Gibt es eine theoretische maximale Größe für Gesteinsplaneten?

Die Schätzungen variieren, aber ich bin vorsichtig und sage, dass ein Radius von ungefähr zwei Erdradien höchstwahrscheinlich die Obergrenze für Gesteinsplaneten ist.

Es gibt viele Studien, sowohl theoretische als auch empirische, die versucht haben, das Problem anzugehen. Ich werde versuchen, die Ergebnisse einiger von ihnen zusammenzufassen:

• Lammeret al. 2014 : Diese Gruppe konzentrierte sich auf Planeten, die ihre „Wasserstoffhüllen“ verlieren – gasförmige Schichten aus Wasserstoff, die sie in den frühen Teilen ihres Lebens ansammeln können. Ihre Berechnungen zeigen, dass Planeten mit weniger als einer Erdmasse ($M_{\oplus}$) würden Hüllen von Massen dazwischen ansammeln$2.5 \times 10^{16}$und$1.5 \times 10^{23}$Kilogramm. Letztere macht etwa ein Zehntel der Erdmasse aus. Planeten mit Massen dazwischen$2M_{\oplus}$und$5M_{\oplus}$könnten Umschläge mit Massen dazwischen ansammeln$7.5 \times 10^{20}$und$1.5 \times 10^{28}$Kilogramm - wesentlich massiver als die Erde! Dies ist jedoch die maximale Hüllmasse; Die Gruppe berechnete, dass Planeten mit Massen von weniger als$1M_{\oplus}$innerhalb von etwa 100 Millionen Jahren ihre Hülle verlieren würden. Sie fanden heraus, dass Planeten mit Massen größer als$2M_{\oplus}$werden ihre Hüllen behalten und so zu "Gaszwergen" oder "Mini-Neptunen" werden.
• Lopez & Fortney 2013 : Lopez und Fortney arbeiteten mit Daten von Kepler und modellierten die Radien von Planeten. Sie stellten fest, dass Planeten mit Radien von weniger als$1.5R_{\oplus}$werden zu Super-Erden und Planeten mit Radien größer als$2_{\oplus}$werden zu Mini-Neptunen. Das deutet auf eine Radiusbegrenzung von hin$2R_{\oplus}$, obwohl die meisten terrestrischen Planeten wahrscheinlich unter sein werden$1.5R_{\oplus}$.
• Seageret al. 2008 : Diese Gruppe verknüpfte Masse und Radius basierend auf theoretischen Berechnungen. Sie kamen schließlich zu der Gleichung $$M_s \approx \frac{4}{3} \pi R_s^3 \left[1+ \left(1-\frac{3}{5}n \right)\left(\frac{2}{3} \pi R_s^2 \right)^n \right]$$ wo$n$ist ein bestimmter gegebener Parameter und$M_s$und$R_s$sind die Masse und der Radius, skaliert durch zusammensetzungsabhängige Werte. Es ist daher möglich, die Arbeiten von Lammer et. Al. und Lopez und Fortney, wenn$n$ist bekannt. Die resultierenden Werte hängen von dem Material ab, aus dem der Planet besteht (siehe Tabelle 3 für Beispiele), aber es scheint, dass ein reiner Silikatplanet eine Obergrenze von hat$3R_{\oplus}$, während eine Ozeanwelt reichen könnte$4\text{-}5R_{\oplus}$.

Ich würde mit ungefähr gehen$2R_{\oplus}$als Obergrenze für terrestrische Planeten, obwohl es unter bestimmten mildernden Bedingungen Ausnahmen geben kann.

Das gilt für Planeten, die sich von Anfang an als terrestrische Planeten bilden . Seltsamerweise können Gasplaneten zu terrestrischen Planeten werden, indem ihre äußeren Schichten von ihrem Mutterstern weggeblasen werden und ein Objekt zurücklassen, das als chthonischer Planet bezeichnet wird . Diese "Planeten" sind nicht viel mehr als der Kern des Gasplaneten. Die Existenz chthonischer Planeten wurde nicht bestätigt, aber sie sind möglich.

Ich sollte hinzufügen, dass Samuel das auch vorgeschlagen hat$2M_{\oplus}$-limit in seiner Antwort unten.

Da es sich um einen Planeten und nicht um einen Stern handelt, können wir die Obergrenze basierend auf der maximal möglichen Masse berechnen, die ein Objekt haben kann und trotzdem aus Atomen besteht. Der Übergang weg von Atomen, die Atome sind, findet statt, wenn die Kraft, die die Atome voneinander trennt, durch die Schwerkraft überwunden wird. Sobald die Schwerkraft zu groß ist, werden unsere Atome zu entarteter Materie zusammenbrechen und einen weißen Zwerg bilden .

