Есть ли планета больше звезды?

Ответ зависит от того, имеете ли вы в виду, что любая планета больше, чем любая звезда, или планета и звезда должны находиться в одной системе и быть обнаружены/измерены, а не только то, что они могут существовать в принципе.

Есть несколько известных планет с измеренным радиусом, который больше, чем звезды с наименьшей массой . Вот график от Chabrier et al. (2008) (и с тех пор будет добавлено много других данных), которые показывают основную картину. Это график массы-радиуса как для звезд, так и для экзопланет.

Оказывается, в нашей Солнечной системе есть несколько горячих юпитеров, радиус которых вдвое больше, чем у Юпитера. Вы можете найти примеры на exoplanets.org , такие как HAT P-67b и XO-6b. Эти планеты больше, чем предполагает теория для «холодной» экзопланеты, вероятно, из-за «инсоляции» (нагрева их родительской звездой) — например, Enoch et al. (2012) .

С другой стороны, самые маленькие звезды, чуть выше предела коричневых карликов$\sim 0.075M_\odot$, которые, по прогнозам, будут иметь радиус (по крайней мере, когда им исполнится миллиард лет и они достигнут главной последовательности), примерно в 1,3 раза больше, чем у Юпитера. В более старшем возрасте они могут стать еще меньше — размером с Сатурн (черная пунктирная линия).

С точки зрения измерений, в затменно-двойных системах есть объекты с малой массой, а также несколько звезд с очень малой массой, которые имеют интерферометрические радиусы. Например, сообщается, что Проксима Центавра (ближайшая к Солнцу звезда) имеет интерферометрический радиус$(0.145 \pm 0.011)R_\odot$(или 1,44 радиуса Юпитера) Демори и др. (2009) , так что это явно меньше, чем самые большие экзопланеты.

Если потребовать, чтобы экзопланета и звезда были частью одной и той же системы, то, хотя они в принципе могли бы существовать (согласно обсуждению выше), примеров нет (пока). Кривые на графике выше не зависят от типа звезды, вокруг которой вращается планета. Поэтому, в принципе, можно было бы$>1M_J$планету, которую можно найти на орбите (лишь чуть-чуть) меньшего $<0.1 M_\odot$звезда, даже если она получает ничтожную инсоляцию.

На практике гигантские экзопланеты редко встречаются вокруг звезд с малой массой, поэтому может пройти некоторое время, прежде чем будет найден пример. Однако близким кандидатом может быть GJ3512b, экзопланета с$M\sin i = 0.46 M_{\rm Jup}$(т.е. это минимальная масса, так как наклонение орбиты$i<90^{\circ}$), которая вращается вокруг звезды M5.5V, очень похожей на Проксиму Центавра ( Моралес и др. , 2019 ). Звезда имеет предполагаемый радиус$(0.139 \pm 0.005) R_\odot$и возраст, как полагают, составляет несколько миллиардов лет. Глядя на кривые на графике, холодная экзопланета с$i \sim 30^{\circ}$может быть сравнима по размеру со звездой. К сожалению, экзопланета не проходит транзитом, поэтому измерение радиуса невозможно, и маловероятно, что она раздута звездной инсоляцией, поскольку она находится на относительно широкой орбите вокруг слабой звезды.

Интересное предположение состоит в том, что у молодой экзопланеты больше шансов стать больше, чем у ее родительской звезды. Это связано с тем, что шкала времени сжатия гигантской планеты длиннее, чем шкала времени сжатия ее звезды до главной последовательности. Кривые на графике выше для 1 млрд лет и 10 млрд лет показывают этот эффект, но он еще более экстремальный для возрастов.$0.1$гыр. Таким образом, лучший шанс найти планеты больше, чем их звезды-хозяева, — это посмотреть на молодые системы в областях звездообразования. Некоторые из них, возможно, уже были обнаружены с помощью прямых изображений, хотя, на мой взгляд, эти довольно массивные «экзопланеты» ($>5$масс Юпитера), вращающихся на очень больших расстояниях ($>100$au) больше похожи на двойные коричневые карлики.

Если под «больше» вы имеете в виду массу без учета радиуса, то для обычной «звезды» ответ строго «нет ».

Звезда — это тело, достигшее стабильного состояния, в котором гравитационный коллапс уравновешивается ядерным синтезом в его ядре. «Планета», которая была бы больше (более массивной), чем звезда, имела бы ядро, достаточно горячее и плотное для начала синтеза, и поэтому была бы звездой. Звезда с меньшей массой, чем у планеты, не имела бы ядра, достаточно горячего и плотного для начала синтеза, и поэтому не была бы звездой!

Есть исключение: если вы готовы принять звездные остатки, такие как белые карлики и нейтронные звезды, как «звезды» (они горячие, но не происходит термоядерного синтеза), то они могут быть меньше (в диаметре), но намного массивнее (вес). чем планета.

Для удобства мы обычно считаем тела, масса которых в 13 раз превышает массу Юпитера, «планетами», а тела в 13–80 раз больше массы Юпитера — «коричневыми карликами» (у них нет значительного синтеза водорода в их ядрах, но имеют некоторое количество дейтерия и, возможно, литиевого сплава), а масса более чем в 80 раз больше массы Юпитера - это «звезды». По этому определению «звезды» должны быть массивнее планет.

Белый карлик был бы размером с луну или маленькую планету, но его масса примерно в 200-1300 раз превышает массу Юпитера. Нейтронные звезды еще более экстремальны, их размер сравним с астероидом, но масса составляет несколько тысяч юпитеров.

Известно, что есть планеты, вращающиеся вокруг нейтронных звезд. Планета будет физически больше звезды, но гораздо менее массивной. Примером является PSR B1257+B12 . Нейтронная звезда имеет радиус около 10 км и массу больше Солнца. Его планеты гораздо менее массивны, но размером примерно с Землю.

Красный карлик EBLM J0555-57Ab меньше Сатурна.

https://en.wikipedia.org/wiki/EBLM_J0555-57

Просто из теоретических принципов предположим, что есть некоторая масса$M_s$выше которого тело претерпевает гравитационный коллапс и становится звездой, а ниже — нет. Тело с массой$M_s+\epsilon$станет звездой, начнет синтез, затем излучает энергию, становясь телом с массой менее$M_s$. Тем не менее, он останется звездой; когда тело подвергается гравитационному коллапсу, его плотность увеличивается, а масса, необходимая для поддержания гравитационного коллапса, уменьшается. Должно быть излучено определенное количество энергии, прежде чем тело перестанет поддерживать термоядерный синтез. Таким образом, мы должны ожидать, что будет диапазон от$M_s$к чему бы ни была эта низшая масса, в которой существуют и планеты, и звезды.

Кроме того, имея четкую границу$M_s$будет зависеть от того, что все кандидаты в звезды с одинаковой массой будут одинаковыми с точки зрения плотности, состава, температуры и т. д. Различия в таких характеристиках будут еще одним фактором, создающим полосу массы «звезды или планеты».