Densidades máximas y mínimas de gigantes gaseosos y gigantes de hielo

Aquí hay un gráfico que generé en 5 minutos en el sitio exoplanets.org

Para construir esto tomé planetas descubiertos por el método de tránsito y que tenían un$M \sin i$medido usando velocidades radiales. dividí el$M \sin i$por el seno del ángulo de inclinación medido (esto es necesario para evitar el uso de masas que han sido estimadas utilizando una supuesta relación masa-radio). El eje y es la densidad, que proviene directamente (y con bastante precisión) de las mediciones de tránsito. Por supuesto, los planetas en tránsito son los únicos con medidas de radio y densidad.

Debe hacer esto para evitar algunos valores muy inciertos que se dan para las masas planetarias que simplemente se han asumido a partir de una relación teórica masa-radio.

Como puede ver, existe una amplia dispersión (factor de tres) en la densidad a una masa dada para los Júpiter calientes (la mayoría de los planetas gigantes en tránsito son Júpiter calientes), pero existe una fuerte correlación. La densidad es mínima para unas pocas décimas de la masa de Júpiter, pero luego los planetas más pequeños (presumiblemente rocosos y helados, en lugar de gigantes gaseosos) parecen mostrar densidades más altas.

Recuerde, todos estos son exoplanetas en tránsito y, por lo tanto, orbitan predominantemente cerca de sus estrellas madre. ¡Podría haber sesgos y efectos de selección en el trabajo! Por ejemplo, aunque los núcleos de los gigantes gaseosos se rigen por la presión de degeneración y esto hace que la relación masa-radio teórica sea bastante plana, existe el efecto perturbador de la radiación de la estrella madre ("insolación") que puede hacer que algunos objetos sean más grandes. Incluso más allá de esto, parece haber una dispersión que es difícil de entender.

EDITAR: para una formulación empírica fácil de usar, puede probar las relaciones propuestas por el Laboratorio de Habitabilidad Planetaria .

Con respecto a los gigantes gaseosos, no hay límite de masa. Conceptualmente, ¿cuál es la diferencia entre una estrella más un gigante gaseoso de clase Júpiter frente a una estrella más una enana marrón frente a una estrella más una enana roja frente a un par binario de estrellas de más o menos la misma masa? Este es un espectro sin límites claros, sin límites claros.

Con respecto a la densidad, hay algo curioso sobre Júpiter: es tan grande, en cuanto a radio, como pueden llegar a ser los gigantes gaseosos y las enanas marrones. Agregue masa a un gigante gaseoso del tamaño de Júpiter y obtendrá un gigante gaseoso más masivo que tiene casi el mismo tamaño que Júpiter. Agregue aún más masa y obtendrá una enana marrón que es casi del mismo tamaño que Júpiter. Agregue aún más masa y obtendrá una pequeña enana roja que es casi del mismo tamaño que Júpiter. La relación masa-radio es muy, muy plana desde el gigante gaseoso de la masa de Júpiter hasta la enana roja más pequeña.