¿Cuál es el tamaño máximo posible para un planeta rocoso?

Eso depende de muchos factores, incluida la distancia desde la estrella, la composición de los sólidos del planeta, la composición del disco protoplanetario donde se formó, la cantidad de material que queda en el disco cuando se forma, y ​​cuándo o si migra o no.

Cuanto más te acercas a la estrella, más material está en la fase gaseosa, por lo que solo los metales y minerales más densos pueden unirse y adherirse. El calor de la estrella mantendrá a todos, excepto a los gases moleculares más pesados, demasiado enérgicos para permanecer unidos. Más allá, donde las temperaturas son más bajas, se congela más material, por lo que hay más sólidos para dar volumen a un planeta embrionario y ayudarlo a crecer más grande y más rápido. El hielo de agua es particularmente importante porque el H2O es muy abundante y se congela a una temperatura relativamente alta. La distancia desde la estrella a la que se congela el agua tiene un nombre especial: la línea de nieve.

Se cree que los núcleos de los planetas gigantes se forman fuera de las líneas de nieve de sus estrellas (aunque a menudo migran hacia adentro más tarde), porque esa es la forma más fácil para que se vuelvan lo suficientemente grandes como para retener hidrógeno, helio y otros gases lo suficientemente rápido como para que el gas aún estarán cerca cuando alcancen la masa crítica. Se cree que esta masa crítica es aproximadamente 10 veces la masa de la Tierra, aunque ese límite no está bien limitado. Una vez que alcanzan la masa crítica, si el disco de gas no se ha evaporado, el núcleo experimentará una fase de crecimiento desbocado hasta que se despeje una brecha en el disco de gas varias veces el tamaño del planeta ahora gigante.

“¡Pero espera!” Algunos lectores podrían decir: “¿No sabemos ahora de 2 planetas rocosos de más de 10 masas terrestres?” De hecho, lo hacemos: Kepler-10c y BD + 20594b, inclinando las escalas a aproximadamente 17 y 16 veces la masa de la Tierra, respectivamente. Kepler 10c tiene unos 10 mil millones de años y orbita una estrella aproximadamente la misma masa que el Sol una vez cada 45 días. Ha tenido mucho tiempo y calor para perder una envoltura de gas si alguna vez tuvo una, por lo que la idea ha sido flotada para que sea el núcleo despojado de un gigante gaseoso. BD + 20594b es muy similar, orbitando su estrella de masa solar de 0.96 cada 42 días. Sin embargo, BD + 20594b tiene solo 3.300 millones de años. Cómo se hizo tan grande sin acumular mucho gas es una pregunta abierta, pero al menos uno tendría que suponer que no quedaba mucho gas en el sistema para cuando había alcanzado al menos la mitad de su masa final. Una vez más, sin embargo, el límite crítico de las 10 masas terrestres es confuso. El límite real puede ser mayor. O podría haber algo completamente diferente en este sistema.

Bueno, depende principalmente de cómo se define un planeta rocoso, y su ubicación desde su estrella anfitriona, y también qué tan fuerte es su campo magnético …

Básicamente, cuanto más cerca esté el planeta de la estrella, más posibilidades hay de que sea un planeta rocoso, pero eso no significa que los planetas muy alejados de la estrella no puedan ser planetas rocosos, de hecho, con la posición perfecta, un planeta rocoso grande y pesado. en realidad podría convertirse en un gigante gaseoso ya que atraerá todos los gases, hay teorías de que Júpiter y Saturno tienen un núcleo rocoso sólido (por rocoso me refiero a elementos pesados ​​como silicio, hierro, otros, etc. no solo gases ultra presurizados) que se comportan como sólidos) … de hecho, la teoría actual es que Júpiter tiene un núcleo de roca y hielo con una masa de 12 a 45 veces la Tierra, y el núcleo rocoso de Saturno es de 9 a 22 veces la masa de la Tierra, por lo que tanto Júpiter como Saturno eran en realidad Súper tierra, pero dúo a su ubicación, atrajeron muchas más veces su masa de hidrógeno y helio, por lo que se convirtieron en gigantes gaseosos.

La razón por la cual los planetas internos (más cercanos a la estrella) son difíciles de ser gigantes gaseosos es porque la energía de la estrella anfitriona le quita la atmósfera, ya que tener una gran masa y un buen campo magnético puede mantener la atmósfera durante más tiempo, los científicos teorizaron que Marte perdió la mayor parte de su atmósfera después de que perdió su campo magnético, y Mercurio está demasiado cerca del sol y tiene poca masa para mantener su atmósfera incluso con un fuerte campo magnético. aunque todavía tiene un ambiente. Venus tiene una atmósfera pesada (CO2) y también un campo magnético para que pueda mantener su atmósfera por más tiempo … La masa de la Tierra y los campos magnéticos lo ayudan a atrapar la atmósfera, pero aún así, cada segundo tierra pierde 3 kg de hidrógeno y 50 gramos de helio.

