Существует ли теоретический максимальный размер каменистых планет?

Оценки разнятся, но я буду осторожен и скажу, что радиус примерно в два радиуса Земли, скорее всего, является верхним пределом для каменистых планет.

Существует множество исследований, как теоретических, так и эмпирических, которые пытались решить эту проблему. Я попытаюсь обобщить результаты некоторых из них:

• Ламмер и др. 2014 : Эта группа сосредоточилась на планетах, теряющих свои «водородные оболочки» — газообразные слои водорода, которые они могут аккрецировать на ранних этапах своей жизни. Их расчеты показывают, что планеты с массой менее одной земной ($M_{\oplus}$) будет накапливать оболочки масс между$2.5 \times 10^{16}$а также$1.5 \times 10^{23}$килограммы. Последняя составляет около одной десятой массы Земли. Планеты с массами между$2M_{\oplus}$а также$5M_{\oplus}$могли накапливать конверты с массами между$7.5 \times 10^{20}$а также$1.5 \times 10^{28}$килограммов - значительно массивнее Земли! Однако это максимальная масса оболочки; Группа подсчитала, что планеты с массой менее$1M_{\oplus}$потеряли бы свои оболочки примерно через 100 миллионов лет. Они обнаружили, что планеты с массой более$2M_{\oplus}$сохранят свои оболочки и станут «газовыми карликами» или «мини-Нептунами» .
• Лопес и Фортни 2013 : Лопес и Фортни обработали данные Кеплера и смоделировали радиусы планет. Они определили, что планеты с радиусом менее$1.5R_{\oplus}$станут суперземлями, а планеты с радиусом более$2_{\oplus}$станут мини-Нептунами. Это предполагает ограничение радиуса$2R_{\oplus}$, хотя большинство планет земной группы, вероятно, будут находиться под$1.5R_{\oplus}$.
• Сигер и др. 2008 : Эта группа связала массу и радиус вместе на основе теоретических расчетов. В конце концов они пришли к уравнению $$M_s \approx \frac{4}{3} \pi R_s^3 \left[1+ \left(1-\frac{3}{5}n \right)\left(\frac{2}{3} \pi R_s^2 \right)^n \right]$$ куда$n$- некоторый заданный параметр и$M_s$а также$R_s$представляют собой массу и радиус, масштабированные значениями, зависящими от состава. Таким образом, можно сравнить работы Lammer et. др. и Лопес и Фортни, если$n$известен. Полученные значения зависят от материала, из которого сделана планета (см. примеры в Таблице 3), но похоже, что чистая силикатная планета будет иметь верхний предел$3R_{\oplus}$, в то время как океанский мир может достигать$4\text{-}5R_{\oplus}$.

я бы пошел примерно$2R_{\oplus}$как верхний предел для планет земной группы, хотя могут быть исключения в определенных смягчающих условиях.

Это для планет, которые с самого начала формируются как планеты земной группы. Как ни странно, газовые планеты могут стать планетами земной группы, если их внешние слои сдувает их родительская звезда, оставляя после себя объект, называемый хтонической планетой . Эти «планеты» не более чем ядро ​​газовой планеты. Существование хтонических планет не подтверждено, но они возможны.

Я должен добавить, что Сэмюэл также предложил$2M_{\oplus}$-limit в своем ответе ниже.

Поскольку мы говорим о планете, а не о звезде, мы можем вычислить верхнюю границу на основе максимально возможной массы, которую может иметь объект, при этом состоящий из атомов. Переход от состояния атома к атому произойдет, когда сила, удерживающая атомы друг от друга, будет преодолена силой гравитации. Как только гравитация станет слишком большой, наши атомы превратятся в вырожденную материю , сформировав белого карлика.

Последней противодействующей силой после межмолекулярных сил, образующих обычную твердую структуру атома, является давление вырождения электрона. Величина существующего давления электронного вырождения основана на средней молекулярной массе на электрон, которая равна$\mu_e$в этом уравнении для предела Чандрасекара:

Игнорируя все остальное, все из которых является постоянным по отношению к материалу, из которого сделан объект, мы можем видеть, что масса обратно пропорциональна ($\mu_e$).

Поскольку предел Чандрасекара составляет около 1,39 для звезд с железным ядром, то есть ядро ​​звезды начнет вырождаться, когда звезда превысит эту массу, мы можем использовать относительную плотность электронов железа по сравнению с нашим земным элементом. выбора, чтобы выяснить, насколько большим может быть наш объект. Кремний — это лучшее, что мы можем сделать, с 14 электронами и атомным весом 28. Возможно, мы сможем добиться большего успеха с каким-нибудь более легким изотопом, но тогда нам придется беспокоиться о том, что коллапс электронов унесет слишком много наших электронов и превратить нашу планету в нейтронную звезду. Сравнивая это с железом, ядро ​​большинства звезд, которые мы видим, превращается в сверхновую (железо не плавится, а вещество, которое плавитсяплавкий предохранитель удерживается давлением синтеза), который имеет атомный номер 26 и среднюю атомную массу 55,8, мы можем вычислить эффективную массу на электрон как 86,8% электрона, что дает нам максимальную массу для кремниевой планеты 1,60 сол .

Эта планета, конечно, никогда не сформировалась бы сама по себе. Объект такого размера обычно накапливает достаточно плотную атмосферу для термоядерного синтеза и представляет собой небольшую звезду. Обычные звезды также не производят столько кремния, если только они не очень большие, и в этом случае они будут производить его, а затем быстро превращать в железо, прежде чем стать сверхновой. Это, однако, предполагает, что вы можете собрать весь этот кремний и поместить его в одном месте, не собирая атмосферу, достаточно толстую, чтобы вытолкнуть его за край по массе и превратить в нейтронную звезду, самый большой шар земных элементов. возможно сделать. Другими словами, это теоретический максимальный размер каменистой планеты.

