Obszar masowy obiektów między ~ 0,5 mas Jowisza a 80 mas Jowisza (gazowe olbrzymy aż do brązowych karłów i czerwonych karłów) charakteryzuje się niemal płaską zależnością od średnicy obiektu. Istnieją planety większe niż niektóre z najmniejszych gwiazd.
Najmniejszą (obecnie topiącą się ) gwiazdę, EBLM-J0555-57 , szacuje się na nieco większą niż Saturn (w promieniu około 59000 km przy 85-krotnej masie Jowisza).
WASP-79b, jedna z największych znanych planet, która nie jest podejrzanym brązowym karłem, jest szacowana na dwukrotność średnicy Jowisza przy masie 0,9 razy większej od Jowisza. Znanych jest wiele gorących jowiszów i puszystych planet o podobnych wymiarach.
Jak prawdopodobne są systemy, w których planeta jest większa niż gwiazda macierzysta? Czy są znane jakieś przykłady?
Szukam tylko obecnie łączących się gwiazd, co wyklucza planety pulsarowe itp.
Odpowiedzi:
Odpowiedź na pytanie zależy od dokładnej definicji użytej planety.
Możliwym przykładem jest karzeł L 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) i jego planeta 2M 0746 + 20b .
Promień planety jest o 12% większy niż promień gwiazdy.
Uwaga: Podana masa planety wynosząca jest nieco poniżej granicy spalania deuteru 13 mas Jowisza.12.21(±0.4)⋅MJ
źródło
Ponieważ najmniejsze gwiazdy wciąż są wielkości planet gazowych gigantów, pytanie sprowadza się do tego, czy gazowe olbrzymy istnieją wokół gwiazd na dole głównej sekwencji. Zbliżone do siebie gigantyczne planety gazowe są rzadkie w pobliżu gwiazd o niskiej masie, choć zdają się, że są one długookresowe. Oznacza to, że największe promienie planetarne dla omawianych systemów będą podobne do Jowisza, a nie zawyżone gorące Jowisz. Wyjątkiem byłyby bardzo młode układy, zanim planety ostygłyby i skurczyły się, ale w takim przypadku gwiazda również nadal się kurczy, więc prawdopodobnie nie wygrasz.
Problem polega na tym, że gwiazdy te są bardzo słabe, więc metoda prędkości radialnej jest trudna - może to nieco zmienić instrumenty RV działające w podczerwieni (np. Habitable Zone Planet Finder ). Długie okresy orbit dla gigantycznych planet wokół tych gwiazd wymagałyby także dłuższych czasów obserwacji w celu wykrycia. Niestety długie okresy orbitalne sprawiłyby, że tranzyty byłyby mało prawdopodobne, więc najprawdopodobniej nie bylibyśmy w stanie określić promienia planety i nie wiedzielibyśmy na pewno, że planeta jest większa niż gwiazda.
Bezpośrednie obrazowanie dostrzegło kilka obiektów o kilku masach Jowisza przy dość szerokich odstępach od obiektów w pobliżu granicy spalania wodoru, np. 2MASS J02192210-3925225 z obiektem na granicy spalania deuteru znajduje się około 150 AU od gwiazdy o masie 0,1 Słońca . Nie jest do końca jasne, jak nazwać te obiekty i mogą to być bardzo małe masy brązowe karły, a nie planety. Ponadto układy te są tak młode, że gwiazdy nie skurczyły się jeszcze w swoich głównych promieniach sekwencji. W przypadku gwiazd o małej masie może to potrwać kilka miliardów lat, do tego czasu planety ostygną i staną się znacznie słabsze (i mniej wykrywalne). Tego rodzaju systemy szerokiej separacji mogą również zostać zakłócone przez spotkania gwiazd.
