Wie kann ein Gasriese etwa gleich groß, aber sechsmal massereicher sein als Jupiter?

Ich habe gerade diesen Artikel gelesen: http://www.sci-news.com/astronomy/science-kepler-432b-new-super-jupiter-exoplanet-02490.html

Und ich fragte mich, wie das möglich sein könnte?

Vielleicht liegt es daran, dass dieser Gasriese nicht die gleiche Zusammensetzung wie Jupiter hat. Aber warum besteht es dann nicht wie die meisten Gasgiganten fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium?

Oder vielleicht liegt es daran, dass die stärkere Schwerkraft, die sich aus der zusätzlichen Masse ergibt, dazu neigt, den Planeten zu schrumpfen. Aber könnte dieser Effekt wirklich vollständig ausgleichen, dass mehr Masse zu einer Vergrößerung des Planeten führen sollte?

Beachten Sie, dass Saturn weniger als ein Drittel der Masse von Jupiter hat und sein Radius nicht so unterschiedlich ist ...
@Micah laut en.wikipedia.org/wiki/List_of_Solar_System_objects_by_size hat Jupiter die 3,34-fache Masse von Saturn, daher würden wir bei gleicher Dichte das 1,49-fache des Radius erwarten. Interessant ist, dass Saturn etwa die Hälfte der Dichte von Jupiter hat, der wiederum eine geringere Dichte als die Sonne hat. In g/cm3: Sonne 1,4 Jupiter 1,3 Saturn 0,7 Uranus 1,27 Neptun 1,6 wobei die inneren Gesteinsplaneten alle deutlich höher stehen. Sowohl Jupiter als auch die Sonne sind dichter als Wasser! Auch Venus, Erde, Uranus, Neptun und Saturn haben etwa die gleiche Oberflächengravitation, Jupiter etwa das Doppelte.

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Der Grund ist der Elektronenentartungsdruck.

Die Kerne von Riesenplaneten sind dicht genug, dass die Elektronen im Gas etwa darin Platz finden h 3 Phasenraum jeweils. Das Pauli-Ausschlussprinzip bedeutet, dass sie nicht alle niedrige Energie-/Impulszustände einnehmen können. Das bedeutet, dass das Gas auch bei relativ kühlen Temperaturen durch die Impulse der Elektronen noch einen erheblichen Druck ausüben kann.

Ein entartetes Gas verhält sich antiintuitiv, wenn es einen Stern oder Planeten unterstützt. Ein einfaches Argument ist das folgende.

Das Gravitationspotential Ω und Innendruck P eines Planeten im Gleichgewicht sind durch das Virialtheorem miteinander verbunden.

Ω = − 3 ∫ P   d v ,
Der Druck eines vollständig entarteten Elektronengases ist proportional zur Dichte ρ hoch 5/3; dh P ∝ ρ 5 / 3 und ist nicht temperaturabhängig. Dies ist eine ziemlich "harte Zustandsgleichung - der Planet wird schwer zu komprimieren.

Wenn wir davon ausgehen, dass der Planet eine konstante Dichte hat - eine schreckliche Annäherung, aber gut genug für eine Dimensionsanalyse

− 3 G M 2 5 R = − 3 ∫ P ρ   d M ∝ − 3 ρ 2 / 3 ∫ d M ,
wo M ist die Masse des Sterns und ∫ d m = M . Ersetzen ρ = 3 M / 4 π R 3 für die durchschnittliche Dichte können wir das leicht sehen
R ∝ M − 1 / 3
dh ein massereicherer Stern, der durch Entartungsdruck unterstützt wird, ist tatsächlich kleiner, obwohl die Abhängigkeit von der Masse schwach ist.

Nun sind die Zentren riesiger (Exo-)Planeten nicht vollständig degeneriert, und ihre äußeren Schichten sind überhaupt nicht wirklich degeneriert, sodass dieses seltsame Verhalten etwas gemildert wird. Aber nichtsdestotrotz gibt es eine breite Palette von Planetenmassen, von unterhalb einer Jupitermasse bis hin zu Dutzenden von Jupitermassen, wo wir erwarten, dass die Radien der Planeten ungefähr gleich sind.

