अपने मेजबान तारे से बड़े ग्रहों का अस्तित्व?

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~ 0.5 वृहस्पति द्रव्यमान और 80 बृहस्पति द्रव्यमान (भूरी बौनों और लाल बौनों के माध्यम से गैस दिग्गज) के बीच वस्तुओं का द्रव्यमान क्षेत्र वस्तु व्यास के साथ लगभग समतल संबंध द्वारा टाइप किया जाता है। वहाँ ग्रह हैं जो कुछ सबसे छोटे सितारों से बड़े हैं।

EBLM-J0555-57 ज्ञात सबसे छोटा (वर्तमान में फ़्यूज़िंग) तारा, शनि की तुलना में थोड़ा बड़ा ( 85000 बृहस्पति के द्रव्यमान के साथ लगभग 59000 किमी के दायरे में) अनुमानित है।

ज्ञात है कि सबसे बड़े ग्रहों में से एक, जो भूरे रंग का बौना नहीं है, WASP-79b का अनुमान है कि यह बृहस्पति के द्रव्यमान का दोगुना बृहस्पति के व्यास का दोगुना है। समान माप वाले कई हॉट ज्यूपिटर और पफी ग्रह ज्ञात हैं।

ऐसे सिस्टम होने की कितनी संभावना है जहां एक ग्रह अपने मेजबान स्टार से बड़ा है? क्या कोई उदाहरण ज्ञात हैं?

मैं वर्तमान में केवल फ़्यूज़िंग सितारों की तलाश कर रहा हूं, जो पल्सर ग्रहों को नियंत्रित करता है, आदि।

— Ingolifs
स्रोत

क्या आप शुद्ध रूप से द्रव्यमान पर जा रहे हैं, या आप त्रिज्या द्वारा जाएंगे, एक "युवा" ग्रह की अनुमति देगा जिसका गैस या धूल क्षेत्र अभी भी सहवास प्रक्रिया के माध्यम से जा रहा है? (ऐसा नहीं है कि मुझे पता नहीं है कि उन लोगों को कैसे ढूंढना है)

— कार्ल विटथॉफ्ट

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यह त्रिज्या से होना है, क्योंकि ग्रह हमेशा ग्रहों की तुलना में अधिक बड़े होते हैं।

— ingolifs

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प्रश्न का उत्तर उस ग्रह की सटीक परिभाषा पर निर्भर करता है जिसका उपयोग किया जाता है।

एक संभावित उदाहरण एल बौना 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) है और इसका ग्रह 2M 0746 + 20 b है ।

ग्रह की त्रिज्या तारे के त्रिज्या से 12% अधिक है।

\begin{array}{lll} द्रव्यमान & त्रिज्या \\ ग्रह & 12.21 \cdot म_{जे} & 0.970 \cdot {आर}_{जे} \\ सितारा & 83.79 \cdot म_{जे} & 0.089 \cdot {आर}_{एस यू n} = 0.866 \cdot {आर}_{जे} \end{array}

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

नोट: सूचित ग्रह का द्रव्यमान $12.21 (± 0.4) \cdot M_J$ 13 बृहस्पति द्रव्यमान के ड्यूटेरियम जलने की सीमा से थोड़ा नीचे है।

— aventurin
स्रोत

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चूँकि सबसे छोटे तारे अभी भी गैस विशाल ग्रहों के आकार के होते हैं, इसलिए यह सवाल समाप्त हो जाता है कि क्या गैस दिग्गज सितारों के आसपास मुख्य अनुक्रम के नीचे मौजूद हैं। कम द्रव्यमान वाले सितारों के आस-पास गैस विशालकाय ग्रह दुर्लभ हैं, हालांकि लंबे समय तक रहने वाले लोग प्रतीत होते हैं। इसका मतलब यह है कि सिस्टम में प्रश्न के लिए सबसे बड़ा ग्रह त्रिज्या बृहस्पति के समान होने वाला है, बजाय फुलाए हुए गर्म बृहस्पति के। ग्रहों के ठंडा होने और सिकुड़ने से पहले बहुत कम युवा प्रणालियों का एक अपवाद होगा, लेकिन उस स्थिति में भी तारा अनुबंधित रहेगा ताकि आप वहां जीत न पाएं।

