Ev sahibi yıldızlarından daha büyük gezegenlerin varlığı?

~ 0.5 Jüpiter kütlesi ile 80 Jüpiter kütlesi arasındaki nesnelerin kütle bölgesi (gaz devleri ila kahverengi cüceler ve kırmızı cüceler), nesne çapı ile neredeyse düz bir ilişki ile karakterize edilir. Orada bazı küçük yıldızlardan daha büyük gezegenler var.

Bilinen en küçük (şu anda kaynaşmış ) yıldız olan EBLM-J0555-57'nin Satürn'den biraz daha büyük olduğu tahmin edilmektedir (yaklaşık 85000 km yarıçapında 85 kez Jüpiter'in kütlesi ile).

Şüpheli bir kahverengi cüce olmadığı bilinen en büyük gezegenlerden biri olan WASP-79b'nin , Jüpiter'in kütlesinin 0.9 katında Jüpiter'in çapının iki katı olduğu tahmin edilmektedir. Birçok sıcak jüpiter ve benzer ölçümlere sahip kabarık gezegenler bilinmektedir.

Bir gezegenin ana yıldızından daha büyük olduğu sistemler olma olasılığı nedir? Bilinen herhangi bir örnek var mı?

Sadece şu anda kaynaşmış yıldızları arıyorum, pulsar gezegenleri vb.

Sorunun cevabı, kullanılan gezegenin kesin tanımına bağlıdır.

Olası bir örnek L cüce 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) ve gezegen 2M 0746 + 20 b'dir .

Gezegenin yarıçapı yıldızın yarıçapından% 12 daha büyük.

Not: Bildirilen gezegen kütlesi , 13 Jüpiter kütlesinin döteryum yanma sınırının biraz altındadır.$12.21 (± 0.4) \cdot M_J$

En küçük yıldızlar hala gaz devi gezegenlerinin büyüklüğü olduğu için, soru, ana dizinin altındaki yıldızların etrafında gaz devlerinin olup olmadığı sorusuna dönüşüyor. Yakın dev gaz gezegenleri düşük kütleli yıldızların etrafında nadirdir, ancak uzun süreli olanlar vardır. Bu, söz konusu sistemler için en büyük gezegen yarıçapının şişirilmiş sıcak Jüpiterlerden ziyade Jüpiter'e benzeyeceği anlamına gelir. Bir istisna, gezegenlerin soğuması ve küçülmesinden önce çok genç sistemler söz konusudur, ancak bu durumda yıldız hala daralır, bu yüzden muhtemelen orada kazanmazsınız.

Bir sorun, bu yıldızların aşırı derecede soluk olması, bu nedenle radyal hız yönteminin zor olması - kızılötesinde çalışan RV enstrümanlarının (ör. Habitable Zone Planet Finder ) çevrimiçi hale gelmesi biraz değişebilir . Bu yıldızların etrafındaki dev gezegenlerin uzun yörünge dönemleri de bir tespit yapmak için daha uzun gözlem süreleri gerektirecektir. Maalesef uzun yörünge dönemleri geçişleri olası hale getirmeyecektir, bu nedenle büyük olasılıkla gezegenin yarıçapını belirleyemeyiz ve gezegenin yıldızdan daha büyük olduğunu kesin olarak bilemeyiz.

Doğrudan görüntüleme, hidrojen yakma sınırının yakınındaki nesnelerden oldukça geniş ayırmalarda birkaç Jüpiter kütlesinden birkaç nesneyi tespit etmiştir, örneğin 2MASS J02192210-3925225 , döteryum yakma sınırındaki bir nesne 0.1 güneş kütle yıldızından yaklaşık 150 AU bulunur . Bu nesnelere ne ad verileceği tam olarak açık değildir ve gezegenlerden ziyade çok düşük kütleli kahverengi cüceler olabilirler. Dahası, bu sistemler o kadar gençtir ki, yıldızlar henüz ana dizi yarıçaplarına büzülmemiştir. Düşük kütleli yıldızlar için bu birkaç milyar yıl alabilir, bu süre zarfında gezegenler soğuyacak ve çok daha sönük hale gelecektir (ve daha az tespit edilebilir). Bu tür geniş ayırma sistemleri, yıldız karşılaşmalarıyla da bozulabilir.

