Existenz von Planeten, die größer sind als ihr Wirtsstern?

Der Massenbereich von Objekten zwischen ~ 0,5 Jupitermassen und 80 Jupitermassen (Gasriesen bis hin zu Braunen Zwergen und Roten Zwergen) ist durch eine nahezu flache Beziehung zum Objektdurchmesser gekennzeichnet. Es gibt Planeten da draußen, die größer sind als einige der kleinsten Sterne.

Der kleinste bekannte (derzeit verschmelzende) Stern, EBLM-J0555-57 , ist schätzungsweise etwas größer als der Saturn (in einem Radius von etwa 59000 km mit der 85-fachen Jupitermasse).

WASP-79b ist einer der größten bekannten Planeten, bei dem es sich nicht um einen vermuteten Braunen Zwerg handelt. Es wird geschätzt, dass er den doppelten Jupiter-Durchmesser bei der 0,9-fachen Jupitermasse aufweist. Viele heiße Jupiter und geschwollene Planeten mit ähnlichen Maßen sind bekannt.

Wie wahrscheinlich ist es Systeme, in denen ein Planet größer ist als sein Wirtsstern? Sind Beispiele bekannt?

Ich suche derzeit nur verschmelzende Sterne, die Pulsarplaneten usw. ausschließen.

Die Antwort auf die Frage hängt von der genauen Definition des verwendeten Planeten ab.

Ein mögliches Beispiel ist der L-Zwerg 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) und sein Planet 2M 0746 + 20 b .

Der Radius des Planeten ist 12% größer als der Radius des Sterns.

Anmerkung: Die gemeldete Planetenmasse von liegt geringfügig unter der Deuteriumbrenngrenze von 13 Jupitermassen.$12.21 (± 0.4) \cdot M_J$

Da die kleinsten Sterne immer noch die Größe von Gasriesenplaneten haben, stellt sich die Frage, ob es am Ende der Hauptsequenz Gasriesen um Sterne gibt. Gasriesenplaneten in der Nähe sind in der Nähe von Sternen mit geringer Masse selten, obwohl es scheinbar langperiodische gibt. Dies bedeutet, dass die größten Planetenradien für die fraglichen Systeme eher dem Jupiter als den aufgeblasenen heißen Jupitern ähneln. Eine Ausnahme wäre der Fall sehr junger Systeme, bevor die Planeten abkühlen und schrumpfen, aber in diesem Fall würde sich der Stern auch immer noch zusammenziehen, sodass Sie dort wahrscheinlich nicht gewinnen.

Ein Problem ist, dass diese Sterne extrem schwach sind, daher ist die Radialgeschwindigkeitsmethode schwierig - dies kann sich ein wenig ändern, sobald RV-Instrumente, die im Infrarotbereich arbeiten (z. B. der Habitable Zone Planet Finder ), online gehen. Die langen Umlaufzeiten für Riesenplaneten um diese Sterne würden auch längere Beobachtungszeiten erfordern, um eine Detektion durchzuführen. Leider würden die langen Umlaufzeiten Transite unwahrscheinlich machen, so dass wir höchstwahrscheinlich den Radius des Planeten nicht bestimmen könnten und nicht sicher wissen würden, dass der Planet größer als der Stern ist.

Die direkte Bildgebung hat einige Objekte mit wenigen Jupitermassen in ziemlich weiten Abständen von Objekten nahe der Wasserstoffverbrennungsgrenze entdeckt, z. B. 2MASS J02192210-3925225, wobei sich ein Objekt an der Deuteriumverbrennungsgrenze etwa 150 AE von einem Stern mit 0,1 Sonnenmasse entfernt befindet . Es ist nicht ganz klar, wie man diese Objekte nennt, und es kann sich eher um braune Zwerge mit sehr geringer Masse als um Planeten handeln. Darüber hinaus sind diese Systeme so jung, dass sich die Sterne noch nicht auf ihre Hauptsequenzradien zusammengezogen haben. Bei massearmen Sternen kann dies mehrere Milliarden Jahre dauern. Bis dahin haben sich die Planeten abgekühlt und sind viel schwächer (und weniger nachweisbar). Diese Art von Systemen mit großer Trennung kann auch durch Begegnungen mit Sternen gestört werden.

