Existência de planetas maiores que sua estrela hospedeira?

A região de massa de objetos entre ~ 0,5 massas de Júpiter e 80 massas de Júpiter (gigantes gasosos até anãs marrons e vermelhas) é tipificada por uma relação quase plana com o diâmetro do objeto. Existem planetas por aí que são maiores do que algumas das menores estrelas.

Estima-se que a menor estrela (atualmente em fusão) conhecida, EBLM-J0555-57 , seja ligeiramente maior que Saturno (com um raio de 59.000 km com 85 vezes a massa de Júpiter).

Um dos maiores planetas conhecidos que não é uma anã marrom suspeita, estima -se que o WASP-79b seja duas vezes o diâmetro de Júpiter com 0,9 vezes a massa de Júpiter. Muitos júpiteres quentes e planetas inchados com medidas semelhantes são conhecidos.

Qual a probabilidade de haver sistemas em que um planeta é maior que sua estrela hospedeira? Existem exemplos conhecidos?

Estou procurando apenas estrelas que se fundem atualmente, o que exclui planetas pulsares, etc.

A resposta para a pergunta depende da definição exata de planeta que é usada.

Um exemplo possível é o anão L 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) e seu planeta 2M 0746 + 20 b .

O raio do planeta é 12% maior que o raio da estrela.

Nota: A massa planetária relatada de está ligeiramente abaixo do limite de queima do deutério de 13 massas de Júpiter.$12.21 (± 0.4) \cdot M_J$

Como as estrelas mais pequenas ainda são do tamanho de planetas gigantes gasosos, a questão acaba se sobre a existência de gigantes gasosos ao redor de estrelas na parte inferior da sequência principal. Planetas gigantes próximos a gás são raros em torno de estrelas de baixa massa, embora pareçam existir planetas de longo período. Isso significa que os maiores raios planetários dos sistemas em questão serão semelhantes a Júpiter, em vez de Júpiter quente inflado. Uma exceção seria o caso de sistemas muito jovens antes dos planetas esfriarem e encolherem, mas nesse caso a estrela também continuaria se contraindo para que você provavelmente não ganhasse lá.

Um problema é que essas estrelas são extremamente fracas, portanto o método da velocidade radial é complicado - isso pode mudar um pouco mais uma vez os instrumentos de RV que operam no infravermelho (por exemplo, o Localizador de Planetas da Zona Habitável ) ficam on-line. Os longos períodos orbitais dos planetas gigantes em torno dessas estrelas também exigiriam tempos de observação mais longos para serem detectados. Infelizmente, os longos períodos orbitais tornariam os trânsitos improváveis; portanto, provavelmente não poderíamos determinar o raio do planeta e não teríamos certeza de que o planeta é maior que a estrela.

A imagem direta detectou alguns objetos de algumas massas de Júpiter em separações razoavelmente amplas dos objetos próximos ao limite de queima de hidrogênio, por exemplo, 2MASS J02192210-3925225 com um objeto no limite de queima de deutério está localizado a cerca de 150 UA de uma estrela de massa solar de 0,1 . Não está totalmente claro o que chamar esses objetos e eles podem ser anãs marrons de massa muito baixa em vez de planetas. Além disso, esses sistemas são tão jovens que as estrelas ainda não se contraíram em seus raios principais de sequência. Para estrelas de baixa massa, isso pode levar vários bilhões de anos, quando os planetas terão esfriado e se tornado muito mais fracos (e menos detectáveis). Esse tipo de sistema de separação ampla também pode acabar sendo interrompido por encontros estelares.

A outra abordagem que funciona para detectar esse tipo de sistema é a microlente gravitacional , que tende a encontrar objetos próximos à linha de neve do sistema, ou seja, em escalas mais semelhantes ao nosso sistema planetário. Um exemplo do tipo de sistema que pode ter um planeta maior que sua estrela é o KMT-2016-BLG-1107Lb , onde os parâmetros sugerem um planeta em massa de ~ 3,3 Júpiter orbitando uma estrela de massa solar de ~ 0,087 a ~ 0,34 AU. Infelizmente, as incertezas nos parâmetros são geralmente grandes porque os sistemas de lentes geralmente são invisíveis. Isso significa que também não temos informações de raio, portanto não podemos dizer com certeza que esse sistema definitivamente possui um planeta maior que sua estrela.

Parece que existem sistemas onde um planeta pode ser maior que a estrela da sequência principal que orbita, embora até agora não haja um caso confirmado devido à dificuldade de fazer as observações necessárias.

Além anãs vermelhas, outra possibilidade é a de um planeta orbitando uma estrela do tipo B Estrela Subanã .

Algumas características de tais estrelas:

• Composto quase inteiramente de hélio
• Pensado para ser formado através da fusão de duas anãs brancas ou em um ponto específico na evolução de alguns gigantes vermelhos
• As temperaturas variam de 20.000 K a 40.000 K
• O brilho é entre 10 - 100 vezes o brilho do sol
• Massa é tipicamente ~ 0,5 vezes a massa do Sol
• O raio é de cerca de 0,15 a 0,25 vezes o raio do sol

Essa faixa de raio a sobrepõe ao raio dos maiores planetas (~ 0,2 vezes o raio solar). Uma vez que a (s) estrela (s) progenitora (s) é mais massiva, leva a uma maior probabilidade de formação de gigantes gasosos no disco protoplanetário. A pergunta então se torna: "Um gigante de gás pode encontrar seu caminho para o sistema estelar interno para poder inflar?"

$M_j$$R_j$

O outro exemplo conhecido é o Kepler-70 , uma estrela bastante curiosa que parece ser o remanescente de um gigante vermelho. O sistema Kepler 70 é muito compacto, com os dois pequenos planetas (raio da terra) orbitando com um período incrivelmente rápido de 5 e 8 horas, respectivamente. (De maneira fascinante, esses planetas não foram detectados eclipsando sua estrela hospedeira, mas pelo aumento periódico da luminosidade à medida que começaram a orbitar atrás da estrela. Ambos os planetas têm superfícies mais quentes que o Sol, 7.600 K e 6.800 K, respectivamente. ) Esses planetas são teoricamente os restos de gigantes gasosos que foram evaporados por estarem dentro da estrela durante sua fase gigante vermelha.

A partir desses exemplos, concluo que não há dificuldade em ter gigantes gasosos em torno de pequenas estrelas subdwarf tipo B, embora os mecanismos para trazê-los suficientemente perto para se tornarem planetas inchados estejam repletos de problemas. Você tem um gigante vermelho que ferve todos os gigantes gasosos próximos antes da forma da subdwarf ou tem duas anãs brancas que se fundem em uma subdwarf azul, o que requer um sistema progenitor de duas estrelas binárias próximas que proíbem planetas circumbinários próximos.

Suspeito que, para que um sistema de estrelas maiores do que o hospedeiro se forme, o gigante gasoso precisa migrar para dentro de alguma forma após a formação da estrela subdwarf.