Bu tür sistemleri tespit etmek için çalışan diğer bir yaklaşım , sistem kar hattının yakınında, yani gezegen sistemimize daha benzer ölçeklerde nesneleri bulma eğiliminde olan yerçekimi mikrolensingidir . Yıldızından daha büyük bir gezegene sahip olabilecek sistem türünün bir örneği KMT-2016-BLG-1107Lb'dir , burada parametreler ~ 0.34 AU'da ~ 0.087 güneş kütlesi yıldızının etrafında dönen ~ 3.3 Jüpiter kütle gezegeni göstermektedir. Ne yazık ki parametrelerdeki belirsizlikler tipik olarak büyüktür çünkü lens sistemleri genellikle görünmezdir. Bu da yarıçap bilgisine sahip olmadığımız anlamına gelir, bu nedenle bu sistemin kesinlikle yıldızından daha büyük bir gezegene sahip olduğundan emin olamayız.

Dolayısıyla, bir gezegenin yörüngesindeki ana dizi yıldızından daha büyük olabileceği sistemler var gibi görünüyor, ancak şu ana kadar gerekli gözlemleri yapmanın zorluğu nedeniyle onaylanmış bir durum yok.

Kırmızı cücelerin ötesinde, başka bir olasılık da B tipi bir alt cüce yıldızın etrafında dönen bir gezegendir .

Bu yıldızların bazı özellikleri:

• Neredeyse tamamen helyumdan oluşur
• İki beyaz cücenin birleşmesiyle veya bazı kırmızı devlerin evriminin belirli bir noktasında oluşturulacağı düşünülüyordu
• Sıcaklıklar 20.000 K ila 40.000 K arasındadır
• Parlaklık Güneş'in parlaklığının 10 - 100 katı arasındadır
• Kütle tipik olarak Güneş kütlesinin ~ 0.5 katıdır
• Yarıçap, güneş yarıçapının yaklaşık 0.15-0.25 katıdır

Bu yarıçap aralığı en büyük gezegenlerin yarıçapının üst üste binmesini sağlar (güneş yarıçapının ~ 0.2 katı). Progenitör yıldız (lar) daha büyük olduğundan, protoplantary diskte gaz devlerinin oluşma olasılığının artmasına neden olur. O zaman şu soru ortaya çıkar: "Bir gaz devi şişirilebilmesi için iç yıldız sistemine doğru yol bulabilir mi?"

Gezegenli iki B tipi Subdwarf yıldızı bilinmektedir. V391 Pegasi , gezegenin yıldızdan daha büyük kriterini yerine getirmeye belki de en yakın olanıdır. Yıldızın ~ 1.7 2.5 - 3.99 gaz devidir. Bu gaz devi, metre başına yıldızından Dünya'nın güneşten daha fazla enerji alacaktır, ancak bu, gezegenin, yıldızın 2.3 boyutunu kadar 'kabarık' hale gelmesi için yeterince ısınması için yeterli .$M_j$$R_j$

Bilinen diğer bir örnek, kırmızı bir devin kalıntısı gibi görünen oldukça meraklı bir yıldız olan Kepler-70'tir . Kepler 70 sistemi son derece kompakttır ve iki küçük (yer altı yarıçapı) gezegen, sırasıyla 5 ve 8 saatlik kabarma hızında bir hızla yörüngede dönmektedir. (Şaşırtıcı bir şekilde, bu gezegenler ev sahibi yıldızlarını tutulmakla değil , yıldızın yörüngesinde dönmeye başlayınca parlaklığın periyodik olarak artmasıyla tespit edildi . Bu gezegenlerin her ikisinin de sırasıyla Güneş'ten daha sıcak yüzeyleri, 7.600 K ve 6.800 K. ) Bu gezegenler, kırmızı dev aşamasında yıldızın içinde kalarak buharlaşan gaz devlerinin kalıntıları olarak teorize edilirler.

Bu yedek örneklerden, küçük B tipi alt cüce yıldızların çevresinde gaz devlerinin bulunmasında herhangi bir zorluk olmadığı sonucuna varıyorum, ancak onları kabarık gezegenler olacak kadar yakınlaştırma mekanizmaları problemlerle doludur. Ya yakındaki tüm devleri alt cüce formlarından önce kaynar kırmızı bir deviniz var ya da yakın yörüngedeki gezegenleri yasaklayan iki yakın çift yıldızdan oluşan bir progenitör sistemi gerektiren mavi bir alt cüceye dönüşen iki beyaz cüceniz var.

Ev sahibi yıldızdan daha büyük bir gezegen sisteminin oluşmasından şüpheleniyorum, gaz devi alt cüce yıldızın oluşumundan sonra bir şekilde içe doğru göç etmek zorunda.