Существование планет больше, чем их принимающая звезда?

10

Массовая область объектов между ~ 0,5 массы Юпитера и 80 массами Юпитера (от газовых гигантов до коричневых и красных карликов) характеризуется почти плоской взаимосвязью с диаметром объекта. Есть планеты, которые больше, чем некоторые из самых маленьких звезд.

По оценкам, самая маленькая из известных (в настоящее время сливающихся ) звезд EBLM-J0555-57 немного больше, чем Сатурн (на радиусе около 59000 км и массе Юпитера в 85 раз больше).

WASP-79b, одна из самых больших известных планет, которая не является предполагаемым коричневым карликом, по оценкам, в два раза больше диаметра Юпитера и в 0,9 раза больше массы Юпитера. Известно много горячих юпитеров и пухлых планет с подобными измерениями.

Насколько вероятны системы, в которых планета больше, чем ее принимающая звезда? Известны ли примеры?

Я ищу только в настоящее время сливающиеся звезды, которые исключают планеты пульсаров и т. Д.

— Ingolifs
источник

Вы движетесь исключительно по массе или по радиусу, позволяя «молодой» планете, чье газовое или пылевое поле все еще проходит процесс слияния? (не то чтобы я имел представление о том, как их найти)

— Carl Witthoft

3

Это должно быть по радиусу, поскольку звезды всегда более массивны, чем планеты.

— Инголифс

4

Ответ на вопрос зависит от точного определения планеты, которая используется.

Возможный пример - L-карлик 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) и его планета 2M 0746 + 20 b .

Радиус планеты на 12% больше радиуса звезды.

\begin{array}{lll} масса & Радиус \\ планета & 12,21 \cdot M_{J} & 0,970 \cdot р_{J} \\ звезда & 83,79 \cdot M_{J} & 0,089 \cdot р_{S U N} знак равно 0,866 \cdot р_{J} \end{array}

$\begin{array}{lll} \hline \text{} & \text{Mass} & \text{Radius}\\ \hline \text{Planet} & 12.21 \cdot M_J & 0.970 \cdot R_J\\ \text{Star} & 83.79 \cdot M_J & 0.089 \cdot R_{Sun} = 0.866 \cdot R_J\\ \hline \end{array}$

$12.21 (± 0.4) \cdot M_J$

— Aventurin
источник

6

Поскольку самые маленькие звезды по-прежнему имеют размер планет газовых гигантов, возникает вопрос: существуют ли газовые гиганты вокруг звезд в нижней части главной последовательности? Близко расположенные планеты газовых гигантов редки вокруг звезд с малой массой, хотя, кажется, есть и долгопериодные. Это означает, что самые большие планетарные радиусы для рассматриваемых систем будут похожи на Юпитер, а не надули горячие Юпитеры. Исключением может быть случай очень молодых систем до того, как планеты охладятся и сократятся, но в этом случае звезда также будет сокращаться, поэтому вы, вероятно, там не победите.

Проблема состоит в том, что эти звезды очень слабые, поэтому метод радиальной скорости сложен - это может немного измениться, как только RV-инструменты, работающие в инфракрасном диапазоне (например, Habitable Zone Planet Finder ), подключатся к сети. Длинные орбитальные периоды для гигантских планет вокруг этих звезд также потребовали бы более длительного времени наблюдения, чтобы сделать обнаружение. К сожалению, длинные орбитальные периоды делают транзиты маловероятными, поэтому, скорее всего, мы не сможем определить радиус планеты и не будем знать наверняка, что планета больше звезды.

Прямое изображение обнаружило несколько объектов нескольких масс Юпитера на довольно широком расстоянии от объектов вблизи предела горения водорода, например, 2MASS J02192210-3925225 с объектом на пределе горения дейтерия, расположенным примерно в 150 а.е. от звезды с массой Солнца 0,1. , Не совсем понятно, как назвать эти объекты, и они могут быть коричневыми карликами очень малой массы, а не планетами. Кроме того, эти системы настолько молоды, что звезды еще не сузились до радиусов их главной последовательности. Для звезд с малой массой это может занять несколько миллиардов лет, и к этому времени планеты охладятся и станут намного слабее (и менее заметными). Такого рода системы с широким разделением могут также быть разрушены звездными столкновениями.

