是一個質量範圍，大約在10-15倍木星質量之間，13倍木星質量并不是一個精确值。在“太陽系外行星百科全書”數據庫中，我們就能看到質量在15個木星質量以上的系外行星。

命名方式

系外行星的命名基于華盛頓多星系統目錄（ Washington Multiplicity Catalog，簡稱WMC）命名系統的補充，并被國際天文學聯合會采用。在WMC命名系統中，最亮恒星或擁有最亮恒星的恒星系統以字母标簽“A”命名，未包含在恒星系統“A”中的其它恒星/恒星系統順序以“B”，“C”等來命名。更低層級的恒星系統或恒星在之前一個或多個主标簽的基礎上加以後綴，第二層級加以順序的小寫字母，第三層級則加以順序的數字。若有三星系統，其中兩顆恒星彼此緊密繞轉，這兩顆恒星組成的系統比第三顆恒星更亮且圍繞第三顆恒星在遙遠的軌道中運行，那麼這兩個緊密繞轉的恒星将被命名為Aa和Ab，而遙遠的恒星将被命名為B。但由于曆史原因，我們并非始終遵循此标準。

對上述标準進行擴展，我們通常在母星的名稱之後添加小寫字母來命名系外行星。在行星系統中發現的第一個行星将被命名為“b”（母星被認為是“a”），而之後發現的行星按小寫字母順序命名。如果在同一系統中同時發現了多顆行星，則按照行星到母星的距離由近到遠用小寫字母順序命名。當然，在此之外仍有一些特殊情況。

另外，國際天文聯合會在2014年和2019年分别進行了面向全球的系外行星命名征集。在命名候選名單中的系外行星除了原先的編号之外将會獲得一個新的名稱。例如，中國天文學家發現的首顆太陽系外行星HD 173416 b在2019年的命名結果中獲得了一個美麗的名字——“望舒”。

發現曆史

曆史上的推測

早在古希臘時期，便有學者提出了系外行星的假說，但這一概念和德谟克利特的原子假說一樣，過于超前。

到了16世紀，意大利科學家布魯諾發展了哥白尼的日心說，在《論無限、宇宙和諸世界》中提出了對于系外行星的預測。他認為天空中的恒星都像我們的太陽一樣，周圍也會環繞着行星，而這些行星也可以孕育自己的生命。然而，地心說還保持着它千年來的慣性，這一思想和哥白尼的日心說一樣，被打為異端。

1687年，牛頓出版了其劃時代的著作《自然哲學的數學原理》，其中提到了同樣的可能性。通過與太陽周圍行星類比，牛頓腦海中浮現出的，是其他恒星周圍類似太陽系一樣行星環繞的壯觀場景。此後，系外行星的猜想也開始被越來越多的人所接受。

近現代的探索

1855年，印度裔英籍天文學雅各布（William Stephen Jacob）宣布在蛇夫座70雙星系統中疑似發現了一顆類似行星的天體。随後，美國天文學家西伊（Thomas Jefferson Jackson See）于1896年表示證實了這個發現，并計算出了該天體的軌道周期為36年。但近來天文學家普遍認為這一發現有誤。

1917年，荷蘭裔美國天文學家範·馬南（Adriaan van Maanen）發現了一顆光譜被“污染”——存在重元素譜線的白矮星，并将其命名為範馬南星（van Maanen's Star）。他将光譜的污染歸因為白矮星周圍有一顆暗弱的F型恒星。實際上，最新的理論認為這一污染可能來自于系外行星：系外行星對小行星的攝動可能使小行星撞入白矮星中，從而産生光譜的污染。因而這成為了曆史上第一個觀測到系外行星的間接證據。

1953年，英國天文學家菲爾格特（Peter Berners Fellgett）總結前人的經驗，提出了一種新的分光儀，以提高當時多普勒視向速度的測量精度。 1967年，英國天文學家格裡芬（Roger F. Griffin）将這一想法付諸了實踐，成功建立了光電視向速度光譜儀，之後與另一位格裡芬教授（Rita E. Griffin）進行了改進，使得光譜儀的觀測精度優于100m/s ，即可以觀測到視向方向100m/s的速度變化。之後在天文學家的努力之下，這一數字得到了進一步的提高，為後來利用視向速度法發現系外行星奠定了堅實的基礎。