Vaya a los planetas exteriores, y las radiaciones del Sol se debilitan y no pueden quitar la atmósfera especialmente para planetas grandes, y tener un campo magnético fuerte también ayuda.

Entonces, cuando se forma un sistema planetario, generalmente los elementos pesados ​​se distribuyen en todo el sistema, pero con más localizados más cerca de la estrella, los gases ligeros generalmente se alejan a medida que la radiación de la estrella los aleja, así es como la teoría actual siempre aleja a los gigantes gaseosos La estrella y los mundos rocosos más cerca. pero cuando se forma un planeta en el lado exterior, puede comenzar como un pequeño planeta rocoso que atrae gases a su gravedad y a las radiaciones más débiles de la estrella. a veces, puede comenzar más cerca de la estrella como un gran planeta rocoso … pero con el tiempo y la órbita atraerá materiales de gas desde más lejos de su dúo de órbita a su gravedad que puede superar el impulso de radiación de la estrella. al final, ese gran planeta rocoso puede recolectar suficientes gases para que los gases produzcan la mayor parte de su material y lo conviertan en un gigante gaseoso …

La definición actual de gigante gaseoso es que se crea principalmente a partir de gases muy ligeros, principalmente hidrógeno y helio. el núcleo podría ser hidrógeno y helio también con rastros de otros elementos más pesados ​​o un gran núcleo rocoso de una antigua súper tierra.

El tamaño máximo depende de la composición del material que conforma el planeta. Para más detalles sobre la física detrás de este argumento, vea la página en Arxiv.

La figura 4 muestra el tamaño máximo que pueden alcanzar los planetas de diversas composiciones. En particular, para los planetas con una composición similar a la Tierra, el mayor volumen que pueden alcanzar parece ser aproximadamente 3 veces el radio de la Tierra.

ACTUALIZACIÓN : Después de que Jay Wacker me señaló que la pregunta solicita un límite para la masa de un planeta, no el volumen, encontré un párrafo en el mismo documento de investigación que desacredita esta afirmación.

Volviendo a los exoplanetas, la Figura 4 muestra que la masa de Saturno en tránsito
El exoplaneta HD 149026b debe contener una fracción sustancial de elementos más pesados ​​que H y He. Modelos evolutivos e interiores más detallados encuentran que HD 149026b tiene 70 M de material rocoso, casi 2/3 de su masa total (Sato et al. 2005). A 22.6 M y 3.95 R, GJ 436b debe tener una envoltura H / He significativa porque su radio es claramente mayor que un planeta de hielo de agua pura. El planeta Gliese 876d de 7.5 M (Rivera et al. 2005) no tiene un radio medido, pero una medición de radio con una incertidumbre de radio fraccional del 5% distinguiría entre un planeta predominantemente rocoso, un planeta predominantemente helado y un planeta con un sustancial Sobre de gas.

Es mucho más fácil responder que lo que la mayoría dice. Puede calcular la aceleración de una masa a partir de su distancia de radio desde su centro y obtener la respuesta. Esto no está abordando la probabilidad de un planeta o comentando lo que se ha observado. Esto es simplemente la cantidad de rocas y metales pesados ​​que se pueden recolectar en un planeta antes de que sea demasiado para ser un planeta.

El límite es de 3,8 masas estelares como el anterior que forma un agujero negro.

Sabemos que la masa estelar mínima para convertirse en un agujero negro es de 3,8 masas estelares. Ahora la masa del sol como planeta se asentaría en un diámetro de 10,000 km usando la tabla de límites de Chandrasekhar en la parte inferior de la página.

La masa del sol no tiene suficiente fuerza gravitacional para superar las fuerzas atómicas que empujan hacia atrás y llegaría a un equilibrio de tamaño entre estas fuerzas. La gravedad y las fuerzas atómicas que mantienen unido el núcleo de los átomos se establecerían en una esfera de unos 10.000 km de diámetro.

En el caso de un planeta con la misma densidad de tierra, este diámetro es ligeramente más pequeño que el del sol. Si el diámetro fuera el mismo que el sol, la masa sería 3.9 masas solares y eso lo convertiría en un agujero negro. El radio real de Schwarzschild sería de 34.8 metros para 3.929 masas solares

El límite en el diámetro de un mundo rocoso depende de que una masa total sea inferior a 3,8 masas estelares dividida por su densidad con una advertencia importante. Hay 2 puntos en esta curva de masa a diámetro que debe tener en cuenta. El diámetro final del planeta pasará por dos etapas de compresión. La primera es la etapa de degeneración de electrones entre .0029 – 1.4 masas solares. El segundo es la etapa de degeneración de neutrones desde> 1.4–3.8 masas solares.

