Что произойдет, если подобная Солнцу звезда поглотит планету, подобную Юпитеру?

Существуют сценарии, в которых влияние аккреции планеты на солнцеподобную звезду будет действительно очень значительным, по крайней мере, в краткосрочной перспективе. В то время как количество массы, аккрецируемой звездой, было бы крошечным возмущением, количество аккрецированной энергии и / или углового момента может не быть таковым.

Сценарий 1: Сценарий, в котором горячий Юпитер просто падает на звезду с дальнего радиуса, безусловно, будет иметь серьезные краткосрочные последствия. Но кратковременность здесь означает по сравнению со временем жизни звезды.

Кинетическая энергия, скажем, Юпитера, падающего на поверхность звезды с расстояния (больше нескольких солнечных радиусов), была бы порядка$GM_{\odot}M_\mathrm{Jup}/R_{\odot} \sim 4\times 10^{38}$джоули.

Для сравнения, светимость Солнца$3.83 \times 10^{26}\ \mathrm{J/s}$.

Добавление такого большого количества энергии (если ей позволить термироваться) потенциально может повлиять на светимость Солнца на временных шкалах в десятки тысяч лет. Точные эффекты будут зависеть от того, где энергия депонируется. По сравнению с энергией связи звезды дополнительная энергия незначительна, но если энергия рассеивается в зоне конвекции, то кинетическая энергия совершала бы работу и поднимала конвективную оболочку. Другими словами, звезда увеличилась бы как по светимости, так и по радиусу. Если бы эффекты ограничивались только конвективной оболочкой, то она имела бы массу около$0.02 M_{\odot}$и поэтому может быть "поднят"$\sim 4\times 10^{38} R_{\odot}^2/GM_{\odot}M_{\rm conv} \sim 0.05 R_{\odot}$.

Таким образом, в этом сценарии звезда расширится и станет более яркой. Соответствующая шкала времени - это шкала времени Кельвина-Гельмгольца конвективной оболочки , которая имеет порядок$GM_{\odot}M_{\rm conv}/R_{\odot} L_{\odot} \sim$немного$10^5$годы.

Если бы планета каким-то образом выжила и пробила себе путь к центру звезды, то в зоне конвекции было бы выделено гораздо меньше энергии, и эффекты были бы меньше.

В более длительных временных масштабах звезда вернется к главной последовательности с радиусом и светимостью лишь немного больше, чем раньше, соизмеримо с ее крошечным (0,1%) увеличением массы.

Все это предполагает, что планета может оставаться неповрежденной при падении. Он, конечно, не «испарится» в этом сценарии прямого падения, но будет ли он разорван приливом, прежде чем он сможет исчезнуть под поверхностью? Предел Роша в порядке$R_{\odot} (\rho_{\odot}/\rho_{\rm Jup})^{1/3}$. Но средние плотности звезды и планеты (газового гиганта) почти одинаковы. Таким образом, кажется вероятным, что планета начнет разрываться приливом на части, но, поскольку в этот момент она движется к звезде со скоростью несколько сотен км/с, приливное разделение не может быть достигнуто до того, как она исчезнет под поверхностью.

Итак, мой вывод состоит в том, что сбрасывание Юпитера в звезду, подобную Солнцу, в этом сценарии было бы похоже на сбрасывание глубинной бомбы с отставанием в порядке.$10^{5}$лет до того, как стали очевидны все последствия.

Сценарий 2: Горячий Юпитер достигает предела Роша (чуть выше поверхности звезды), потеряв большое количество углового момента. В этом случае последствия могут ощущаться в масштабах человеческого времени.

В этом случае произойдет то, что планета будет (быстро) разорвана приливным полем, возможно, оставив существенное ядро. При радиусе орбиты$2 R_{\odot}$, период обращения составит около 8 часов, орбитальная скорость около$300\ \mathrm{km/s}$и орбитальный угловой момент около$10^{42}\ \mathrm{kg\ m^2\ s^{-1}}$. Если предположить полное разрушение, большая часть материала сформирует аккреционный диск вокруг звезды, поскольку он должен потерять часть своего углового момента, прежде чем сможет аккрецироваться.

Неясно, какая часть света звезды заблокирована. В основном это зависит от того, как материал распределяется в диске, особенно от высоты шкалы диска. Это, в свою очередь, зависит от баланса механизмов нагрева и охлаждения и, следовательно, от температуры диска.

Некоторая минимальная оценка может состоять в том, чтобы предположить, что диск плоский и равномерно распределен между поверхностью Солнца и$2R_{\odot}$и что она приближается к температуре солнечной фотосферы при$\sim 5000\ \mathrm K$. В этом случае площадь диска$3 \pi R_{\odot}^2$, с «реальной плотностью»$\sigma \sim M_{\rm Jup}/3\pi R_{\odot}^2$.

В гидростатическом равновесии высота шкалы будет$\sim kT/g m_\mathrm H$, где$g$гравитационное поле и$m_\mathrm H$масса атома водорода. Сила тяжести (самолета) будет$g \sim 4\pi G \sigma$. Ввод$T \sim 5000\ \mathrm K$, мы получаем высоту шкалы$\sim 0.1 R_{\odot}$.

Как долго останется аккреционный диск, я не знаю, как рассчитать. Это зависит от предполагаемой структуры вязкости и температуры, а также от того, сколько массы теряется в результате испарения/ветров. Аккрецированный материал излучает большую часть своей гравитационной потенциальной энергии, поэтому энергетические эффекты будут намного менее серьезными, чем в Сценарии 1. Однако звезда будет аккрецировать.$\sim 10^{42}\ \mathrm{kg\ m^2\ s^{-1}}$углового момента, который сравним с его текущим угловым моментом Солнца.

Таким образом, аккреция экзопланеты достаточна для значительного увеличения углового момента звезды, подобной Солнцу . В долгосрочной перспективе это резко повлияет на магнитную активность солнцеподобной звезды, увеличив ее от нескольких раз до порядка величины.

Это не будет иметь большого значения. Солнце имеет массу, которая в 1000 раз больше массы Юпитера. Добавление Юпитера к Солнцу изменит массу с$1.989\times10^{30}$к$1.991\times10^{30}$кг

Добавление большей массы к солнцу немного сократит жизнь солнца. Большая масса заставит ядро ​​сжиматься и нагреваться, увеличивая скорость ядерного синтеза. Солнце быстрее израсходует свое топливо. Большие звезды живут меньше времени.

Но относительно небольшая прибавка массы мало что изменила бы.