黎明前的黑暗

1988年，一個加拿大系外行星探測小組宣布發現了第一顆圍繞類太陽恒星運轉的系外行星。他們觀測到了少衛增八視向速度的異常變化，并推測出這一變化可能是一顆質量在木星質量的1-9倍的行星所緻。但是，由于觀測數據的置信度不高，該發現并沒有被廣泛承認，發現第一顆系外行星的殊榮也與這個系外行星探測小組失之交臂。直到2002年，天文學家才利用更高精度的視向速度測量證實了這顆系外行星的發現，并命名為少衛增八Ab（Gamma Cephei Ab）。

1989年，美國天文學家大衛·萊瑟姆（David W. Latham）領導的系外行星探測小組發現一顆圍繞恒星HD 114762運轉的天體，之後命名為HD 114762 b。他們推測該天體的質量下限為11倍木星質量，軌道周期為84天，可能是一顆褐矮星或氣态巨星。這一發現于1991年得到了其它天文學家的證實，該天體也在當時被作為是第一顆發現的圍繞類太陽恒星運轉的系外行星。遺憾的是，随着對HD 114762 b的進一步研究，天文學家更精确地測定了該天體的質量（超過13.5倍木星質量），并認為這不是一顆系外行星而是褐矮星。

系外行星的首次發現

1992年，兩位射電天文學家——美國阿雷西博天文台（Arecibo Observatory）的亞曆山大·沃爾茲森（Alexander Wolszczan）和美國國家射電天文台（NRAO）的戴爾·弗萊爾（Dale A. Frail）發現了圍繞脈沖星PSR B1257+12運轉的兩顆行星，分别被命名為PSR B1257+12 B和PSR B1257+12 C。根據兩人的計算，PSR B1257+12 B的質量約為地球的3.4倍，距離母星0.36天文單位；PSR B1257+12 C的質量約為地球的2.8倍，距母星0.47個天文單位。這是人類首次明确證實的太陽系外行星的發現，也是首次發現後來被稱為超級地球的天體。

1995年，瑞士日内瓦天文台的天文學家米歇爾·馬約爾（Michel Mayor）與迪迪埃·奎洛茲（Didier Queloz）宣布發現了首顆圍繞類太陽恒星公轉的系外行星飛馬座51b（51 Pegasi b）。其母星飛馬座51距離地球50.45光年，光譜型G2IV。利用視向速度法，兩位天文學家計算出了飛馬座51b距母星約800萬公裡，質量約為0.5-2倍木星質量。與太陽系相比較，這相當于把木星放在了水星軌道以内。之後，天文學家把這一類擁有木星質量但軌道十分接近母星，表面氣溫很高的天體稱為熱木星。

由于圍繞類太陽恒星公轉的系外行星的劃時代意義的發現，米歇爾·馬約爾與迪迪埃·奎洛茲兩人和美國普林斯頓大學的宇宙學家詹姆斯·皮布爾斯（James Peebles）一起分享了2019年度諾貝爾物理學獎。這一發現于天文學掀起了一場革命，而諾貝爾獎的頒獎詞同樣寫道：“他們的發現永遠改變了我們對世界的認知。”

探測方法

相比較宿主恒星，系外行星的光度極低，一般難以被直接探測到，而且容易被母星的光芒遮擋。因此，天文學家們提出了各種間接的系外行星探測方法，并取得了一定的成功。不同的探測方法也對觀測結果産生影響，導緻一定的選擇性和偏向性，即某些類型的系外行星更容易被發現。

視向速度法

視向速度法（Radial Velocities，簡稱RV）是利用多普勒效應，通過觀測行星與恒星相互繞轉導緻的恒星光譜的周期性變化來探測系外行星的方法。在開普勒太空望遠鏡升空之前，這是最具成效的确認系外行星的方法，第一顆圍繞類太陽恒星運轉的系外行星飛馬座51b便是由該方法發現的。

在行星系統中，行星和恒星圍繞公共質心做圓周運動。這導緻在地球上的觀測者看來，恒星有的時候朝向我們運動，有的時候背離我們運動。由于光的多普勒效應，恒星相向運動時，其光譜會發生藍移；恒星相背運動時，其光譜會發生紅移。恒星光譜的周期性變化也對應了系外行星的公轉周期。根據譜線紅移或藍移的程度，我們就可以推測出恒星的視向速度變化，從而發現系外行星并估計其質量。在行星質量遠小于恒星質量時，我們可以推導出視向速度K的表達式：

