Sí, ciertamente más pesado pero poco probable de mayor tamaño ya que el tamaño de una estrella está respaldado por la presión de la fusión termonuclear. Sin embargo, en el extremo más pequeño de un rango de tamaños de estrellas, tienes enanas blancas y estrellas de neutrones. Los planetas rocosos ciertamente pueden ser más grandes e incluso más pesados que algunas enanas blancas. En algún momento, un planeta rocoso se vuelve indistinguible de una vieja enana blanca. Utilizando nuestro Sol y la Tierra como un ejemplo básico sobre cómo puede ser esto, he expuesto lo que le sucede a una masa rocosa con la masa equivalente de nuestro Sol.
Se necesitan 333,054 Tierras totales para igualar la masa del sol. Entonces se formaría en un planeta grande y denso. La extrema gravedad de la materia fría aplastaría el diámetro hasta una esfera de 11,000 km de diámetro, como se muestra en la tabla de límites de Chandrasekhar a continuación sobre la masa degeneración de electrones a diámetro. El tamaño máximo para un planeta rocoso como la Tierra es de 85,600 kilómetros de diámetro o 300 masas terrestres. Por encima de 300 masas terrestres, el radio del planeta disminuye con el aumento de la masa en forma de enana blanca. [1]
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La Tierra tiene 14,460,200,000,000,000,000 kg de hidrógeno, principalmente atrapada en compuestos químicos como el agua. La Tierra del peso del Sol tendría entonces 4.816.031.111.855.320.000.000.000 kg de hidrógeno que saldría de sus enlaces químicos por la presión y el aumento de la temperatura. Esto cubriría la superficie del planeta con una atmósfera de hidrógeno con el 81% de la masa de 1 Tierra.
Es en este punto que el hidrógeno se encendería de la misma manera que una enana blanca que roba hidrógeno de una estrella compañera se enciende ocasionalmente. Bajo ciertas circunstancias, el resultado es una supernova de tipo 1a . [2] Dado que la masa de hidrógeno es significativamente superior a [matemática] 10 ^ {- 8} [/ matemática] masa solar de hidrógeno, el umbral de supernova de tipo 1a, podría estabilizarse en una estrella de vida corta. Debido al volumen de hidrógeno, esta estrella planetaria ardería durante unos 250,000 años y sería 16,000 veces más brillante que el Sol en la actualidad. Después de quemar el hidrógeno, habría un mini flash de helio que brillaría intensamente durante unas breves semanas como máximo antes de convertirse en una enana negra fría cubierta de carbono. Aunque este proceso de enfriamiento tomaría cientos de miles de millones de años, ya que el calor de los elementos radiactivos en descomposición en el planeta generaría 9.658.566 teravatios durante miles de millones de años después de que el helio desapareciera. Si bien esto lo mantendría muy caliente, es solo el 0.0004% del equivalente de la salida del sol por metro cuadrado. Esto se basa en los 29 teravatios que produce la Tierra a partir de este proceso multiplicado por las masas de tierra totales en este planeta.
En teoría, un planeta podría existir en cualquier punto de la tabla de límites de Chandrasekhar y ser más grande y más pesado que algunas enanas blancas. El problema es que un planeta de este tamaño es casi indistinguible de una enana blanca que no sea su extraña mezcla interna de elementos que no encajarían en una estrella muerta de esa masa.
Notas al pie
[1] https://arxiv.org/pdf/1401.1814.pdf
[2] Enanas blancas