¿Existencia de planetas más grandes que su estrella anfitriona?

La región de masa de los objetos entre ~ 0.5 masas de Júpiter y 80 masas de Júpiter (gigantes de gas hasta enanas marrones y enanas rojas) se caracteriza por una relación casi plana con el diámetro del objeto. Hay planetas que son más grandes que algunas de las estrellas más pequeñas.

Se estima que la estrella más pequeña (actualmente fusionada ) conocida, EBLM-J0555-57 , es ligeramente más grande que Saturno (a un radio de aproximadamente 59000 km con 85 veces la masa de Júpiter).

WASP-79b , uno de los planetas más grandes conocidos que no se sospecha que sea una enana marrón, se estima que tiene el doble del diámetro de Júpiter a 0,9 veces la masa de Júpiter. Se conocen muchos júpiter calientes y planetas hinchados con medidas similares.

¿Qué posibilidades hay de que haya sistemas en los que un planeta sea más grande que su estrella anfitriona? ¿Hay algún ejemplo conocido?

Estoy buscando solo estrellas que se fusionen actualmente, lo que descarta planetas púlsar, etc.

La respuesta a la pregunta depende de la definición exacta del planeta que se utiliza.

Un posible ejemplo es el enano L 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) y su planeta 2M 0746 + 20 b .

El radio del planeta es 12% mayor que el radio de la estrella.

Nota: La masa del planeta reportada de está ligeramente por debajo del límite de quema de deuterio de 13 masas de Júpiter.$12.21 (± 0.4) \cdot M_J$

Dado que las estrellas más pequeñas siguen siendo del tamaño de planetas gigantes gaseosos, la pregunta termina en si los gigantes gaseosos existen alrededor de las estrellas en la parte inferior de la secuencia principal. Los planetas gigantes de gas cercanos son raros alrededor de las estrellas de baja masa, aunque parece haber otras de período largo. Esto significa que los radios planetarios más grandes para los sistemas en cuestión serán similares a Júpiter, en lugar de Júpiter caliente inflado. Una excepción sería el caso de sistemas muy jóvenes antes de que los planetas se enfríen y encojan, pero en ese caso la estrella también se contraería, por lo que probablemente no ganes allí.

Un problema es que estas estrellas son extremadamente débiles, por lo que el método de velocidad radial es complicado: esto puede cambiar un poco una vez más los instrumentos de RV que operan en el infrarrojo (por ejemplo, el Buscador de Planetas de Zona Habitable ) se conectan. Los largos períodos orbitales para los planetas gigantes alrededor de estas estrellas también requerirían tiempos de observación más largos para hacer una detección. Lamentablemente, los largos períodos orbitales harían improbables los tránsitos, por lo que probablemente no podríamos determinar el radio del planeta y no sabríamos con certeza que el planeta es más grande que la estrella.

La imagen directa ha detectado algunos objetos de unas pocas masas de Júpiter en separaciones bastante amplias de objetos cerca del límite de combustión de hidrógeno, por ejemplo, 2MASS J02192210-3925225 con un objeto en el límite de combustión de deuterio se encuentra a aproximadamente 150 UA de una estrella de masa solar de 0.1 . No está del todo claro cómo llamar a estos objetos y pueden ser enanas marrones de muy baja masa en lugar de planetas. Además, estos sistemas son tan jóvenes que las estrellas aún no se han contraído a sus radios de secuencia principal. Para las estrellas de baja masa, esto puede tomar varios miles de millones de años, momento en el cual los planetas se habrán enfriado y se volverán mucho más débiles (y menos detectables). Este tipo de sistemas de separación amplia también puede terminar siendo interrumpido por encuentros estelares.

