ホスト星よりも大きい惑星の存在？

〜0.5木星質量と80木星質量（ガス巨星から褐色矮星と赤色矮星まで）の間のオブジェクトの質量領域は、オブジェクト直径とのほぼ平坦な関係に代表されます。小さな星のいくつかよりも大きい惑星がそこにあります。

知られている最小の（現在融合している）星EBLM-J0555-57は、土星よりわずかに大きい（木星の質量の85倍の半径で約59000 km）と推定されています。

褐色矮星の疑いではないことが知られている最大の惑星の1つであるWASP-79bは、木星の質量の0.9倍で木星の直径の2倍であると推定されています。同様の測定値を持つ多くの熱い木星とふくらんでいる惑星が知られています。

惑星がそのホスト星より大きいシステムが存在する可能性はどのくらいありますか？既知の例はありますか？

パルサー惑星などを除外している、現在融合している星のみを探しています。

質問への答えは、使用される惑星の正確な定義に依存します。

可能な例は、Lドワーフ2M 0746 + 20（2MASS J07464256 + 2000321）とその惑星2M 0746 + 20 bです。

惑星の半径は星の半径より12％大きいです。

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

$12.21 (± 0.4) \cdot M_J$

最小の星は依然としてガス巨大惑星のサイズであるため、問題は主シーケンスの下部にある星の周りにガス巨人が存在するかどうかということになります。近接するガス巨大惑星は、低質量の星の周りではまれですが、長周期の惑星があるようです。これは、問題のシステムの最大の惑星半径が、膨張した熱い木星ではなく、木星に似ていることを意味します。例外は、惑星が冷えて縮む前の非常に若いシステムの場合ですが、その場合、星も収縮しているため、おそらくそこでは勝ちません。

問題は、これらの星が非常に暗いことです。そのため、放射速度法はトリッキーです。これにより、赤外線で動作するRV装置（Habitable Zone Planet Finderなど）がオンラインになると、もう少し変更される可能性があります。これらの星の周りの巨大惑星の長い軌道周期も、検出を行うためにより長い観測時間を必要とします。残念ながら、長い軌道期間は通過を起こしそうにないので、おそらく私たちは惑星の半径を決定することができず、惑星が星よりも大きいことを確実に知ることはできません。

ダイレクトイメージングにより、水素燃焼限界に近いオブジェクトからかなり広い距離にあるいくつかの木星の質量のいくつかのオブジェクトが見つかりました。 。これらのオブジェクトを何と呼ぶか​​は完全に明確ではなく、それらは惑星ではなく非常に低質量の褐色矮星である可能性があります。さらに、これらのシステムは非常に若いので、星はまだ主系列の半径に収縮していません。低質量の星の場合、これには数十億年かかる可能性があり、その時までに惑星は冷却されてはるかに暗くなります（そして検出が難しくなります）。これらの種類の広域分離システムは、恒星との遭遇によっても破壊される可能性があります。

これらの種類のシステムを検出するために機能するもう1つのアプローチは、重力マイクロレンズです。これは、システムのスノーラインの近く、つまり惑星系により近いスケールでオブジェクトを見つける傾向があります。惑星がその星よりも大きい可能性がある種類のシステムの例は、KMT-2016-BLG-1107Lbです。ここで、パラメーターは、〜0.34 AUで〜0.087太陽質量星を周回する〜3.3木星質量惑星を示唆しています。残念ながら、レンズシステムは通常見えないため、パラメータの不確実性は通常大きくなります。つまり、半径情報もないので、このシステムがその星よりも大きな惑星を確実に持っているとは言えません。

したがって、惑星が軌道を回る主系列の星よりも大きくなる可能性のあるシステムが存在するように見えますが、必要な観測を行うことが困難であるため、これまでのところ確認された事例はありません。

赤い矮星を超えて、別の可能性は、タイプBの準矮星を周回する惑星の可能性です。

そのような星のいくつかの特徴：

• ほぼすべてヘリウムで構成
• 2つの白い矮星の合併によって、またはいくつかの赤い巨人の進化の特定の時点で形成されると考えられています
• 温度範囲は20,000 K〜40,000 K
• 明るさは太陽の明るさの10〜100倍です
• 質量は通常、太陽の質量の〜0.5倍です
• 半径は太陽の半径の約0.15-0.25倍です

この半径の範囲は、最大の惑星の半径（太陽の半径の〜0.2倍）と重なります。前駆星はより重いため、原始惑星系円盤でガス巨人が形成される可能性が高くなります。次に、「ガスジャイアントが内部の星系への道を見つけて膨らませることができるか」という質問になります。

$M_j$$R_j$

もう1つの既知の例は、赤い巨人の名残であるように見えるかなり奇妙な星、ケプラー70です。Kepler 70システムは非常にコンパクトで、2つの小さな（地球以下の半径）惑星がそれぞれ5時間と8時間の猛烈に速い周期で周回しています。（興味深いことに、これらの惑星は、ホストの星の日食によって検出されたのではなく、星の後ろを周回し始めるときの光度の周期的な増加によって検出されました。これらの惑星の両方は、太陽よりも高温の表面をそれぞれ7,600 Kおよび6,800 K持っています。 ）これらの惑星は、その赤い巨大相の間に星の内部にいることによって蒸発したガス巨人の残骸であると理論化されています。

これらの2つの例から、小さなB型準矮星の周りにガス巨人を配置することには問題はないと結論付けます。準矮星が形成される前に、近くのすべてのガス巨星を沸騰させる赤い巨星があるか、または2つの白い準矮星が青い準矮星に合流している。

私は惑星がホストよりも大きな星系が形成されるのではないかと疑っています。ガスの巨人は、準矮星の形成後、どういうわけか内側に移動しなければなりません。