एक समस्या यह है कि ये तारे बेहद धुंधले होते हैं, इसलिए रेडियल वेलोसिटी विधि मुश्किल है - यह एक बार और अधिक आरवी इंस्ट्रूमेंट्स को बदल सकता है जो इन्फ्रारेड में काम करते हैं (जैसे हैबिटेबल ज़ोन प्लैनेट फाइंडर ) ऑनलाइन। इन तारों के चारों ओर विशाल ग्रहों की लंबी परिक्रमा अवधि का भी पता लगाने के लिए लंबे समय तक अवलोकन के समय की आवश्यकता होगी। दुर्भाग्य से लंबे समय तक कक्षीय अवधि असंभाव्य हो जाएगी, इसलिए शायद हम ग्रह की त्रिज्या का निर्धारण नहीं कर पाएंगे और यह निश्चित रूप से नहीं जान पाएंगे कि ग्रह तारा से बड़ा है।

प्रत्यक्ष इमेजिंग ने कुछ ज्यूपिटर जनता की कुछ वस्तुओं को हाइड्रोजन-जलने की सीमा के निकट वस्तुओं से काफी व्यापक पृथक्करणों में देखा है, जैसे 2MASS J02192210-3925225 एक वस्तु के साथ ड्यूटेरियम-बर्निंग सीमा 0.1 सौर द्रव्यमान तारे से 150 AU पर स्थित है। । यह पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है कि इन वस्तुओं को क्या कहा जाए और वे ग्रहों के बजाय बहुत कम द्रव्यमान वाले भूरे रंग के बौने हो सकते हैं। इसके अलावा ये सिस्टम इतने युवा हैं कि सितारों ने अभी तक अपने मुख्य अनुक्रम रेडी से अनुबंध नहीं किया है। कम द्रव्यमान वाले सितारों के लिए इसमें कई अरब साल लग सकते हैं, जिस समय तक ग्रह शांत हो गए होंगे और बहुत कम (और कम पता लगाने योग्य) हो जाएंगे। इस तरह की व्यापक-पृथक्करण प्रणालियां तारकीय मुठभेड़ों से बाधित हो सकती हैं।

इस तरह की प्रणालियों का पता लगाने के लिए काम करने वाला अन्य दृष्टिकोण गुरुत्वाकर्षण माइक्रोलेंसिंग है , जो सिस्टम स्नोलाइन के पास की वस्तुओं को खोजने के लिए जाता है, अर्थात हमारे ग्रह मंडल के समान तराजू पर। उस तरह की प्रणाली का एक उदाहरण जिसका एक ग्रह अपने तारे से बड़ा हो सकता है, KMT-2016-BLG-1107Lb है , जहाँ पैरामीटर ~ 3.3 बृहस्पति द्रव्यमान ग्रह को ~ 0.34 AU पर ~ 0.087 सौर द्रव्यमान तारे की परिक्रमा करने का सुझाव देते हैं। दुर्भाग्य से मापदंडों में अनिश्चितता आमतौर पर बड़ी होती है क्योंकि लेंस सिस्टम आमतौर पर अदृश्य होते हैं। इसका मतलब यह है कि हमारे पास त्रिज्या जानकारी नहीं है, इसलिए हम यह सुनिश्चित नहीं कर सकते कि यह प्रणाली निश्चित रूप से अपने तारे से बड़ा ग्रह है।

तो ऐसा लगता है कि सिस्टम मौजूद हैं जहां एक ग्रह मुख्य-अनुक्रम वाले स्टार की तुलना में बड़ा हो सकता है, हालांकि अब तक आवश्यक अवलोकन करने में कठिनाई के कारण कोई पुष्टि नहीं हुई है।

— antispinwards
स्रोत

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लाल बौनों से परे, एक और संभावना एक ग्रह है जो एक प्रकार के बी सबडर्फ़ स्टार की परिक्रमा करता है ।

ऐसे सितारों की कुछ विशेषताएं:

हीलियम के लगभग पूरी तरह से बनाया
दो सफेद बौनों के विलय के माध्यम से या कुछ लाल दिग्गजों के विकास में एक विशिष्ट बिंदु पर सोचा जाना चाहिए
तापमान 20,000 K से 40,000 K तक होता है
सूर्य की चमक 10 से 100 गुना के बीच होती है
द्रव्यमान आमतौर पर सूर्य के द्रव्यमान से 0.5 गुना अधिक है
त्रिज्या सूर्य के त्रिज्या के लगभग 0.15-0.25 गुना है

यह त्रिज्या सीमा इसे सबसे बड़े ग्रहों की त्रिज्या (~ 0.2 गुना सौर त्रिज्या) के ओवरलैप में डालती है। चूंकि पूर्वज तारा (s) अधिक विशाल है, इसलिए इससे प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क में गैस दिग्गजों के बढ़ने की संभावना बढ़ जाती है। तब सवाल यह हो जाता है: "क्या एक गैस दिग्गज अपने भीतर के तारे के तंत्र के लिए अपना रास्ता खोज सकता है ताकि वह फुफकार सके?"

