তাদের হোস্ট স্টারের চেয়ে বড় গ্রহের অস্তিত্ব?

10

~ 0.5 বৃহস্পতি জন এবং 80 বৃহস্পতি জনগণের মধ্যে বস্তুর ভর অঞ্চল (বাদামী বামন এবং লাল বামন থেকে গ্যাস দৈত্য) অবজেক্ট ব্যাসের সাথে প্রায় সমতল সম্পর্ক দ্বারা টাইপ করা হয়। এখানে কিছু গ্রহ রয়েছে যা কিছু ক্ষুদ্র নক্ষত্রের চেয়ে বড়।

EBLM-J0555-57 হিসাবে পরিচিত সবচেয়ে ছোট (বর্তমানে ফিউজিং ) তারা শনি থেকে কিছুটা বড় বলে অনুমান করা হয় (বৃহস্পতির ভর দিয়ে প্রায় 59000 কিমি ব্যাসার্ধে)।

সন্দেহভাজন বাদামী বামন নয় এমন বৃহত গ্রহগুলির মধ্যে একটি, ডাব্লুএএসপি -79 বি বৃহস্পতির ব্যাসের বৃহস্পতি ব্যাসের দ্বিগুণ বলে 0.9 গুণ অনুমান করা হয়। একই রকম পরিমাপের সাথে অনেক হট জুপিটার এবং দমকা গ্রহ পরিচিত।

এমন কোনও সিস্টেমের সম্ভাবনা রয়েছে যেখানে কোনও গ্রহ তার হোস্ট স্টারের চেয়ে বড় হয়? কোন উদাহরণ জানা আছে?

আমি বর্তমানে কেবল নক্ষত্রের নক্ষত্রের সন্ধান করছি, যা পালসার গ্রহ ইত্যাদির বিধান দেয় etc.

— Ingolifs
সূত্র

আপনি কি সম্পূর্ণরূপে ভর নিয়ে চলেছেন, বা আপনি ব্যাসার্ধ দিয়ে চলে যাবেন, এমন কোনও "যুবক" গ্রহকে যার গ্যাস বা ধূলিকণা এখনও একত্রিতকরণ প্রক্রিয়াটির মধ্য দিয়ে চলছে? (

— এগুলি

3

এটি ব্যাসার্ধের দ্বারা হতে হবে, যেহেতু তারকারা সবসময় গ্রহের তুলনায় আরও বেশি বিশাল হয়।

— ইঙ্গোলিফস

4

প্রশ্নের উত্তর গ্রহটির সঠিক সংজ্ঞা ব্যবহার করা হয় যা নির্ভর করে।

এর সম্ভাব্য উদাহরণ হ'ল এল বামন 2M 0746 + 20 (2MASS J07464256 + 2000321) এবং এর গ্রহ 2M 0746 + 20 খ ।

গ্রহের ব্যাসার্ধ তারার ব্যাসার্ধের চেয়ে 12% বেশি।

\begin{array}{lll} Mass & Radius \\ Planet & 12.21 \cdot M_{J} & 0.970 \cdot R_{J} \\ Star & 83.79 \cdot M_{J} & 0.089 \cdot R_{S u n} = 0.866 \cdot R_{J} \end{array}

$\begin{array}{lll} \hline \text{} & \text{Mass} & \text{Radius}\\ \hline \text{Planet} & 12.21 \cdot M_J & 0.970 \cdot R_J\\ \text{Star} & 83.79 \cdot M_J & 0.089 \cdot R_{Sun} = 0.866 \cdot R_J\\ \hline \end{array}$

দ্রষ্টব্য: রিপোর্ট করা গ্রহের ভর $12.21 (± 0.4) \cdot M_J$ 13 বৃহস্পতির জনগণের ডিউটিরিয়াম জ্বলনের সীমা থেকে কিছুটা নীচে।