Das folgende Diagramm zeigt einige theoretische Modelle im Vergleich zu einigen Beobachtungen von Chabrier et al. (2008) . Dies umfasst sowohl Sterne als auch Planeten. Beachten Sie, wie die Radien von massearmen Sternen grundsätzlich abnehmen (proportional zur Masse), wenn die Masse abnimmt und daher ρ ∝ M − 2 . Aber diese werden durch perfekten Gasdruck unterstützt. Wenn wir uns dem Braunen-Zwerg-Regime und höheren inneren Dichten nähern, werden die Elektronen (teilweise) entartet und der Charakter der Kurven ändert sich und flacht ab.

Daten für vorbeiziehende Exoplaneten werden ebenfalls angezeigt. Sie zeigen eine Vielfalt von Radien bei einer bestimmten Masse, die zum gegenwärtigen Zeitpunkt nicht vollständig erklärt werden kann. Ein Teil davon ist mit ziemlicher Sicherheit auf die Bestrahlung durch den Mutterstern zurückzuführen (dies sind fast alle "heißen Jupiter"). Es kann aber auch Kompositionseffekte geben.

Massenradius von Chabrier et al. (2008)

EDIT: Als Antwort auf Steve Everills Punkte

Notiere dass der R ∝ M − 1 / 3 Verhalten gilt ungefähr zwischen einigen Jupitermassen und 70 Jupitermassen. Bei geringeren Massen gibt es verschiedene Wechselwirkungen mit den Ionen, Thomas-Fermi-Korrekturen etc., die das ideale Verhalten entarteter Gase verändern und das Verhältnis abflachen. Das heißt, wenn wir die Dichte gegen die Masse für Exoplaneten auftragen, stellen wir fest, dass die Dichte proportional zur Masse ist (dh dass der Radius ungefähr konstant ist). Siehe unten - Daten extrahiert von exoplanets.org. Unterhalb einer zehntel Jupitermasse wird die Zustandsgleichung deutlich inkompressibler und das Verhalten ändert sich wieder.

Bei normalen massearmen Sternen variiert die Zentraltemperatur nicht sehr stark. Es wird durch die Zündung der pp-Kette gesetzt. Somit ist der zentrale Druck ∝ ρ für ein perfektes Gas. Wenn Sie dies in die Behandlung einfügen, die ich oben für entartete Sterne gegeben habe, finden Sie das R ∝ M und tatsächlich ist die durchschnittliche Dichte massearmer Sterne höher.