El otro enfoque que funciona para detectar este tipo de sistemas es la microlente gravitacional , que tiende a encontrar objetos cerca de la línea de nieve del sistema, es decir, en escalas más similares a nuestro sistema planetario. Un ejemplo del tipo de sistema que podría tener un planeta más grande que su estrella es KMT-2016-BLG-1107Lb , donde los parámetros sugieren un planeta de masa de ~ 3.3 Júpiter en órbita alrededor de una estrella de masa solar de ~ 0.087 a ~ 0.34 UA. Desafortunadamente, las incertidumbres en los parámetros son típicamente grandes porque los sistemas de lentes son generalmente invisibles. Esto significa que tampoco tenemos información de radio, por lo que no podemos decir con certeza que este sistema definitivamente tenga un planeta más grande que su estrella.

Por lo tanto, parece que existen sistemas en los que un planeta puede ser más grande que la estrella de la secuencia principal que orbita, aunque hasta ahora no hay un caso confirmado debido a la dificultad de hacer las observaciones necesarias.

Más allá de las enanas rojas, otra posibilidad es la de un planeta que orbita una estrella de tipo B subenana .

Algunas características de tales estrellas:

• Compuesta casi en su totalidad por helio.
• Se cree que se formó a través de la fusión de dos enanas blancas o en un punto específico en la evolución de algunos gigantes rojos
• Las temperaturas oscilan entre 20,000 K y 40,000 K
• El brillo es entre 10 y 100 veces el brillo del sol.
• La masa es típicamente ~ 0.5 veces la masa del sol
• El radio es alrededor de 0.15-0.25 veces el radio del sol

Este rango de radio lo superpone al radio de los planetas más grandes (~ 0.2 veces el radio solar). Dado que la (s) estrella (s) progenitora (s) es más masiva, aumenta la probabilidad de que se formen gigantes gaseosos en el disco protoplanetario. La pregunta entonces es: "¿Puede un gigante gaseoso encontrar su camino hacia el sistema estelar interno para poder inflarse?"

Se conocen dos estrellas enanas tipo B con planetas. V391 Pegasi es quizás el más cercano al cumplimiento del criterio de planeta más grande que la estrella. Orbitando la estrella a ~ 1.7 UA hay un gigante gaseoso de 2.5 - 3.99 . Este gigante gaseoso recibirá más energía de su estrella por metro cuadrado que la Tierra del Sol, pero esto no es lo suficientemente probable para que el planeta se caliente lo suficiente como para estar lo suficientemente 'hinchado' como para alcanzar el tamaño de la estrella de 2.3 .$M_j$$R_j$

El otro ejemplo conocido es Kepler-70 , una estrella bastante curiosa que parece ser el remanente de un gigante rojo. El sistema Kepler 70 es muy compacto, con los dos planetas pequeños (radio subterráneo) orbitando con un período extremadamente rápido de 5 y 8 horas respectivamente. (Fascinantemente, estos planetas no se detectaron eclipsando a su estrella anfitriona, sino más bien por el aumento periódico de la luminosidad a medida que comienzan a orbitar detrás de la estrella. Ambos planetas tienen superficies más calientes que el Sol, 7.600 K y 6.800 K respectivamente. ) Se teoriza que estos planetas son los restos de gigantes gaseosos que se evaporaron al estar dentro de la estrella durante su fase gigante roja.

A partir de estos ejemplos de remolque, llego a la conclusión de que no hay dificultad en tener gigantes gaseosos alrededor de pequeñas estrellas subenanas de tipo B, aunque los mecanismos para acercarlos lo suficiente como para convertirse en planetas hinchados están plagados de problemas. O tienes un gigante rojo que hierve todos los gigantes gaseosos cercanos antes de que se forme la subenana, o tienes dos enanas blancas que se fusionan en una subenana azul, lo que requiere un sistema progenitor de dos estrellas binarias cercanas que prohíben los planetas circumbinarios en órbita cercana.

Sospecho que para que se forme un sistema estelar de planeta más grande que la estrella anfitriona, el gigante gaseoso tiene que migrar hacia adentro de alguna manera después de la formación de la estrella subenana.