ग्रहों के साथ दो प्रकार-बी Subdwarf तारे ज्ञात हैं। V391 पेगासी शायद ग्रह-से-स्टार की कसौटी को पूरा करने के सबसे करीब है। ~ 1.7 AU पर तारा की परिक्रमा 2.5 - 3.99 है $M_j$ गैस दानव। यह गैस विशाल सूर्य से प्रति वर्ग मीटर अपने तारे से अधिक ऊर्जा प्राप्त करेगा, लेकिन यह ग्रह के लिए पर्याप्त रूप से गर्म होने के लिए पर्याप्त रूप से गर्म होने के लिए पर्याप्त रूप से 'पफी ’बनने की संभावना नहीं है, ताकि तारा का आकार 2.3 से आगे निकल जाए $R_j$ ।

अन्य ज्ञात उदाहरण केपलर -70 है , बल्कि एक उत्सुक तारा जो एक लाल विशाल का अवशेष प्रतीत होता है। केपलर 70 प्रणाली बहुत कॉम्पैक्ट है, जिसमें दो छोटे (उप-पृथ्वी त्रिज्या) ग्रहों की क्रमशः 5 और 8 घंटे की एक फुर्तीली-तेज अवधि के साथ परिक्रमा की जाती है। (दिलचस्प रूप से, इन ग्रहों को अपने मेजबान तारे को ग्रहण करने के द्वारा नहीं पाया गया था, बल्कि चमक में समय-समय पर वृद्धि के रूप में वे तारे के पीछे परिक्रमा करना शुरू करते हैं। इन दोनों ग्रहों की सतह क्रमशः सूर्य, 7,600 के और 6,800 K से अधिक गर्म है। ) इन ग्रहों को गैस दिग्गजों के अवशेष के रूप में वर्गीकृत किया जाता है, जो इसके विशालकाय विशाल चरण के दौरान तारे के अंदर होने से वाष्पित हो गए थे।

इन टो उदाहरणों से, मैं यह निष्कर्ष निकालता हूं कि छोटे प्रकार-बी सबडर्फ़ तारे के आसपास गैस के दिग्गज होने में कोई कठिनाई नहीं है, हालाँकि पफी ग्रह बनने के लिए उन्हें करीब लाने के लिए तंत्र समस्याओं से भरा है। आपके पास या तो एक लाल विशालकाय है जो सबडर्फ़ रूपों से पहले सभी पास के गैस दिग्गजों को उबालता है, या आपके पास दो सफेद बौने हैं जो एक नीले सबडवार में विलीन हो जाते हैं, जिसके लिए दो करीब-बाइनरी सितारों के एक पूर्वजन्म प्रणाली की आवश्यकता होती है जो परिधि ग्रहों की परिक्रमा को रोकते हैं।

मुझे एक ग्रह-से-बड़े-होस्ट-स्टार सिस्टम के निर्माण के लिए संदेह है, गैस के विशालकाय को सबडवारफ स्टार के गठन के बाद किसी तरह अंदर की ओर पलायन करना पड़ता है।

— Ingolifs
स्रोत

V391 पेगासी बी एक सुरक्षित पहचान नहीं है - स्टार के विभिन्न मोड एक-दूसरे के साथ आउट-ऑफ़-फ़ेज़ बदलते प्रतीत होते हैं जो ऐसा नहीं होगा यदि ऑर्बिटिंग प्लैनेट की वजह से समय की विविधताएँ होती हैं, तो सिल्वोटी एट अल देखें। (2018) है । केप्लर -70 के आसपास का दावा किया ग्रह प्रणाली भी संदेह में है, क्रिजेन्स्की (2015) देखें ।

— antispinwards

काश, विकिपीडिया लेख पर तंग त्रुटि सलाखों ने इन ग्रहों की निश्चितता पर गलत विश्वास

— दिलाया