其中P為行星軌道周期，e為軌道偏心率，i為行星軌道相對黃道面的軌道傾角。

公式表明，我們實際利用視向速度法測得的應該是系外行星的質量下限，即由于系外行星圍繞母星公轉軌道平面和黃道面的夾角，導緻測量結果比真實結果偏低。因而視向速度法适合探測質量較大，軌道周期較小的系外行星。而且，該方法與恒星距離地球遠近無關，但實際上需要探測設備具有很高的信噪比。否則，光譜上的噪音将淹沒光譜位移的微弱信号。所以利用視向速度法，我們通常隻能發現離太陽系較近的恒星附近的小質量系外行星。

現代視向速度光譜儀已經能達到大約1m/s的精度，例如智利拉西拉天文台（隸屬歐洲南方天文台）3.6米望遠鏡安裝的高精度徑向速度行星搜索儀（HARPS）。以太陽為例，地球距離太陽1AU，對日視向速度貢獻為0.09 m/s；木星距太陽5.20AU，對日視向速度貢獻為12.7 m/s。因此假設存在另一個遙遠的太陽系，我們可以發現木星但不足以發現地球。

截止2020年11月，我們已經通過視向速度法發現了900餘顆系外行星。其中有較大貢獻的有前文提到的HARPS，盎格魯-澳大利亞行星搜索項目（AAPS），基于高級光纖階梯光栅（AFOE）的自動行星探測器（APF）等等。正在籌備的ESPRESSO項目，其預計的視向速度測量精度為0.10m/s；還有CODEX項目，其預計的視向速度測量精度為0.02m/s ，因此我們可以展望發現更多的類地行星和超級地球。

掩星法

掩星法（Transit Photometry），又稱淩日法、淩星法，通過觀測系外行星在視向上橫穿恒星表面時，恒星光度發生的細微變化來确定系外行星的存在。首顆利用掩星法發現的系外行星是HD 209458b，一顆于1999年發現的熱木星。随着開普勒太空望遠鏡的升空，掩星法成為了發現系外行星數量最多的方法。

通過觀測目标恒星光度的細微變化，我們可以從光變曲線中發現系外行星的蛛絲馬迹。在視線方向上，當系外行星穿過恒星表面時，恒星的光度就會有一個微弱的下降，在光變曲線上形成一個“凹槽”。這一原理即為掩食的原理。就像日食發生時，月球遮住了來自太陽的光線，抑或是發生金星淩日時，我們可以在日面上看到一個小黑點。隻不過利用掩星法發現系外行星時，這一微小的光度變化不足以肉眼觀測，而需要精度很高的天文設備。

但是，就像日食月食和淩日現象一樣，掩星法需要一個恰到好處的軌道，隻有恒星，系外行星和觀測者三者近乎在同一直線上時，我們才能觀測到光變曲線的細微變化。而且我們還需要确定産生這一變化的原因是系外行星發生掩星，而不是其它天文現象。所以我們需要對目标恒星進行長時間的觀測，觀察到周期性的光變曲線，才能确定系外行星的發現。另外，這一系外行星需要遮擋住足夠的光線，使得儀器有所反應。因而掩星法适合那些軌道半長徑較小，體積較大，軌道傾角小的系外行星。這也是為什麼大多數掩星法探測到的系外行星都是熱木星。由于宇宙中恒星數量衆多，實際發生掩星的現象還是很普遍的。

結合視向速度法，我們便可以推測恒星的真實質量和密度，進而對行星的物理結構有更多的了解。截止2020年11月，我們已經通過掩星法發現了3100餘顆系外行星。其中，法國國家太空研究中心（CNES）領導的對流旋轉與行星淩日衛星（COROT）（2006年發射升空，現已退役）和美國國家航空航天局領導的開普勒太空望遠鏡（2009年發射升空，現已退役）在掩星法發現系外行星的過程中做出了巨大的貢獻，也使得掩星法發現的系外行星數量一騎絕塵。