Der andere Ansatz, der zur Erkennung dieser Art von Systemen funktioniert, ist die Gravitationsmikrolinse , bei der Objekte in der Nähe der Systemschneegrenze gefunden werden, dh auf Skalen, die unserem Planetensystem ähnlicher sind. Ein Beispiel für ein System, bei dem ein Planet größer als sein Stern sein könnte, ist KMT-2016-BLG-1107Lb , wo die Parameter einen ~ 3,3-Jupiter -Massenplaneten nahe legen, der einen ~ 0,087-Sonnenmassenstern bei ~ 0,34 AU umkreist. Leider sind die Unsicherheiten in den Parametern typischerweise groß, da die Linsensysteme normalerweise unsichtbar sind. Dies bedeutet, dass wir auch keine Radiusinformationen haben, daher können wir nicht sicher sagen, dass dieses System definitiv einen Planeten hat, der größer als sein Stern ist.

Es sieht also so aus, als ob es Systeme gibt, in denen ein Planet größer sein kann als der Hauptreihenstern, den er umkreist. Bisher gibt es jedoch keinen bestätigten Fall, da es schwierig ist, die erforderlichen Beobachtungen durchzuführen.

Neben roten Zwergen besteht eine andere Möglichkeit darin, dass ein Planet einen Zwergstern vom Typ B umkreist .

Einige Merkmale solcher Sterne:

• Besteht fast ausschließlich aus Helium
• Dachte, durch die Fusion zweier weißer Zwerge oder an einem bestimmten Punkt in der Entwicklung einiger roter Riesen gebildet zu werden
• Die Temperaturen reichen von 20.000 K bis 40.000 K.
• Die Helligkeit liegt zwischen dem 10- bis 100-fachen der Helligkeit der Sonne
• Die Masse beträgt typischerweise das 0,5-fache der Sonnenmasse
• Der Radius beträgt etwa das 0,15-0,25-fache des Radius der Sonne

Dieser Radiusbereich überlappt den Radius der größten Planeten (~ 0,2-facher Sonnenradius). Da der Vorläuferstern massereicher ist, führt dies zu einer erhöhten Wahrscheinlichkeit der Bildung von Gasriesen in der protoplanetaren Scheibe. Die Frage lautet dann: "Kann ein Gasriese den Weg zum inneren Sternensystem finden, damit er aufblähen kann?"

Es sind zwei Typ-B-Zwergsterne mit Planeten bekannt. V391 Pegasi ist vielleicht am nächsten daran, das Kriterium des Planeten größer als der Stern zu erfüllen. Um den Stern bei ~ 1,7 AU umkreist ein Gasriese von 2,5 - 3,99 . Dieser Gasriese wird mehr Energie von seinem Stern pro Quadratmeter erhalten als die Erde von der Sonne, aber dies ist wahrscheinlich nicht genug, damit sich der Planet ausreichend erwärmt, um ausreichend "geschwollen" zu werden, um die Größe des Sterns von 2,3 zu überholen .$M_j$$R_j$

Das andere bekannte Beispiel ist Kepler-70 , ein ziemlich merkwürdiger Stern, der der Überrest eines roten Riesen zu sein scheint. Das Kepler 70-System ist sehr kompakt, da die beiden kleinen Planeten (Radius unter der Erde) mit einer rasant schnellen Zeitspanne von 5 bzw. 8 Stunden umkreisen. (Faszinierenderweise wurden diese Planeten nicht durch Verdunkeln ihres Wirtssterns entdeckt, sondern durch die periodische Zunahme der Leuchtkraft, wenn sie beginnen, sich hinter dem Stern zu bewegen. Beide Planeten haben Oberflächen, die heißer als die Sonne sind, 7.600 K bzw. 6.800 K. ) Es wird vermutet, dass diese Planeten die Überreste von Gasriesen sind, die während ihrer roten Riesenphase im Inneren des Sterns verdampft wurden.

Aus diesen zwei Beispielen schließe ich, dass es keine Schwierigkeit gibt, Gasriesen um kleine Typ-B-Zwergsterne zu haben, obwohl die Mechanismen, um sie nahe genug zu bringen, um zu geschwollenen Planeten zu werden, mit Problemen behaftet sind. Sie haben entweder einen roten Riesen, der alle nahe gelegenen Gasriesen kocht, bevor sich der Zwerg bildet, oder Sie haben zwei weiße Zwerge, die zu einem blauen Zwerg verschmelzen, was ein Vorläufersystem aus zwei nahe binären Sternen erfordert, die eng umlaufende zirkumbinäre Planeten verbieten.

Ich vermute, dass sich für die Bildung eines Planeten, der größer als der Wirtsstern ist, der Gasriese nach der Bildung des Zwergsterns irgendwie nach innen wandern muss.