호스트 스타보다 큰 행성이 ​​있습니까?

~ 0.5 Jupiter mass와 80 Jupiter mass 사이의 물체의 질량 영역 (갈색 거성과 붉은 왜성에 이르는 가스 거인)은 물체 지름과 거의 평평한 관계로 대표됩니다. 가장 작은 별보다 큰 행성이 ​​있습니다.

알려진 가장 작은 (현재 융합 된) 별인 EBLM-J0555-57 은 토성보다 약간 더 큰 것으로 추정됩니다 ( 주름 질량의 85 배인 반경 약 59000km).

WASP-79b 는 갈색 왜성이 의심되는 것으로 알려진 가장 큰 행성 중 하나로서 목성 질량의 0.9 배에서 목성의 지름의 두 배인 것으로 추정됩니다. 비슷한 측정을 가진 많은 목성과 푹신한 행성 이 알려져 있습니다.

행성이 호스트 스타보다 큰 시스템이있을 가능성은 얼마나됩니까? 알려진 예가 있습니까?

나는 현재 펄서 행성 등을 배제하는 별들만 융합하고 있습니다.

질문에 대한 답은 사용되는 행성의 정확한 정의에 달려 있습니다.

가능한 예는 L dwarf 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) 및 행성 2M 0746 + 20 b 입니다.

행성의 반경은 별의 반경보다 12 % 더 큽니다.

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

참고 :보고 된 행성 질량 $12.21 (± 0.4) \cdot M_J$ 13 목성 질량의 중수소 연소 한계보다 약간 낮습니다.

가장 작은 별은 여전히 ​​가스 거대 행성의 크기이기 때문에, 문제는 주 계열의 맨 아래에있는 별 주위에 가스 거인이 존재하는지 여부에 달려 있습니다. 근접한 거대한 행성은 낮은 질량의 별 주변에서는 드물지만, 기간이 긴 행성 인 것 같습니다. 이는 문제가되는 시스템의 가장 큰 행성 반지름이 팽창 된 뜨거운 목성보다는 목성과 유사하다는 것을 의미합니다. 행성이 식고 수축하기 전에 아주 어린 시스템의 경우는 예외이지만,이 경우에는 별이 여전히 수축되어 있으므로 이기지 못할 수도 있습니다.

문제는이 별들이 매우 희미하여 방사형 속도 방법이 까다 롭다는 것입니다. 적외선에서 작동하는 RV 기기 (예 : 서식지 구역 행성 측정기 )가 온라인으로 전환되면 조금 더 변경 될 수 있습니다 . 이 별 주위의 거대 행성에 대한 긴 궤도 기간은 탐지를 위해 더 긴 관측 시간을 필요로합니다. 불행히도 궤도 궤도가 길면 통과 가능성이 낮아 지므로 아마도 우리는 행성의 반지름을 결정할 수없고 행성이 별보다 크다는 것을 확실히 알지 못할 것입니다.

직접 이미징은 수소 연소 한계 근처의 물체와 상당히 넓은 간격으로 소수의 목성 덩어리의 물체를 발견했습니다. 예를 들어 중수소 연소 한계의 물체가있는 2MASS J02192210-3925225 는 0.1 태양 질량 별에서 약 150AU 에 있습니다 . 이러한 물체를 무엇이라고 부를지는 명확하지 않으며 행성보다는 질량이 매우 적은 갈색 왜소한 것일 수 있습니다. 또한이 시스템은 너무 어려서 별들이 아직 주 계열 반지름으로 수축되지 않았습니다. 질량이 적은 별의 경우,이 행성은 수십억 년이 걸릴 수 있으며,이 시간이 지나면 행성이 냉각되어 훨씬 희미 해집니다 (감지하기 어렵게 됨). 이러한 종류의 넓은 분리 시스템은 또한 혹독한 만남으로 인해 혼란을 겪을 수 있습니다.