Другим подходом, который работает для обнаружения систем такого типа, является гравитационное микролинзирование , которое стремится обнаружить объекты вблизи линии снега системы, то есть в масштабах, более похожих на нашу планетную систему. Примером системы, которая может иметь планету, большую, чем ее звезда, является KMT-2016-BLG-1107Lb , где параметры предполагают, что планета масс Юпитера составляет ~ 3,3, вращаясь вокруг звезды солнечной массы ~ 0,087 с энергией ~ 0,34 а.е. К сожалению, неопределенности в параметрах обычно велики, потому что системы линз обычно невидимы. Это означает, что у нас также нет информации о радиусе, поэтому мы не можем с уверенностью сказать, что эта система определенно имеет планету больше своей звезды.

Таким образом, похоже, что существуют системы, в которых планета может быть больше, чем звезда главной последовательности, на которой она вращается, хотя пока нет подтвержденного случая из-за сложности проведения необходимых наблюдений.

— antispinwards
источник

3

Помимо красных карликов, другая возможность состоит в том, что планеты , вращающихся вокруг Тип B субкарлик звезду .

Некоторые особенности таких звезд:

Состоит почти полностью из гелия
Предполагается, что он сформировался в результате слияния двух белых карликов или в определенный момент эволюции некоторых красных гигантов.
Температура колеблется от 20000 до 40000 К
Яркость в 10 - 100 раз превышает яркость Солнца
Масса обычно ~ 0,5 раза больше массы Солнца
Радиус примерно в 0,15-0,25 раза больше радиуса Солнца

Этот диапазон радиуса накладывает его на пересечение радиуса самых больших планет (~ 0,2 кратного солнечного радиуса). Поскольку звезда-прародитель более массивная, это приводит к увеличению вероятности образования газовых гигантов в протопланетном диске. Тогда возникает вопрос: «Может ли газовый гигант найти свой путь во внутреннюю звездную систему, чтобы он мог раздуваться?»

$M_j$ $R_j$

Другим известным примером является Кеплер-70 , довольно любопытная звезда, которая выглядит как остаток красного гиганта. Система Kepler 70 очень компактна, с двумя малыми (подземным радиусом) планетами, вращающимися с невероятно быстрым периодом 5 и 8 часов соответственно. (Удивительно, что эти планеты не были обнаружены затмением их главной звезды, а скорее периодическим увеличением светимости, когда они начинают вращаться вокруг звезды. Обе эти планеты имеют поверхности, более горячие, чем Солнце, на 7600 К и 6800 К соответственно. Теоретически эти планеты представляют собой остатки газовых гигантов, которые испарились, находясь внутри звезды во время фазы красного гиганта.

Исходя из этих двух примеров, я делаю вывод, что нет никаких трудностей с наличием газовых гигантов вокруг маленьких подкарликовых звезд типа B, хотя механизмы их сближения, достаточные для того, чтобы стать пухлыми планетами, чреваты проблемами. Либо у вас есть красный гигант, который кипит все соседние газовые гиганты до того, как сформируется субфарф, либо у вас есть два белых карлика, которые сливаются в синий субфарф, что требует системы прародителей из двух близких двойных звезд, которые запрещают близкие орбиты планетарных кругов.

Я подозреваю, что для формирования системы размером с планету больше, чем у звезды-хозяина, газовому гиганту нужно каким-то образом мигрировать внутрь после образования субкарличной звезды.

— Ingolifs
источник

V391 Pegasi b не является безопасным обнаружением - кажется, что различные моды звезды изменяются противофазно друг другу, что не произошло бы, если бы изменения времени были вызваны вращающейся планетой, см. Silvotti et al. (2018) . Заявленная планетарная система вокруг Кеплера-70 также вызывает сомнения, см. Krzesinski (2015) .

— антиспинвардс

Увы, жесткие ошибки в статье в Википедии дали ложную уверенность в достоверности этих планет

— Инголифс