— aventurin
সূত্র

6

যেহেতু ক্ষুদ্রতম তারা এখনও গ্যাস জায়ান্ট গ্রহের আকার, তাই প্রশ্নটি শেষ হয় মূল সিকোয়েন্সের নীচে তারার চারপাশে গ্যাস জায়ান্ট রয়েছে কি না তা নিয়ে প্রশ্ন আসে। ক্লোজ-ইন গ্যাস জায়ান্ট গ্রহগুলি নিম্ন-ভরযুক্ত তারাগুলির চারপাশে বিরল, যদিও সেখানে দীর্ঘমেয়াদী রয়েছে বলে মনে হয়। এর অর্থ হ'ল উত্তপ্ত বৃহস্পতিদের তুলনায় বৃহত গ্রহের বৃহত্তর গ্রহটি বৃহস্পতির অনুরূপ হতে চলেছে rather গ্রহগুলি শীতল এবং সঙ্কুচিত হওয়ার আগে একটি খুব ব্যতিক্রম সিস্টেমের ক্ষেত্রে একটি ব্যতিক্রম হবে তবে সেই ক্ষেত্রে তারাটি এখনও চুক্তিবদ্ধ থাকবে যাতে আপনি সম্ভবত সেখানে জয়ী হন না।

একটি সমস্যা হ'ল এই তারাগুলি অত্যন্ত বেহুঁশ, তাই রেডিয়াল বেগ পদ্ধতিটি জটিল - এটি আরও একবার আরভি ইনস্ট্রুমেন্টগুলি চালিত করতে পারে যা ইনফ্রারেডে কাজ করে (যেমন অভ্যাসযোগ্য অঞ্চল প্ল্যানেট ফাইন্ডার ) অনলাইনে আসে। এই তারাগুলির চারপাশে দৈত্যাকার গ্রহের জন্য দীর্ঘ কক্ষপথ সময়কালের জন্য একটি সনাক্তকরণের জন্য আরও দীর্ঘ পর্যবেক্ষণের সময় প্রয়োজন। দুর্ভাগ্যক্রমে দীর্ঘ কক্ষপথটি ট্রানজিটকে অসম্ভব করে তোলে, তাই সম্ভবত আমরা গ্রহের ব্যাসার্ধ নির্ধারণ করতে সক্ষম হব না এবং নিশ্চিতভাবে জানতে পারি না যে গ্রহটি নক্ষত্রের চেয়ে বৃহত্তর।

ডাইরেক্ট ইমেজিং হাইড্রোজেন বার্নিং সীমাটির নিকটবর্তী বস্তুগুলি থেকে বেশ বিস্তৃত বিস্তারে কয়েকটি বৃহস্পতির জনগণের কয়েকটি বস্তুকে স্পর্শ করেছে, উদাহরণস্বরূপ, ডিউটরিয়াম -বার্নিং সীমাতে একটি বস্তুর সাথে 2MASS J02192210-3925225 একটি 0.1 সৌর ভর তারা থেকে প্রায় 150 এউ অবস্থিত । এই বিষয়গুলি কী বলবেন তা সম্পূর্ণরূপে পরিষ্কার নয় এবং এগুলি গ্রহগুলির তুলনায় খুব কম-ভর ব্রাউন বামন হতে পারে। তবুও এই সিস্টেমগুলি এত অল্প বয়স্ক যে তারকারা এখনও তাদের মূল অনুক্রম রেডিতে চুক্তিবদ্ধ হন নি। নিম্ন-ভরযুক্ত তারাগুলির জন্য এটি কয়েক বিলিয়ন বছর সময় নিতে পারে, যার ফলে গ্রহগুলি শীতল হয়ে যাবে এবং অনেক বেশি বেহুশ হয়ে উঠবে (এবং কম সনাক্তযোগ্য)। এই জাতীয় প্রশস্ত-বিচ্ছেদ সিস্টেমগুলি স্টার্লার এনকাউন্টার দ্বারা ব্যাহত হতে পারে।