Dichte vs. Masse von exoplanets.org

Ich kann nicht umhin zu glauben, dass wir, wenn wir zur Elektronenentartung kommen, a) die Fusionsanforderungen übertroffen hätten und b) uns im Regime der Chandrasekhar-Massen befinden würden ...
@Aron Fusion erfordert hohe Temperaturen und die Chandrasekhar-Masse beträgt 1,4 Sonnenmassen. Beides trifft nicht auf etwas zu, das vernünftigerweise als Planet bezeichnet wird, während Entartung tatsächlich wichtig ist, beginnend um eine Jupitermasse herum.
@Aron Die Dichte in den Zentren von Sternen nimmt mit abnehmender Masse zu. Es ist die Kerntemperatur, die bestimmt, ob und wann eine Fusion stattfinden kann. Bei Braunen Zwergen und Planeten wird sie nie hoch genug.
Wenn ich eine Linie durch die untersten und ganz rechten violetten Punkte Ihres Diagramms zeichne, erhalte ich einen Gradienten von etwa 0,25 / 0,8 = 1 / 3,2. Das ist nicht viel anders als die Steigung von 1/3, die aus rein geometrischen Gründen bei gleicher Dichte zu erwarten wäre.
@steveverrill Wunschdenken, fürchte ich. Dichte geht ungefähr so M . Entartung ist nicht das Einzige, was vor sich geht – die Elektronen sind nicht wechselwirkungsfrei.
@RobJeffries In diesem Fall ist dieser Punkt unten links ein kleiner Ausreißer. Was Sie sagen, stimmt eher mit der schwarzen Linie überein. Es ist wahr, dass Saturn etwa 1/3 der Masse von Jupiter und 1/2 so dicht ist. Es wäre schön, ein Diagramm der Dichte gegen M zu sehen, wenn Sie eines hätten. Aber dann sehen wir auf der anderen Seite des Diagramms, dass der Radius bei Sternen fast linear von M abhängt, größere Sterne also viel weniger dicht sind, vermutlich wegen der höheren Temperatur. Der Radius eines einzelnen Sterns variiert jedoch auch stark während seiner Lebensdauer, daher bin ich mir nicht 100% sicher, wie ich das interpretieren soll.
Die neue Grafik sieht toll aus! Dieser Planet mit einer Masse von 0,01 Jupiter und einer Dichte von fast 10 ^ 6 kg / m3 sieht jedoch seltsam aus. Ich bin dem Link in der Grafik gefolgt und es scheint Kepler 37b mit einer Dichte von "650 +/- 850 g / cm3" zu sein, mit anderen Worten, sie sind sich nicht wirklich sicher, wie hoch die Dichte oder Masse ist, denke ich. Ich fand es schwer zu verstehen, wie ein Objekt nicht viel massiver als die Erde mit einer Dichte, die mehr als eine Größenordnung höher ist als das, was wir aus der konventionellen Chemie kennen, entstehen konnte.
@Steveverill Ja. Vielleicht hätte ich Fehlerbalken hinzufügen sollen... Die massearmen Objekte werden überwiegend Kepler-Transite sein und haben oft große Massenunsicherheiten. Die heißen Jupiter sind viel präziser.
@Aron, um das zu ergänzen, was Chris White gesagt hat, ist es erwähnenswert, dass der Entartungsdruck teilweise aufgrund der relativ niedrigen Zentraltemperaturen dieser Objekte dominieren kann. Wenn die Temperaturen höher wären (ich weiß nicht genau, wie viel höher), dann würde die Druckunterstützung von der thermischen Energie der Materie kommen und die Elektronenentartung würde aufgehoben.
@Joshua, aber wie würde sich ein solches Objekt bilden, ohne sich zu erhitzen? Ich meine, all diese Masse muss zunächst eine kinetische Energie haben, die der Bindungsenergie des Körpers entspricht ...
@Aron Kinetische Energie ≠ Hitze in einem degenerierten Objekt. Die Trennlinie zwischen entarteten Braunen Zwergen/Planeten und nicht entarteten Sternen ist genau dort, wo sich Objekte zusammenziehen und ausreichend heiß werden, um die Wasserstofffusion einzuleiten. Sterne und Braune Zwerge nicht.

Es hat nicht wirklich mit Ihrer Frage zu tun, aber ich habe gelesen, dass schwerere weiße Zwerge kleiner sind als leichtere weiße Zwerge und schwerere Neutronensterne kleiner als leichtere sind. Wenn Sie so viel Masse zusammenbringen, gewinnt die Schwerkraft tendenziell.

Sogar auf der Skala der Erde oder des Merkur werden die Kerne des Planeten zu größerer Dichte zerkleinert. Ich kenne die genauen Zahlen nicht, aber der Erdkern könnte bis zu 50 % dichter sein als die gleichen Materialien an der Oberfläche. Der Erdkern hat eine Dichte von etwa 13 G/cm^3, wobei die Dichte von Eisen etwa 8 G/cm^3 beträgt und der Kern zu etwa 80 % aus Eisen besteht. Der Prozentsatz der schwereren Elemente könnte meine Schätzung etwas verfälschen, aber das ist im Bereich von 50 % dichter als bei Standarddruck.

Es ist verwandt! Eine ähnliche Physik regelt die Größe von Weißen Zwergsternen und Neutronensternen; Elektronenentartungsdruck bzw. Neutronentartungsdruck.
Wie kann ein Gasriese etwa gleich groß, aber sechsmal massereicher sein als Jupiter?
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