Existence de planètes plus grandes que leur étoile hôte?

La région de masse des objets entre ~ 0,5 masse Jupiter et 80 masses Jupiter (géantes gazeuses jusqu'aux naines brunes et naines rouges) est caractérisée par une relation presque plate avec le diamètre de l'objet. Il y a des planètes plus grandes que certaines des plus petites étoiles.

La plus petite étoile (actuellement en fusion) connue, EBLM-J0555-57 , est estimée être légèrement plus grande que Saturne (à environ 59000 km de rayon avec 85 fois la masse de Jupiter).

L'une des plus grandes planètes connues qui n'est pas une naine brune soupçonnée, WASP-79b est estimée à deux fois le diamètre de Jupiter à 0,9 fois la masse de Jupiter. De nombreux jupiteurs chauds et planètes gonflées avec des mesures similaires sont connus.

Quelle est la probabilité qu'il existe des systèmes où une planète est plus grande que son étoile hôte? Y a-t-il des exemples connus?

Je recherche uniquement des étoiles en fusion, ce qui exclut les planètes pulsar, etc.

La réponse à la question dépend de la définition exacte de la planète utilisée.

Un exemple possible est le nain L 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) et sa planète 2M 0746 + 20 b .

Le rayon de la planète est 12% plus grand que le rayon de l'étoile.

Remarque: La masse planétaire rapportée de $12.21 (± 0.4) \cdot M_J$ est légèrement inférieure à la limite de combustion de deutérium de 13 masses Jupiter.

Étant donné que les plus petites étoiles sont toujours de la taille des planètes géantes gazeuses, la question finit par se demander si les géantes gazeuses existent autour des étoiles au bas de la séquence principale. Les planètes géantes gazeuses proches sont rares autour des étoiles de faible masse, bien qu'il semble y en avoir à longue période. Cela signifie que les plus grands rayons planétaires pour les systèmes en question seront similaires à Jupiter, plutôt que des Jupiters chauds gonflés. Une exception serait le cas des très jeunes systèmes avant que les planètes ne refroidissent et ne rétrécissent, mais dans ce cas, l'étoile se contracterait également, donc vous n'y gagnerez probablement pas.

Un problème est que ces étoiles sont extrêmement faibles, donc la méthode de la vitesse radiale est délicate - cela peut changer un peu une fois de plus les instruments RV qui fonctionnent dans l'infrarouge (par exemple, le Habitable Zone Planet Finder ) sont mis en ligne. Les longues périodes orbitales des planètes géantes autour de ces étoiles nécessiteraient également des temps d'observation plus longs pour effectuer une détection. Malheureusement, les longues périodes orbitales rendraient les transits improbables, donc très probablement nous ne serions pas en mesure de déterminer le rayon de la planète et ne saurions pas avec certitude que la planète est plus grande que l'étoile.

L'imagerie directe a repéré quelques objets de quelques masses de Jupiter à des distances assez larges des objets proches de la limite de combustion d'hydrogène, par exemple 2MASS J02192210-3925225 avec un objet à la limite de combustion de deutérium situé à environ 150 UA d'une étoile de masse solaire 0,1 . On ne sait pas exactement comment appeler ces objets et ils peuvent être des naines brunes de très faible masse plutôt que des planètes. De plus, ces systèmes sont si jeunes que les étoiles ne se sont pas encore contractées à leur rayon de séquence principal. Pour les étoiles de faible masse, cela peut prendre plusieurs milliards d'années, moment où les planètes se seront refroidies et deviendront beaucoup plus faibles (et moins détectables). Ce type de systèmes à large séparation peut également être perturbé par des rencontres stellaires.

L'autre approche qui fonctionne pour détecter ce type de systèmes est la microlentille gravitationnelle , qui tend à trouver des objets près de la ligne de neige du système, c'est-à-dire à des échelles plus similaires à notre système planétaire. Un exemple du type de système qui pourrait avoir une planète plus grande que son étoile est KMT-2016-BLG-1107Lb , où les paramètres suggèrent une planète de masse de ~ 3,3 Jupiter en orbite autour d'une étoile de masse solaire de ~ 0,087 à ~ 0,34 AU. Malheureusement, les incertitudes dans les paramètres sont généralement importantes car les systèmes de lentilles sont généralement invisibles. Cela signifie que nous n'avons pas non plus d'informations sur le rayon, nous ne pouvons donc pas dire avec certitude que ce système a définitivement une planète plus grande que son étoile.

Il semble donc qu'il existe des systèmes où une planète peut être plus grande que l'étoile de la séquence principale qu'elle orbite, bien qu'il n'y ait jusqu'à présent aucun cas confirmé en raison de la difficulté de faire les observations nécessaires.

Au - delà des naines rouges, une autre possibilité est celle d'une planète en orbite autour d' une étoile de type B , .

Certaines caractéristiques de ces étoiles:

• Composé presque entièrement d'hélium
• Pensé pour être formé par la fusion de deux naines blanches ou à un moment précis de l'évolution de certaines géantes rouges
• Les températures varient de 20 000 K à 40 000 K
• La luminosité est comprise entre 10 et 100 fois la luminosité du soleil
• La masse est généralement ~ 0,5 fois la masse du Soleil
• Le rayon est d'environ 0,15-0,25 fois le rayon du soleil

Cette plage de rayons la place en chevauchement avec le rayon des plus grandes planètes (~ 0,2 fois le rayon solaire). Étant donné que la ou les étoiles progénitrices sont plus massives, cela entraîne une probabilité accrue de formation de géantes gazeuses dans le disque protoplanétaire. La question devient alors: "Une géante gazeuse peut-elle se frayer un chemin vers le système stellaire intérieur pour pouvoir gonfler?"

$M_j$$R_j$

L'autre exemple connu est Kepler-70 , une étoile plutôt curieuse qui semble être le vestige d'une géante rouge. Le système Kepler 70 est très compact, avec les deux petites planètes (rayon sous-terrestre) en orbite avec une période extrêmement rapide de 5 et 8 heures respectivement. (Fascinant, ces planètes n'ont pas été détectées en éclipsant leur étoile hôte, mais plutôt par l' augmentation périodique de la luminosité alors qu'elles commencent à orbiter derrière l'étoile. Ces deux planètes ont des surfaces plus chaudes que le Soleil, 7 600 K et 6 800 K respectivement. ) Ces planètes sont théoriquement les restes de géantes gazeuses qui se sont évaporées en étant à l'intérieur de l'étoile pendant sa phase géante rouge.

À partir de ces exemples de remorquage, je conclus qu'il n'y a aucune difficulté à avoir des géantes gazeuses autour de petites étoiles sous-naines de type B, bien que les mécanismes pour les amener suffisamment près pour devenir des planètes gonflées posent de nombreux problèmes. Vous avez soit une géante rouge qui fait bouillir toutes les géantes gazeuses à proximité avant les formes sous-naines, soit vous avez deux naines blanches qui fusionnent en une sous-naine bleue, ce qui nécessite un système progéniteur de deux étoiles proches binaires qui interdisent les planètes circumbinaires en orbite étroite.

Je soupçonne qu'un système de planète plus grande que l'hôte-étoile se forme, le géant gazeux doit migrer vers l'intérieur d'une manière ou d'une autre après la formation de l'étoile sub-naine.