Die letzte Gegenkraft nach den intermolekularen Kräften, die die übliche feste Struktur eines Atoms bilden, ist der Elektronenentartungsdruck. Die Höhe des vorhandenen Elektronenentartungsdrucks basiert auf dem durchschnittlichen Molekulargewicht pro Elektron, das heißt$\mu_e$in dieser Gleichung für die Chandrasekhar-Grenze:

Wenn wir alles andere ignorieren, das alles in Bezug auf das Material, aus dem das Objekt besteht, konstant ist, können wir sehen, dass die Masse umgekehrt proportional zu ($\mu_e$).

Da die Chandrasekhar-Grenze für Sterne mit Eisenkern etwa 1,39 beträgt, was bedeutet, dass der Kern des Sterns zu degenerieren beginnt, wenn der Stern diese Masse überschreitet, können wir die relative Elektronendichte von Eisen gegenüber unserem terrestrischen Element verwenden Wahl, um herauszufinden, wie groß unser Objekt sein kann. Silizium ist mit 14 Elektronen und einem Atomgewicht von 28 so ziemlich das Beste, was wir tun können. Mit leichteren Isotopen könnten wir es vielleicht besser machen, aber dann müssten wir uns Sorgen machen, dass der Elektronenkollaps zu viele unserer Elektronen abstreift und unseren Planeten in einen Neutronenstern kollabieren lassen. Vergleichen wir dies mit Eisen, dem Kern der meisten Sterne, die wir zur Supernova gehen sehen (Eisen verschmilzt nicht und das Zeug, das es tutSicherung wird durch Fusionsdrücke auseinandergehalten), der eine Ordnungszahl von 26 und eine durchschnittliche Atommasse von 55,8 hat, können wir die effektive Masse pro Elektron als 86,8 % des Elektrons berechnen, was uns eine maximale Masse für einen Siliziumplaneten von 1,60 Sols gibt .

Dieser Planet würde sich natürlich niemals von selbst bilden. Ein Objekt dieser Größe würde normalerweise eine ausreichend dicke Atmosphäre ansammeln, um eine Fusion zu durchlaufen, und wäre ein kleiner Stern. Normale Sterne produzieren auch nicht annähernd so viel Silizium, es sei denn, sie sind wirklich groß. In diesem Fall produzieren sie es und verschmelzen es dann schnell zu Eisen, bevor sie zur Supernova werden. Es wird jedoch davon ausgegangen, dass Sie all das Silizium sammeln und an einer Stelle platzieren können, ohne dass es eine Atmosphäre ansammelt, die dick genug ist, um es massemäßig über den Rand zu schieben und es in einen Neutronenstern zu verwandeln, den größten Ball aus terrestrischen Elementen kann evtl machen. Mit anderen Worten, es ist die theoretische maximale Größe für einen Gesteinsplaneten.

Das Problem ist, dass der Übergang von "felsig" zu "Gasriese" nicht genau definiert ist. Aus diesem Artikel :

„Der größte „terrestrische“ Planet wird im Allgemeinen als derjenige angesehen, bevor man zu dick von einer Atmosphäre wird, was bei etwa 5-10 Erdmassen (etwa 2 Erdradien) passiert. Diese Planeten sind eher erdähnlich als neptunähnlich.“

Nach vielleicht 10 Erdmassen wird es also eher wie ein Gasriese aussehen als wie ein terrestrischer Planet. Der Artikel, den Sie bereits verlinkt haben, kommentierte die maximale Größe für Gasriesen.

...durch den Zusammenstoß von etwa 80 Jupitern würden Sie die gleiche Masse wie der kleinstmögliche rote Zwergstern erhalten. Und all diese Masse würde den Kern komprimieren und erhitzen und er würde sich als Stern entzünden.

Es ist unwahrscheinlich, dass Sie Wesen auf einer Planetenoberfläche entwickeln, die andere Planeten fressen. Ein besserer Ansatz könnte darin bestehen, sie in einem Solargastorus oder einfach in einem harten Vakuum um ihren Heimatstern herum zu züchten.

Während HDE 226868 ein gutes Argument für eine maximale Größe eines felsigen Planeten liefert, basierend darauf, dass er zu viel Gas enthält, um als terrestrisch angesehen zu werden, gilt dies nur für die Entstehung eines Planeten.

Betrachten wir ein System mit einem Super-Asteroidengürtel, der außerhalb eines großen terrestrischen Planeten kreist (denken Sie an den Mars/unseren Asteroidengürtel). Eine Schurkenmasse versetzt dem Planeten einen großen Schlag in seine Umlaufbahnrichtung und tritt den Höhepunkt seiner Umlaufbahn in den Asteroidengürtel . Im Laufe der Zeit schlagen viele dieser Asteroiden so stark, dass die schwere Bombardierung der Erde wie ein Picknick aussieht.

Da sie sich als kleinere Körper bildeten, enthielten sie nicht den Wasserstoff und das Helium eines Gasriesen.