天體測量法

天體測量法（Astrometry）是利用天體力學和天體測量學的方法來發現系外行星。這一方法曆史十分悠久，從古希臘的觀測到開普勒牛頓，天體測量法取得了長足的發展。該方法的用途也十分廣泛，筆尖上的行星——海王星的發現便歸功于該方法。

在行星系統中，行星和恒星圍繞公共質心做圓周運動。這使得在地球上的觀測者看來，恒星的軌迹并不是一條直線，而是在行星引力影響下“波浪式前進”。通過對恒星位置和速度的長時間觀測，我們可以利用天體測量法計算出影響其運行的行星的參數，包括質量，公轉周期，軌道傾角，偏心率等等。

但是，本身其它恒星就離我們很遠，其自行以角秒來計。即使是自行最大的巴納德星，其自行僅10.3角秒/年，況且巴納德星僅距地球6光年。更不用說那些離我們更遠的恒星。因而天體測量法對觀測精度的要求極為苛刻，而且隻能發現那些公轉周期長，質量大，且離地球較近的系外行星。

雖然天體測量法提出很早，但直到2002年才成功驗證了此前由視向速度法發現的系外行星Gliese 876 b并計算出其質量，而直到2010年才獨立發現第一個約1.5倍木星質量的系外行星HD 176051 b 。截至2020年11月，利用天體測量法發現的系外行星僅12顆，而且其中有10顆超過13倍木星質量，很有可能是褐矮星。于2013年10月發射升空的歐洲空間局（ESO）蓋亞空間望遠鏡（GAIA）進行了大範圍巡天觀測，或将利用觀測數據發現大量的大質量系外行星。

直接成像法

顧名思義，直接成像法（Direct Imaging）就是直接對系外行星進行成像。

對一般的主序星而言，利用斯特潘-波爾茲曼定律和維恩位移定律，計算其熱輻射主要集中在近紅外到紫外波段，峰值在可見光到紫外波段之間。而系外行星并沒有充足且穩定的能量來源，一般溫度較低，熱輻射主要集中區域和峰值均在紅外波段。因此在系外行星輻射通量較大的情況下，我們完全可以觀測紅外波段而将兩者區分開來。另外，系外行星需要離母星足夠遠，在地球上的觀測者看來至少要達到望遠鏡的分辨極限

，單位為角秒，λ為觀測波長，D為望遠鏡口徑，兩者均以微米為單位。

另一方面，觀測對儀器的要求也較高，需要日冕儀來阻擋來自恒星的光，并且觀測系統需要維持較低的溫度減少産生紅外輻射。另外，對地基天文望遠鏡而言，大約在300K的背景輻射（來自大氣和大地）也會對觀測産生較大的影響。

我們一般利用直接成像法來搜尋溫度在600-2000K之間的年輕的類木行星，其熱輻射峰值波長在1.4-4.8μm之間。這樣的行星一般離母星較遠而可以分辨出來，并且它們的表面積大，輻射通量也足夠大，可以在近紅外到中紅外波段進行觀測。另外，對地球上的觀測者而言，系外行星與母星之間的距離需要在0.1-0.3角秒以上。這大約是距離地球30秒差距處，系外行星距離母星3-9天文單位。

第一顆直接成像法探測到的系外行星是2M1207b，于2004年被甚大望遠鏡（VLT）發現。截至2020年11月，以直接成像法發現的系外行星也有100餘顆，其中大部分是數十倍木星質量的巨型行星。美國國家航空航天局的哈勃空間望遠鏡、夏威夷的凱克天文台以及歐洲南方天文台位于智利等幾個地區的望遠鏡陣列均有參與直接成像法對系外行星的搜尋。

微引力透鏡法

微引力透鏡法（Gravitational Microlensing）同樣是測量恒星光度變化來探測系外行星的一種方法，但其原理與掩星法并不相同。

引力透鏡是愛因斯坦廣義相對論預言的一種光學效應。由于時空在大質量天體附近會發生畸變，光線在經過大質量天體附近時發生彎曲。如果在觀測者到光源的直線上有一個大質量的天體，則觀測者會看到由于光線彎曲而形成的一個或多個像，這種現象稱之為引力透鏡現象。如果前景的天體質量較小，光線的偏轉也很小，這時産生的多個像将難以區分，視覺效果就是背景恒星的光度有明顯的加強。當前景恒星帶着系外行星恰好穿過某一背景恒星時，背景恒星的光度會有所增長，在光變曲線上産生一個峰。系外行星的質量相對前景恒星較小，産生的峰也會比較小，但仍可以觀測原先光變曲線的某個位置上又疊加了一個更小的峰。我們便可以通過光變曲線産生的二級峰來确定是否有系外行星。