Innym podejściem, które działa w celu wykrycia tego rodzaju układów, jest mikrosoczewkowanie grawitacyjne , które ma tendencję do znajdowania obiektów w pobliżu linii śniegu systemu, tj. W skalach bardziej podobnych do naszego układu planetarnego. Przykładem takiego układu, który może mieć planetę większą niż jej gwiazda, jest KMT-2016-BLG-1107Lb , gdzie parametry sugerują planetę masową ~ 3,3 Jowisza krążącą wokół gwiazdy o masie ~ 0,087 przy ~ 0,34 AU. Niestety niepewności dotyczące parametrów są zwykle duże, ponieważ układy soczewek są zwykle niewidoczne. Oznacza to, że nie mamy również informacji o promieniu, więc nie możemy być pewni, że ten system zdecydowanie ma planetę większą niż jego gwiazda.
Wygląda więc na to, że istnieją układy, w których planeta może być większa niż gwiazda, której orbituje główna sekwencja, choć do tej pory nie ma potwierdzonego przypadku z powodu trudności w przeprowadzeniu niezbędnych obserwacji.
źródło
Poza czerwonych karłów, inną możliwością jest to, że planety okrążającej typ B podkarzeł gwiazdę .
Niektóre cechy takich gwiazd:
Ten zakres promienia nakłada go na promień największych planet (~ 0,2 razy promień słoneczny). Ponieważ gwiazda (gwiazdy) progenitorowe jest bardziej masywna, prowadzi to do zwiększonego prawdopodobieństwa powstania gigantów gazowych w dysku protoplanetarnym. Powstaje zatem pytanie: „Czy gazowy gigant może znaleźć drogę do wewnętrznego układu gwiezdnego, aby mógł nadmuchać?”
Znane są dwie gwiazdy Subdwarf typu B z planetami. V391 Pegasi jest być może najbliżej spełniającym kryterium planety większej niż gwiazda. Orbitująca wokół gwiazdy w odległości ~ 1,7 AU jest gazowym gigantem o 2,5 - 3,99 . Ten gazowy gigant otrzyma więcej energii ze swojej gwiazdy na metr kwadratowy niż Ziemia od Słońca, ale to prawdopodobnie nie wystarczy, aby planeta wystarczająco się aby stać się wystarczająco „puszysta”, aby wyprzedzić rozmiar gwiazdy 2,3 .Mj Rj
Innym znanym przykładem jest Kepler-70 , dość osobliwa gwiazda, która wydaje się być pozostałością czerwonego olbrzyma. System Keplera 70 jest bardzo zwarty, a dwie małe planety (o promieniu pod ziemią) krążą wokół z niesamowicie szybkim okresem odpowiednio 5 i 8 godzin. (Fascynujące jest to, że te planety nie zostały wykryte przez zaćmienie gwiazdy macierzystej, ale raczej przez okresowy wzrost jasności, gdy zaczynają orbitować za gwiazdą. Obie te planety mają powierzchnie gorętsze niż Słońce, odpowiednio 7600 K i 6800 K. ) Teorie te są teoretycznie pozostałościami gazowych gigantów, którzy odparowali będąc w gwieździe podczas fazy czerwonego giganta.
Na podstawie tych przykładów holowania stwierdzam, że nie ma trudności z posiadaniem gazowych gigantów wokół małych gwiazd podskórnych typu B, chociaż mechanizmy zbliżania ich na tyle blisko, aby stały się opuchniętymi planetami, są obarczone problemami. Albo masz czerwonego olbrzyma, który gotuje wszystkie pobliskie olbrzymy gazowe przed uformowaniem się podobszaru, lub masz dwa białe karły, które łączą się w niebieską sierść, która wymaga układu progenitorowego dwóch bliskich podwójnych gwiazd, które zabraniają bliskiej orbicie planet krążących.
Podejrzewam, że uformuje się planeta większa niż gwiazda-gospodarz, gazowy gigant musi jakoś migrować do wewnątrz po utworzeniu gwiazdy podobszaru.
źródło