Проблема в том, что переход от «каменистого» к «газовому гиганту» четко не определен. Из этой статьи :

«Самой большой «земной» планетой обычно считается та, у которой нет слишком плотной атмосферы, что происходит при массе около 5-10 земных (что-то вроде 2 земных радиусов). Эти планеты больше похожи на Землю, чем на Нептун».

Таким образом, примерно через 10 масс Земли он начнет больше походить на газового гиганта, чем на планету земной группы. В статье, на которую вы уже ссылались, прокомментирован максимальный размер газовых гигантов.

... если столкнуть вместе около 80 юпитеров, вы получите такое же количество массы, как у наименьшей из возможных красных карликов. И вся эта масса сожмет и нагреет ядро, и оно загорится как звезда.

Вы вряд ли создадите на поверхности планеты существ, которые будут поедать другие планеты. Лучшим подходом может быть выращивание их в торе из солнечного газа или просто в жестком вакууме вокруг их родной звезды.

Хотя HDE 226868 является хорошим аргументом в пользу максимального размера каменистой планеты, основанного на том, что она содержит слишком много газа, чтобы считать ее земной, если она больше, это относится только к формированию планеты.

Давайте рассмотрим систему с суперпоясом астероидов, вращающимся вокруг большой планеты земного типа (вспомните Марс/наш пояс астероидов). Масса-изгой дает планете большой толчок в ее орбитальном направлении, отбрасывая высшую точку ее орбиты в пояс астероидов. . Со временем многие из этих астероидов дают ей такой удар, что период тяжелых бомбардировок Земли выглядит как пикник.

Поскольку они сформировались как более мелкие тела, они не сохранили водород и гелий газового гиганта.

Конечно, это маловероятный сценарий, но он не совсем невозможен, поэтому у вас может быть планета большего размера.

Как упоминалось в статье, на которую вы ссылаетесь, очень массивные звезды потенциально могут продолжать сплавлять элементы до железа. В конце концов, у звезды заканчивается материал для плавления, и она сбрасывает свою «оболочку», а ядро ​​разрушается. Согласно Википедии , если звезда имеет железное ядро ​​массой более 1,4 массы Солнца, это ядро ​​схлопнется в нейтронно-вырожденное вещество, известное как нейтронная звезда. С массой более 4 солнечных она сформирует черную дыру.

Таким образом, 1,4 массы Солнца — это, безусловно, верхняя граница. Однако железные ядра меньшего размера будут коллапсировать, образуя белые карлики, и я еще не нашел для этого предела размера. Но 1,4 массы Солнца почти наверняка не является наименьшей верхней границей.

Если вы возьмете очень легкие материалы, такие как углерод, кислород, немного водорода, литий, бор и так далее, вы, вероятно, сможете получить очень большую планету с очень активным ядром. Может быть, даже больше, чем Юпитер.

Но он стал бы нестабильным, если бы в него попала планета с большим железным ядром.

Если вы хотите что-то действительно большое и способное использовать планетарные материалы, я предлагаю пустую оболочку. Сфера Дайсона без звезды посередине.

Если у него есть жители, добывающие целые планеты, они, возможно, давно израсходовали водород для своих термоядерных реакторов, так что вам не нужно беспокоиться об этом — не говоря уже о том, что, расширив пустое пространство в оболочке, вы можете получить гравитацию на уровне ниже, где он будет притягивать весь пролетающий мимо водород.

Нет физического предела тому, насколько большой может быть такая структура, за исключением того, что оболочка может иметь только определенную прочность. Если он станет слишком прочным, он будет нагреваться, как планета, диаметр которой равен толщине оболочки или ее частей. Это означает, что близлежащие звезды (например, близкие к Земле) легко раскололи бы такую ​​оболочку, если бы она была слишком большой.

Я не смогу заниматься математикой, но полагаю, что во внешних частях галактики оболочка размером в несколько раз больше нашего Солнца могла бы легко подобраться достаточно близко к Земле, чтобы поглотить ее. Во внутренних частях галактики, где перемещение оказывает гораздо большее воздействие, оно, вероятно, должно быть несколько меньше.

Существует вероятность того, что планета достаточно велика, чтобы вызвать возникновение черной дыры. Если мы увеличим размер Земли до радиуса Солнца, она будет иметь массу 3,9 массы Солнца, а давление в ее ядре будет 8,75*10^11 атм. Радиус Шварцшильда был бы 11,5 км, если бы вся планета превратилась в черную дыру, но нам нужно сделать черную дыру, какой бы маленькой она ни была. Однако луч света, выпущенный из мертвого центра планеты, все же выйдет за пределы радиуса. Я выбрал Землю, так как ее ядро ​​состоит преимущественно из железа, а ядерный синтез железа является эндотермическим, поэтому он мог бы поглотить дополнительное тепло, которое замедлило бы коллапс планеты.

Если мы удвоим радиус планеты, мы в восемь раз увеличим ее массу. Сейчас его масса составляет 6,20*10^31 кг, а радиус Шварцшильда — 920 км. На этой планете с массой примерно в 312 солнц мы снова проведем тест светового луча, чтобы выяснить, сформируется ли там черная дыра. До сих пор нет кости. Нам нужна масса в 1000 масс Солнца, чтобы создать давление, необходимое для создания черной дыры, как в случае с квазизвездой. И любой такой большой объект, забудьте о том, что там может существовать жизнь.