এই ধরণের সিস্টেম সনাক্তকরণের জন্য যে অন্য পদ্ধতির কাজ করে তা হ'ল মহাকর্ষীয় মাইক্রোলেঞ্জিং , যা সিস্টেম স্নোলাইনের নিকটবর্তী বস্তুগুলি সন্ধান করে, অর্থাৎ আমাদের গ্রহ ব্যবস্থার তুলনায় আরও বেশি অনুরূপ আঁশগুলিতে। তার ধরণের চেয়ে বৃহত গ্রহ থাকতে পারে এমন সিস্টেমের একটি উদাহরণ হ'ল কেএমটি -2016-বিএলজি-1107Lb , যেখানে প্যারামিটারগুলি একটি ~ 3.3 বৃহস্পতি ভর গ্রহকে ~ ০.০87 ডলারে সৌর ভর নক্ষত্র প্রদক্ষিণ করে suggest দুর্ভাগ্যক্রমে পরামিতিগুলির মধ্যে অনিশ্চয়তা সাধারণত বড় কারণ লেন্স সিস্টেমগুলি সাধারণত অদৃশ্য থাকে। এর অর্থ আমাদের কাছে ব্যাসার্ধের তথ্যও নেই, তাই আমরা নিশ্চিতভাবে বলতে পারি না যে এই সিস্টেমে অবশ্যই তারার চেয়ে বড় একটি গ্রহ রয়েছে।

সুতরাং দেখে মনে হচ্ছে এমন সিস্টেমগুলির উপস্থিতি রয়েছে যেখানে কোনও গ্রহ মূল সিকোয়েন্সি তারাটির চেয়ে বড় হতে পারে এটি প্রদক্ষিণ করে, যদিও এখনও অবধি প্রয়োজনীয় পর্যবেক্ষণগুলি করতে অসুবিধার কারণে কোনও নিশ্চিত মামলা নেই।

— antispinwards
সূত্র

3

লাল বামন ছাড়াও, আরেকটি সম্ভাবনা হ'ল কোনও গ্রহ যা টাইপ বি সাবডওয়ার্ফ নক্ষত্রের প্রদক্ষিণ করে ।

এই জাতীয় তারার কিছু বৈশিষ্ট্য:

প্রায় সম্পূর্ণ হিলিয়াম রচনা
দুটি সাদা বামনের একত্রীকরণের মাধ্যমে বা কিছু লাল দানবীয়ের বিবর্তনের একটি নির্দিষ্ট সময়ে প্রতিষ্ঠিত হওয়ার কথা
তাপমাত্রা 20,000 কে থেকে 40,000 কে অবধি রয়েছে
উজ্জ্বলতা সূর্যের উজ্জ্বলতার চেয়ে 10 থেকে 100 গুণ বেশি
ভর সাধারণত সূর্যের ভর থেকে 0.5 ডলার হয়
ব্যাসার্ধটি সূর্যের ব্যাসার্ধের প্রায় 0.15-0.25 গুণ হয়

এই ব্যাসার্ধের পরিসীমা এটিকে বৃহত্তম গ্রহগুলির ব্যাসার্ধের ওভারল্যাপে ফেলেছে (~ ০.২ গুণ সৌর ব্যাসার্ধ)। পূর্বসূরি তারকা (গুলি) যেহেতু আরও বিশাল, এটি প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কে গ্যাস দৈত্যগুলির গঠনের বর্ধিত সম্ভাবনা বাড়ে। তারপরে প্রশ্নটি দাঁড়ায়: "কোনও গ্যাস জায়ান্ট কী অভ্যন্তরীণ তারকা ব্যবস্থায় তার পথ খুঁজে নিতে পারে যাতে এটি ধড়ফড় করতে সক্ষম হয়?"

গ্রহের সাথে দুটি টাইপ-বি সাবডওয়ার্ফ তারা জানেন। ভি 391 পেগাসি সম্ভবত গ্রহের-বৃহত্তর-থেকে-তারার মানদণ্ডটি পূরণের সবচেয়ে কাছের is Star 1.7 এউতে তারাটির প্রদক্ষিণ একটি 2.5 - 3.99 $M_j$ গ্যাস দৈত্য এই গ্যাস দৈত্যটি পৃথিবী সূর্যের চেয়ে বর্গমিটারের চেয়ে তার নক্ষত্র থেকে আরও বেশি শক্তি অর্জন করবে, তবে গ্রহের পক্ষে তারার আকারটি ২.৩ ছাড়িয়ে যাওয়ার জন্য পর্যাপ্ত পরিমাণে 'দমকা' হয়ে উঠতে পর্যাপ্ত পরিমাণে গরম হওয়া সম্ভব নয় this $R_j$ ।