不過，由于前景天體穿過背景恒星的事件存在偶然性，微引力透鏡法的使用也存在偶然性和不可重複性。這對于系外行星探測的準确性有較大的影響。同樣是由于這一事件的偶然性，微引力透鏡法對系外行星的選擇效應并不強，各種系外行星都有可能被觀測到。因此，微引力透鏡法有望發現質量在水星到火星質量之間的小質量行星，也可以發現公轉軌道離恒星較遠的系外行星，還可以探測到離地球十分遙遠的行星系統，藉此也可以探測到那些不圍繞恒星運轉的流浪行星。

1991-1992年間，天文學家首次提出可以采用微引力透鏡法來探測系外行星。但直到2002年，波蘭的天文學家才開發出一種可行的技術，之後2004年第一次利用微引力透鏡法探測到了系外行星。圖示為2005年利用微引力透鏡法發現的一顆系外行星OGLE-2005-390L b的光變曲線。截止2020年11月，利用該方法發現的系外行星數量已經達到了100餘顆。

計時法

計時法（Timing）是觀測一些固定周期的擾動來探測系外行星，一般分為脈沖星計時法（Pulsar Timing）、脈動變星計時法（Stellar Pulsations Timing）和淩星計時法（Transit Timing）三種。截至2020年11月，利用計時法發現的系外行星有40餘顆。

脈沖星計時法用于對脈沖星周圍的系外行星的觀測。脈沖星是超新星爆發後的殘骸，是一種高速旋轉的中子星，有極其穩定的電磁脈沖周期，被用作時間校準的“宇宙鐘”。在脈沖星附近存在系外行星時，其脈沖周期會發生一定的變化，這一變化周期與行星的公轉周期相契合。這一方法的精度很高，可以探測到水星質量的天體，并且也能探測到離脈沖星較遠的系外行星。但是，脈沖星的數量較少，利用該方法發現的系外行星也不多。比較有代表性的就是最早發現的系外行星PSR B1257+12 B和PSR B1257+12 C。

脈動變星計時法用于對脈動變星附近的系外行星觀測。脈動變星是一類特殊的恒星，它們會發生周期性的膨脹與收縮。類似脈沖星計時法，脈動變星周圍存在系外行星時，行星的拖曳同樣會對母星的脈動周期形成調制，從而使得我們可以探測到系外行星。 2007年，利用脈動變星計時法發現了首顆系外行星V391 Pegasi b。

淩星計時法用以觀測已經發現有掩星現象的多行星系統，包括淩星時刻變化法（Transit-Timing Variations，簡稱TTV）和淩星時長變化法（Transit Duration Variations ，簡稱TDV）兩種。當系外行星系統中存在多個行星時，其它行星會對淩星行星進行攝動，從而使得淩星的時刻發生變化（對應TTV）或者淩星的時長發生變化（對應TDV）。通過精确測量這些變化，我們可以推測出施加影響的其它行星的參數。開普勒空間望遠鏡于2011年首次利用淩星計時法發現了系外行星Kepler-19c。

其它方法

另外，還有一些不太常用的系外行星探測法，比如相對論光變法（Relativistic Beaming），偏振法（Polarimetry），射電觀測法（Radio Observation），反射/發射光調制法（Reflection/Emission Modulations）等等。當然，這些方法發現的系外行星很少，而且有的方法還是理論階段。

分類

一般而言，我們根據行星的組成成分把行星分為類地行星、類木行星（氣态巨星）和類海王星（冰巨星）三大類。三種類型的行星在質量-半徑對數曲線上各自近似線性相關，但三者之間有較為明顯的區别。

類地行星主要由岩石、金屬、矽酸鹽組成，擁有固體表面和類似的内部結構。其表面常帶有構造和火山，内部都發生了分異，形成了核、幔、殼的圈層結構。

類木行星的成分與太陽類似，主要是氫和氦，且外表面的氫和氦以氣體的形式存在。類木行星不一定擁有一個固态表面，其大氣直接過渡到液體表面。類木行星一般有一個岩石或岩石-冰組成的内核（甚至沒有岩質内核），之外是金屬氫-氦中間層，外層是分子氫和氦。