La densidad de la materia degenerada de electrones está en el rango de 10,000 kg por centímetro cúbico. Para la materia degenerada de neutrones, este valor es de aproximadamente 2,000,000 kg por centímetro cúbico. Puede trazar una curva aproximada y obtener el diámetro de cualquier planeta y luego entre .0028 a 3.79 masas solares.

Lo que descubrirá es que a medida que los planetas se vuelven más masivos, la tendencia a la compresión gravitacional aumenta hasta que, finalmente, a una masa aproximadamente 1.7 veces mayor que la de Júpiter o 540 masas terrestres, ¡llega a un punto crítico donde el planeta deja de crecer! Más allá de este punto crítico, agregar más masa a un planeta en realidad lo hace más pequeño porque la compresión creada por la masa extra es mayor que el volumen de la masa extra.

El límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff y el límite de Chandrasekhar son las ecuaciones utilizadas para determinar las proporciones y límites de masa a diámetro, aunque las matemáticas son lo suficientemente imprecisas como para que el límite en una estrella de neutrones identifique entre 1,5 y 3,0 masas solares.

A continuación se muestra el gráfico de límite de Chandrasekhar sobre la masa degeneración de electrones a diámetro

El tamaño final de un planeta grande provendría de una combinación de estas dos cartas cuando la masa del planeta sea mayor a 1.4 masas solares. Hay una superposición entre estos dos gráficos donde la masa de un objeto podría estar en densidad de enana blanca o en densidad de estrella de neutrones. Dado que estos objetos están hechos de las cenizas de incendios y explosiones nucleares, se forman a partir de procesos especializados en los que el resultado será un objeto menos denso sin una supernova.

Un planeta que sufre de degeneración de neutrones sería un proceso en frío no como resultado de una explosión de tamaño estelar, por lo que habría una transición exponencial suave desde el límite de Chandrasekhar a 1.4 masas solares hasta algún lugar cercano a 3.8 masas solares en cuyo punto la gravedad abrumaría la energía nuclear. fuerzas que mantienen unida la estructura atómica de los átomos y colapsaría en un agujero negro. No he encontrado una tabla que muestre esto para un estado de materia fría.

Raj Vardhan Singh dio una respuesta fantástica! Acabo de aprender algo nuevo. 🙂

Pero, ¿qué tan grande podría ser un objeto hecho de roca? Supongamos que decidimos intentar hacer un planeta rocoso súper enorme … ¿hay un límite?

La respuesta depende de la constitución de lo que estamos haciendo.

La Tierra tiene un núcleo de hierro / níquel. Si construimos nuestro planeta con hierro, nunca sufrirá una fusión nuclear. El límite de tamaño superior sería enorme: podríamos agregar más y más hierro y prácticamente no sucedería nada. Sin embargo, en algún momento, la fuerza gravitacional sería tan grande que superaría la repulsión entre los núcleos de hierro. No estoy completamente seguro de lo que sucedería aquí (¡no voy a hacer bolas de hierro gigantes todos los días!), Pero sospecho que el núcleo colapsaría y luego explotaría como una supernova. El resultado sería una estrella de neutrones: no podríamos llevar la masa al territorio del agujero negro antes de que comenzara el colapso (creo).

Pero si utilizáramos una mezcla de hierro y níquel y elementos más ligeros, entonces este planeta dejaría de ser un planeta en el momento en que pudiera fusionar esos elementos más ligeros. Si había una buena cantidad de hidrógeno en la mezcla, entonces podría ser del tamaño de una enana roja (aproximadamente el 7% del tamaño del sol). Pero eso si no se convierte primero en un gigante gaseoso. Si no, ¡nuestro planeta podría ser aún más grande que eso! Necesitaríamos un gran objeto para comenzar a fusionar carbono u oxígeno.

Supongo que este objeto se está construyendo de forma aislada. Si construimos esto en un área donde haya gas para absorber, este planeta podría pasar de ser rocoso a ser un gigante gaseoso mucho antes de que alcancemos cualquiera de estos límites.

Hay una gran cantidad de incertidumbre en mi respuesta, así que Quorans: siéntase libre de comentar y sugerir cambios aquí. Pero estoy razonablemente seguro de que podrías hacer una bola de hierro muy grande, más grande que cualquier planeta rocoso que podamos encontrar.