অন্য পরিচিত উদাহরণ কেপলার -70 , একটি কৌতূহলী তারকা যা একটি লাল দৈত্যের অবশেষ বলে মনে হয়। কেপলার 70 সিস্টেমটি খুব কমপ্যাক্ট, দুটি ছোট (উপ-পৃথিবী ব্যাসার্ধ) গ্রহ যথাক্রমে 5 এবং 8 ঘন্টা ফোসকা-দ্রুত সময়ের সাথে প্রদক্ষিণ করে। (আকর্ষণীয়ভাবে, এই গ্রহগুলি তাদের হোস্ট নক্ষত্রটি গ্রহন করে সনাক্ত করা যায় নি, বরং তারা নক্ষত্রের পিছনে প্রদক্ষিণ করতে শুরু করার সাথে সাথে পর্যায়ক্রমে আলোকসজ্জা বৃদ্ধি পেয়েছিল Both এই দুটি গ্রহেরই সূর্যের তুলনায় যথাক্রমে 7,,০০ কে এবং ,,৮০০ কে বেশি উত্তপ্ত রয়েছে। ) এই গ্রহগুলিকে গ্যাস দৈত্যদের অবশিষ্টাংশ বলে তাত্ত্বিক রূপ দেওয়া হয়েছে যারা তার লাল দৈত্য পর্যায়ে তারার অভ্যন্তরে হয়ে বাষ্পীভূত হয়েছিল।

এই দু'টি উদাহরণ থেকে আমি উপসংহারে পৌঁছেছি যে ছোট টাইপ-বি সাবডওয়ার্ভ তারার চারপাশে গ্যাস জায়ান্টগুলি রাখার কোনও অসুবিধা নেই, যদিও এগুলিকে দমকা গ্রহে পরিণত করার পর্যাপ্ত ব্যবস্থা আনার ক্ষেত্রে সমস্যাগুলি ভরপুর। আপনার একটি লাল দৈত্য রয়েছে যা নিকটবর্তী সমস্ত গ্যাস দৈত্যগুলিকে উপ-বামন গঠনের আগে ফোটায় বা আপনার দুটি সাদা বামন রয়েছে যা একটি নীল সাবডওয়ার্ফে রূপান্তরিত হয়, যার জন্য দুটি ঘনিষ্ঠ-বাইনারি নক্ষত্রের একটি প্রসেসিটার সিস্টেমের প্রয়োজন হয় যা ঘনিষ্ঠ প্রদক্ষিণ করে প্রদক্ষিণ গ্রহগুলিকে নিষিদ্ধ করে।

গ্রহ-বৃহত্তর-চেয়ে-হোস্ট-স্টার সিস্টেম গঠনের জন্য আমি সন্দেহ করি, গ্যাস জায়ান্টকে পাতালতারা নক্ষত্রের গঠনের পরে কোনওভাবে অভ্যন্তরীণ দিকে সরে যেতে হবে।

— Ingolifs
সূত্র

ভি 391 পেগাসি বি কোনও সুরক্ষিত সনাক্তকরণ নয় - তারার বিভিন্ন মোডগুলি একে অপরের সাথে পর্যায়ক্রমে পরিবর্তিত হতে দেখা যাচ্ছে যা যদি সময় ঘুরতে গ্রহের কারণে সময় পরিবর্তনের কারণে ঘটে থাকে তবে ঘটনাটি ঘটবে না, দেখুন সিলভোটি এট আল। (2018) । কেপলার -70 এর আশেপাশে দাবি করা গ্রহ ব্যবস্থাটিও সন্দেহের মধ্যে রয়েছে, দেখুন ক্রজেসিনস্কি (2015) ।

— অ্যান্টিস্পিনওয়ার্ড

হায়, উইকিপিডিয়া নিবন্ধের শক্ত ত্রুটি বারগুলি এই গ্রহগুলির নিশ্চিততার উপর ভ্রান্ত আত্মবিশ্বাস দিয়েছে

— ইংল্লিফস