이러한 종류의 시스템을 감지하는 데 사용되는 다른 방법은 중력 미세 렌즈 법으로 , 시스템 스노 라인 근처에서 물체를 찾는 경향이 있습니다. 즉, 행성계와 더 유사한 스케일입니다. 별보다 큰 행성을 가질 수있는 종류의 시스템의 예는 KMT-2016-BLG-1107Lb 이며, 여기서 매개 변수는 ~ 0.34 AU에서 ~ 0.087 태양 질량 별을 공전하는 ~ 3.3 목성 질량 행성을 제안합니다. 불행하게도, 렌즈 시스템이 보통 보이지 않기 때문에 파라미터의 불확실성이 일반적으로 크다. 이것은 또한 반경 정보가 없기 때문에이 시스템이 별보다 큰 행성을 가지고 있다고 확신 할 수는 없습니다.

따라서 행성이 궤도를 도는 주 계열성보다 더 클 수있는 시스템이 존재하는 것처럼 보이지만 지금까지 필요한 관측을하기가 어려워 확인 된 사례는 없습니다.

붉은 왜성 외에, 또 다른 가능성은 B 형 난쟁이 별을 공전하는 행성 일 가능성이 있습니다.

그러한 별의 일부 특징 :

• 거의 전적으로 헬륨으로 구성
• 두 개의 백색 왜성의 합병 또는 일부 붉은 거인의 진화의 특정 지점에서 형성되는 것으로 생각
• 온도 범위는 20,000 K ~ 40,000 K
• 밝기는 태양 밝기의 10-100 배입니다.
• 질량은 일반적으로 태양 질량의 ~ 0.5 배입니다
• 반경은 태양 반경의 약 0.15 ~ 0.25 배입니다.

이 반지름 범위는 가장 큰 행성의 반지름과 겹칩니다 (태양 반지름의 ~ 0.2 배). 조상 별 (들)이 더 방대하기 때문에, 원생 행성 원반에서 가스 거인이 형성 될 가능성이 높아진다. 그 질문은 다음과 같습니다. "가스 거인이 퍼져 나갈 수 있도록 내부 별 시스템으로가는 길을 찾을 수 있습니까?"

행성이있는 2 종 B 형 난쟁이 별이 알려져 있습니다. V391 페 가시는 아마도 별보다 큰 행성 기준을 달성하는 데 가장 가까운 것일 것입니다. ~ 1.7 AU에서 별을 공전하는 것은 2.5-3.99입니다$M_j$거대한 가스. 이 가스 거인은 지구보다 태양에서보다 평방 미터당 별에서 더 많은 에너지를받을 것이지만, 이것은 행성이 2.3의 크기를 추월하기에 충분히 '부푼'해지기에 충분히 가열 되기에는 충분하지 않습니다.$R_j$.

다른 알려진 예는 Kepler-70으로 , 붉은 거인의 잔재로 보이는 다소 호기심 많은 별입니다. Kepler 70 시스템은 매우 작고, 두 개의 작은 (지구 반경) 행성이 각각 5 시간과 8 시간의 빠른 속도로 선회하고 있습니다. 놀랍게도이 행성들은 별 을 이탈하여 발견 된 것이 아니라 별 뒤에서 궤도를 돌기 시작 함에 따라 광도 가 주기적으로 증가 하는 것으로 탐지되었습니다 . )이 행성들은 붉은 거인 단계에서 별 내부에 존재하여 증발 한 가스 거인의 잔재로 이론화되었다.

이 토우 사례에서 나는 작은 B 형 난쟁이 별 주위에 가스 자이언트가있는 데 어려움이 없다고 결론을 내린다. 그러나 푹신한 행성이 될 수 있도록 그들을 가까워지게하는 메커니즘에는 문제가있다. 당신은 subward 형식 전에 모든 근처의 가스 거인을 끓이는 붉은 거인이 있거나, 푸른 subdwarf로 합쳐지는 두 개의 백색 왜성이 있습니다.

나는 별보다 더 큰 행성계가 형성 될 것으로 의심하고, 가스 거대는 난쟁이 별이 형성된 후 어떻게 든 안쪽으로 이동해야한다.