Natürlich ist dies ein Szenario mit geringer Wahrscheinlichkeit, aber es ist nicht völlig unmöglich, daher können Sie einen größeren Planeten haben.

Wie in dem von Ihnen verlinkten Artikel erwähnt, können sehr massereiche Sterne möglicherweise weiterhin Elemente bis zu Eisen verschmelzen. Schließlich geht dem Stern das Material zum Verschmelzen aus und er wirft seine "Hülle" ab, während der Kern zusammenbricht. Wenn ein Stern einen Eisenkern von mehr als 1,4 Sonnenmassen hat, kollabiert dieser Kern laut Wikipedia zu neutronenentarteter Materie, auch bekannt als Neutronenstern. Mit mehr als 4 Sonnenmassen bildet es ein Schwarzes Loch.

1,4 Sonnenmassen sind also definitiv eine Obergrenze. Eisenkerne, die kleiner sind, kollabieren jedoch zu Weißen Zwergen, und ich habe dafür noch keine Größenbeschränkung gefunden. Aber 1,4 Sonnenmassen sind mit ziemlicher Sicherheit nicht die kleinste Obergrenze.

Wenn Sie sehr leichte Materialien wie Kohlenstoff, Sauerstoff, nicht zu viel Wasserstoff, Lithium, Bor usw. nehmen, können Sie wahrscheinlich einen sehr großen Planeten mit einem sehr aktiven Kern erhalten. Vielleicht sogar größer als Jupiter.

Aber es würde instabil werden, wenn es einen Planeten mit einem großen Eisenkern aufnehmen würde.

Wenn Sie etwas wirklich Großes wollen und Planetenmaterialien verwenden können, schlage ich eine leere Hülle vor. Eine Dyson-Kugel ohne Stern in der Mitte.

Wenn dort Einwohner ganze Planeten abbauen, haben sie möglicherweise schon lange Wasserstoff für ihre Fusionsreaktoren verbraucht, also brauchen Sie sich darum nicht zu kümmern - ganz zu schweigen davon, dass Sie durch die Erweiterung des leeren Raums in der Hülle die Schwerkraft erreichen können unten, wo es den ganzen vorbeischwimmenden Wasserstoff anziehen würde.

Es gibt keine physikalische Grenze, wie groß eine solche Struktur sein könnte – außer dass die Schale nur eine bestimmte Stärke haben kann. Wenn es zu robust wird, würde es sich wie ein Planet aufheizen, dessen Durchmesser ähnlich der Dicke der Hülle oder Teilen davon ist. Dies bedeutet, dass nahe Sterne (wie in der Nähe der Erde) eine solche Hülle leicht knacken würden, wenn sie zu groß wäre.

Ich werde nicht in der Lage sein, die Mathematik zu machen, aber ich schätze, dass in den äußeren Teilen der Galaxie eine Hülle mit einer Größe, die ein paar Mal so groß ist wie unsere Sonne, der Erde leicht nahe genug kommen könnte, um sie zu verschlucken. In den inneren Teilen der Galaxie, wo die Bewegung viel mehr Kraft ausübt, müsste es wahrscheinlich etwas kleiner sein.

Es besteht die Möglichkeit, dass der Planet groß genug ist, um die Entstehung eines Schwarzen Lochs zu verursachen. Wenn wir mit zunehmender Größe der Erde zum Sonnenradius gehen, hätte sie eine Masse von 3,9 Sonnenmassen und der Druck in ihrem Kern wäre 8,75 * 10 ^ 11 atm. Der Schwarzschild-Radius wäre 11,5 km, wenn der gesamte Planet in ein Schwarzes Loch kollabieren würde, aber wir müssen ein Schwarzes Loch machen, egal wie klein es ist. Ein Lichtstrahl, der vom toten Zentrum des Planeten abgefeuert wird, schafft es jedoch immer noch aus dem Radius heraus. Ich habe die Erde gewählt, da sie einen Kern aus überwiegend Eisen hat und die Kernfusion von Eisen endotherm ist, also würde es funktionieren, um zusätzliche Wärme zu absorbieren, die den Zusammenbruch des Planeten verlangsamen würde.

Wenn wir den Radius des Planeten verdoppeln, verachtfachen wir seine Masse. Jetzt beträgt seine Masse 6,20*10^31 kg und sein Schwarzschild-Radius 920 km. Auf diesem Planeten mit einer Masse von etwa 312 Sonnen werden wir den Lichtstrahltest erneut durchführen, um herauszufinden, ob sich dort ein Schwarzes Loch bilden wird. Immer noch keine Würfel. Wir brauchen eine Masse von 1000 Sonnenmassen, um den Druck zu erzeugen, der benötigt wird, um ein Schwarzes Loch zu erzeugen, wie bei einem Quasi-Stern. Und jedes Objekt, das so groß ist, vergiss, dass dort Leben existieren kann.