類海王星與類木行星比較相似，但主要成分是冰物質（水，甲烷，氨等，即一些較重的元素，例如氧，碳，氮等），而不再是氫和氦。其内部可能有一個固态或液态的岩石-冰核，之外是冰幔（液态冰物質），外層是分子氫和氦但含有較多的冰物質。

特殊類型

超級地球

超級地球是迄今為止發現數量最多的系外行星，其質量在地球到海王星之間，典型的軌道周期小于100天。超級地球的定義僅跟系外行星質量相關，一般可能是類地行星或氣态殼層包裹的岩石内核。而且即使是由岩石構成，也有可能是被星風剝蝕了氣态殼層的内核。

對超級地球以及質量跟地球接近的類地系外行星而言，宜居性是一個繞不開的話題。所謂宜居帶是恒星周圍範圍内允許液态水存在的區域。對于地球生命而言，充足的水分，适合的大氣成分和大氣厚度，适合的光照和溫度等是生存和發展的必要條件。有的天體生物學家據此提出了所謂的“超宜居行星”（Superhabitable Planet），評選标準如下所示：

•t圍繞一顆K型主序星運轉

•t行星年齡在50-80億年間

•t不超過地球質量的1.5倍，尺寸大約比地球大10%

•t平均溫度比地球高5℃

•t大氣濕潤且含有25-30%氧氣，其餘部分主要是化學性質不活潑的氣體（例如氮氣）

•t海陸分布合理，存在大量淺灘和海島

•t在适當的距離（10-100該行星半徑處）有大衛星（1-10%該行星質量）

•t具有闆塊構造或類似的地質/地球化學循環機制，且有一個強大的保護磁場

這些條件比較苛刻，而且很多條件難以探測，因而符合标準的系外行星少之又少。2015年發現的開普勒452b，被譽為“地球2.0”，其公轉周期（385天）與地球類似，半徑比地球大約60%，表面平均溫度約-8℃，圍繞一顆距離地球1400光年且與太陽光譜型（G2V型）一緻的主序星轉動。

熱木星

熱木星是一類的距離母星十分接近，質量接近木星的氣态行星。通過掩星法和視向速度法，我們已經發現了成百上千顆的熱木星。它們的質量一般在0.36-11.8個木星質量之間，公轉周期在1.3-111天之間。大多數熱木星的公轉軌道偏心率較低，這可能是由于它們的軌道距恒星很近，受到恒星強大的潮汐攝動的影響。同樣由于潮汐力的作用，熱木星通常處于潮汐鎖定狀态，即永遠以固定的一面朝向母星。對熱木星的觀測表面其擁有一個煙雲密布的大氣，其光學散射效果較強，有明顯的垂直分層結構。由于距離母星很近，熱木星的表面溫度非常高。同時，來自恒星的星風将會剝離熱木星的表層大氣，使其質量不斷損失。

熱木星的發現對于行星的形成學說提出了嚴峻的挑戰。根據以往的理論，像這種大質量的氣态巨星隻有可能形成于吸積盤中離母星較遠的地方，那裡才有充足的氣體、塵埃和冰物質，能快速形成核心并不斷吸積氣體，形成氣态巨星。主流對熱木星成因的解釋是遷移學說。該學說認為，熱木星和其它氣态巨星一樣形成于霜線之外，但它在後期的演化過程中規帶向内遷移到離恒星很近的地方，最終形成穩定的短周期軌道。另一種解釋是熱木星的形成與氣态巨星無關，而是由超級地球吸積氣體而成。

熱海王星

熱海王星是質量與海王星類似，距離母星十分接近的系外行星，通常含有以氫和氦為主的大量氣體。和熱木星一樣，熱海王星的形成也有兩種：若是由軌道遷移而來，其内部将會擁有較多的冰物質；若是在當地直接形成，内部金屬和耐高溫物質會更多。 2004年發現，2007年确認的Gliese 436 b是首顆探測到的熱海王星。對它的觀測表明其大氣正在被星風剝離，形成類似彗發結構的巨大氫雲。