BD + 20594b: tan grande como la mitad del diámetro de Neptuno. El mayor mundo rocoso encontrado – Universo hoy

Este descubrimiento en enero de 2016 destruyó nuestras teorías nacientes sobre la formación planetaria, que eran simplemente proyecciones basadas en teorías construidas utilizando el único Sistema Solar conocido hasta el descubrimiento de los primeros exoplanetas en 1992. Por lo tanto, a los astrofísicos les cuesta trabajo encontrar una teoría. Teoría revisada para abordar esta cuestión.

Dentro del Sistema Solar: Júpiter o Saturno. ¿Qué planeta tiene la mayor masa sólida (no gaseosa)?

Si la pregunta fuera sobre el planeta más grande posible, entonces habría sido una respuesta trivial: un planeta formado naturalmente podría ser tan grande como la masa crítica de una enana marrón.

El planeta rocoso más grande encontrado hasta ahora tiene una masa aproximadamente cinco veces mayor que la de la Tierra y un radio aproximadamente 1.5 veces mayor que el de la Tierra (Gleise 436C). El núcleo de Júpiter, según algunas estimaciones, es de 10 masas terrestres, por lo que presumiblemente un planeta con una masa diez veces mayor que la Tierra tendría una atmósfera muy espesa y se convertiría efectivamente en un gigante gaseoso como Saturno o Júpiter. Es difícil estimar el punto de inflexión exacto, pero en base a esta información, un planeta cambia de ser un planeta rocoso a un gigante gaseoso en algún lugar entre 5 y 10 masas terrestres. ¿Ves qué tan grandes se vuelven los planetas? – Universe Today para una discusión más detallada.

No creo que haya una respuesta correcta. Si considera cómo se forman los planetas, se acumulan en el disco de acreción estelar, donde la mayor parte del gas es hidrógeno y helio. En algún momento, la estrella envía vientos solares que detienen el crecimiento, pero las estrellas son variables al respecto, y algunos lo hacen dentro de un millón de años de haberse formado, y otros pueden mantener su disco durante más de treinta millones de años. Cuanto más tiempo esté el disco allí, más grandes podrán ser los planetas. En general, si se hacen demasiado grandes, comienzan a interactuar gravitacionalmente entre ellos y comienzan a “reorganizarse”, a menudo expulsando uno del sistema y enviando el más grande a una órbita altamente elíptica, que termina, a través de las fuerzas de marea, en un círculo gigante. La estrella muy de cerca. La estrella ahora puede eliminar el gas, dejando un planeta rocoso, a menos que los planetas sean lo suficientemente grandes como para que su gravedad deje de suceder, en cuyo caso las fuerzas de marea lo enviarán hacia afuera (órbita programada) o harán que caiga en la estrella (retrógrada orbita). Entonces, la pregunta realmente es, ¿cuál es el límite de masa donde la estrella ya no puede eliminar el gas? No sé la respuesta a eso, pero si tiene la respuesta, entonces el núcleo comienza a acumular gas en serio a aproximadamente 12 masas de tierra, luego recoge gas y polvo, el polvo proporcional a la metalicidad de la estrella, para que pueda estimar la masa restante de eso.

Gracias por el A2A Andron

Sí lo tiene.

Cuando un planeta rocoso se hace grande, se convierte en un gigante gaseoso y, si crece aún más, se convertirá en una estrella.

Comencemos con el planeta rocoso más grande jamás descubierto: Kepler 10c, un planeta que pesa 17 veces más que la Tierra y es más del doble de grande .

¿Puede un planeta ser más grande? Nosotros no

Pero hasta ahora, el planeta rocoso más grande jamás descubierto es el doble de grande que la Tierra, así que supongo que ese es el límite. 🙂

El problema es con el material preexistente, que para planetas y estrellas es principalmente hidrógeno y helio, material altamente volátil. Lo bien que se queda depende de la masa. El sol y Júpiter lo guardan. Nosotros no

Hasta ahora no lo sabemos realmente. Es posible que no haya un borrador de edición de tamaño máximo Dentro del Sistema Solar, el planeta Tierra y Venus tienen aproximadamente el mismo tamaño, sin embargo, esto no significa que sea naturalmente un tamaño máximo. Es casi seguro que entre los 2000 y más o menos exo-planetas “superterrestres” que son considerablemente más grandes. Me imagino que si nuestro Sistema Solar se hubiera formado de manera diferente, podría haber habido un planeta rocoso muy grande (la masa de Mercurio, Venus, Tierra y Marte combinados) y uno o dos planetas gigantes de gas. ¡Aunque no soy un verdadero astrónomo!