D : Masses - Densités

X : Masse[MTerre] - Echelle log activée

Y : Densité - Echelle log désactivée - limites = 0 - 8 g/cm3

 

 

 

 

 

 

La densité s'obtient en divisant la masse par le volume. Dans le système solaire, les planètes terrestres ont des densités entre 3.9 et 5.5 g/cm3 et les planètes géantes entre 0.7 et 1.7 g/cm3.

• On voit sur le diagramme que les exoplanètes ne se répartissent pas en deux familles bien séparées, comme les planètes du système solaire. On note cependant une accumulation de planètes massives peu denses, qui sont donc des planètes gazeuses.
• Il y a plusieurs planètes très peu denses (0.03g/cm³) à comparer aux planètes gazeuses du système solaire. Ces objets peuvent être des planètes très jeunes qui n'ont pas fini de se condenser, ou des planètes très prés de l'étoile, que la chaleur fait gonfler.
• Les points avec des densité de plusieurs centaines ou plusieurs milliers de grammes par centimètre-cube sont des biais observationnels. De ces objets découverts par transit, on connait la taille mais on ne connait que des limites supérieures à la masse, qui peuvent être bien supérieure à la valeur réelle.
• En enlevant les objets détectés par transit, on élimine les exoplanètes qui posent problèmes. Il reste quand même des planètes avec une densité très élevée, jusqu'à 50 g/cm³ (comparer avec le fer, 8g/cm3).  Ces valeurs sont très probablement réelles et ill est très difficile de les expliquer. Ces objets pourraient être des noyaux de planètes géantes restés dans un état de compression extrême, par exemple suite à l'expulsion rapide des couches périphériques lors d'une migration. De telles observations sont un défi pour les modélisateurs.

A noter que la plupart des planètes découvertes par vitesses radiales n'apparaissent pas parcequ'on ne connait pas leur rayon, et donc on ne peut pas calculer leur densité.