一、定义

二、应用(1、对天体进行分类 2、估算行星中心温度 3、估算行星的磁场强度 4、估算行星的磁层顶距和磁鞘距 5、推断天体的大气层类型和不规则度 6、推断天体的内部结构)

三、太阳系90个大天体的行星指数列表

一、定义

行星指数X：用来表征行星场势强弱的参数。

天体的万有引力场势U=-GM/R，则：

X=【-GM(地球)/R(地球)】∕【-GM(天体)/R(天体)】

之所以用U(地球)/U(天体)定义X，而不是用更为常规的U(天体)/U(地球)，是为了尽量避开比1小的数，为表征行星带来方便。

二、应用

1、对天体进行分类

行星指数越大的天体，其体积、质量、引力和内热就越小，形态就越不规则，显得奇形怪状；行星指数越小的天体，其体积、质量、引力和内热就越大，形态就越规则，呈现为球体或椭球体。

借助行星指数可以划分出行星与恒星，并能进一步细化行星分类，但却不能细化恒星分类，因为恒星的演化过程往往伴随着激烈的质量和体积的改变。

行星细分出小行星与陨星，这即是理论所需，也是实情所需。陨星的直径一般小于28公里，其轨道近乎混沌，极易受大天体左右，而与之相撞。相比而言，小行星的运转则较为稳定。

2、估算行星中心温度

TH=TH⊕/sqrt(X)

一般可以借助行星指数较为准确地估计出巨行星、主行星、矮行星和小行星的天体核心温度。但其它类型的天体套用此公式则明显不适用。

3、估算行星的磁场强度

由左图可知：凡是自转得太慢的天体、个头太小(行星指数太大)的天体都不可能产生明显成形的磁场。目前太阳系中有明显磁场的天体有：太阳、木星、土星、海王星、天王星、地球、水星和木卫三。

4、估算行星的磁层顶距和磁鞘距

磁层顶的内部区域可以认为只受到行星本体磁场控制，不受太阳风和行星际磁场的影响。当(磁层顶距/行星半径)≤1时，行星表面将受到恒星风的肆虐和清洗，此时的行星虽有磁场存在，但已经起不到屏蔽星风和保护星表的作用，可以认为该行星没有磁层。

磁鞘顶处行星磁场压与该处太阳风压相等，形成弓激波。磁鞘距大于磁层顶距。磁鞘距的估算式只需把磁层顶距估算式中的Q地=10换成(地磁鞘距/地球半径)=13.5即可。

磁层顶距和磁鞘距均针对行星的向阳面而言的，两者均会随行星与所绕行恒星的距离变化而变化。

5、推断天体的大气层类型和不规则度

（1）、天体的个头不管有多小，在它的周围都会或多或少附集着一些气体、尘埃或等离子体，绝对没有大气的天体是不存在的。

（2）、在3K～6600K的温度范围内，恒星和褐矮星的大气层属于稠密型；巨行星的大气层属于稠密型或浓厚型；主行星的大气层属于四种类型中的任何一种；矮行星的大气层属于浓厚型、稀薄型或者微量型；小行星和陨星的大气层属于微量型。

（3）、“Tsh-0max较小”只是“天体大气层较厚”的必要不充分条件。“地质运动的活跃程度”、“大气组分的熔沸点和水溶性”、“是否有“气海”形成”、“是否有水圈或生物圈”等等诸多因素都会影响天体的大气厚度。火星和木卫三由于地质不够活跃，除气效应不强，因此大气厚度偏低；相反，金星和海卫一由于地质较为活跃，因此大气厚度偏高。由于二氧化硫的熔点较低，因此木卫一大气中二氧化硫含量较小。由于二氧化碳的水溶性较大，因此地球原始大气中的二氧化碳大量溶解于海水，被金属离子和生物慢慢固化下来，地球的大气压力和密度才得以降低，演变成为今天这个样子；相反，金星由于没能形成海洋，因此二氧化碳大量聚集于空中，大气非常稠密。金星和土卫六由于自转较慢，形成了“气海”，因此大气厚度较为偏高；相反，木卫三由于自转较快(比土卫六快2.23倍)，未能形成“气海”，因此大气厚度偏低。

（4）、天体的引力场只是提供了一个大气分子逗留的场所，至于这家“旅馆”里是否居住着“气体分子”或者是否住满了“气体分子”以及这些形形色色、秉性各异的“旅客”到底各自会住多久，除了跟“旅馆”的星级指标“势温”有关外，一般还跟“行星旅馆”的公转半径，公转离心率，卫星大小数量和远近，周边宇宙环境，自转快慢，自身表面特征，气体分子的大小和理化特性等等因素有关。

6、推断天体的内部结构

下图中的天体内部结构模型只适用于具有固体或者液体表面的天体，像木、土、海、天等气体行星或者恒星就明显不适用。

三、太阳系90个大天体的行星指数列表