¿A un gigante gaseoso es aproximadamente el mismo tamaño pero seis veces más masivo que Júpiter?

Question

Acabo de leer este artículo: http://www.sci-news.com/astronomy/science-kepler-432b-new-super-jupiter-exoplanet-02490.html

Y me preguntaba cómo podría ser esto posible?

Tal vez sea porque este gigante de gas no tiene la misma composición que el de Júpiter. Pero entonces, ¿por qué no es sólo casi enteramente compuesto de hidrógeno y helio como la mayoría de los gigantes de gas?

O tal vez es porque el más fuerte de la gravedad resultante de la masa adicional tiende a tratar para reducir el tamaño del planeta. Pero podría este efecto realmente completamente de contrarrestar el hecho de que más de la masa debería conducir a un aumento en el tamaño del planeta?

Answer 1

La razón es la degeneración de electrones de la presión.

Los núcleos de los planetas gigantes son lo suficientemente densa que la de los electrones en el gas ocupan aproximadamente el $h^3$ del espacio de fase de cada uno. El principio de exclusión de Pauli significa que todos ellos no pueden ocupar baja energía/el impulso de los estados. Esto significa que incluso a temperaturas relativamente frías el gas todavía puede ejercer una presión considerable debido a los ímpetus de los electrones.

Un degenerado gas se comporta en un anti-intuitivo, cuando se apoya una estrella o un planeta. Un simple argumento es el siguiente.

El potencial gravitacional $\Omega$ y la presión interna $P$ de un planeta en equilibrio están relacionados por el teorema del virial. $$ \Omega = -3 \int P\ dV,$$ La presión de un completo degenerado gas de electrones es proporcional a la densidad de $\rho$ a la potencia de 5/3; es decir $P \propto \rho^{5/3}$ y no depende de la temperatura. Este es un "duro ecuación de estado - el planeta se convierte en difícil de comprimir.

Si suponemos que el planeta tiene una densidad constante - un terrible aproximación, pero lo suficientemente bueno para un análisis dimensional, entonces $$ -\frac{3GM^2}{5R} = - 3 \int \frac{P}{\rho}\ dM \propto -3 \rho^{2/3} \int dM,$$ donde $M$ es la masa de la estrella y $\int dm = M$. Sustituyendo $\rho =3M/4\pi R^3$ para el promedio de la densidad, se puede ver fácilmente que $$ R \propto M^{-1/3}$$ es decir, una más estrella masiva apoyada por la degeneración de la presión es en realidad menor, a pesar de que la dependencia de la masa es débil.

Ahora los centros de gigante (exo)planetas no son completamente degenerados, y sus capas exteriores no son realmente degenerar a todos, por lo que este extraño comportamiento es algo moderado. Pero, sin embargo, existe un amplio rango de masas planetarias, desde abajo de una masa de Júpiter hasta decenas de Júpiter masas donde nos espera el radio de los planetas a ser más o menos similar.

El gráfico siguiente muestra algunos de los modelos teóricos en comparación con algunas observaciones de Chabrier et al. (2008). Esto abarca tanto a las estrellas y los planetas. Observe cómo los radios de las estrellas de baja masa, básicamente disminución (proporcional a la masa) como la masa se reduce y, por tanto,$\rho \propto M^{-2}$. Pero estos son apoyados por perfecta que la presión del gas. A medida que nos acercamos a la enana marrón régimen y la más interna de las densidades de los electrones ser (parcialmente) degeneran y el carácter de las curvas de cambios y se aplana.

Datos de exoplanetas en tránsito también se muestra. Ellos muestran una diversidad de radios en una determinada masa que no está completamente explicado en el tiempo actual. Algunos de es casi seguro que debido a la irradiación por el padre de la estrella (estos son casi todos los "Júpiter calientes"). Pero también puede haber efectos de la composición.

EDIT: En respuesta a Steve Everill puntos

Tenga en cuenta que el $R \propto M^{-1/3}$ comportamiento se aplica aproximadamente entre un par de masas de Júpiter y 70 Júpiter masas. En menor masas hay diversas formas de interacción con los iones, Thomas-Fermi correcciones, etc. que cambiar el ideal degenerados gas comportamiento y aplanar la relación. Esto significa que cuando trazamos la gráfica de la densidad frente a la masa de exoplanetas, encontramos que la densidad es proporcional a la masa (es decir, que la radio es aproximadamente constante). Ver más abajo - datos extraídos de exoplanets.org. A continuación una décima de Júpiter masa, la ecuación de estado se convierten en mucho más incompresible y el comportamiento de los cambios de nuevo.

Para el normal estrellas de baja masa, la temperatura central no varía mucho. Que es fijado por la ignición de los pp de la cadena. Por lo tanto la presión central es de $\propto \rho$ para un gas perfecto. Si inserta este en el trato que me dieron anteriormente para degenerar estrellas que puedes encontrar de que $R \propto M$ y, de hecho, el promedio de la densidad de estrellas de baja masa mayor.

Answer 2

No está realmente relacionado con tu pregunta, pero he leído que la más pesada de las enanas blancas son más pequeños que los claros enanas blancas y más pesado estrellas de neutrones se cree que son más pequeños que los ligeros. Cuando usted consigue que la cantidad de masa juntos, la gravedad tiende a ganar.

Incluso en la escala de la tierra o de Mercurio, el planeta de los núcleos son triturados en una mayor densidad. No estoy seguro de que los números exactos, pero el núcleo de la tierra puede ser hasta 50% más denso que el mismo material en la superficie. El núcleo de la Tierra tiene una densidad de alrededor de 13 G/Cm^3, en el que el Hierro de la densidad es de alrededor de 8 G/Cm^3 y el núcleo es de aproximadamente el 80% de hierro. El porcentaje de elementos más pesados podría lanzar mi estimado un poco, pero eso está en el rango de 50% más denso que sería en el estándar de la presión.