D: Masse - Densità

X: Massa[MTerra] - Scala logaritmica attivata

Y: Densità - Scala logaritmica disattivata - limiti = 0 - 8 g/cm3

 

 

 

 

 

 

La densità si ottiene dividendo la massa per il volume. Nel sistema solare i pianeti terrestri hanno delle densità comprese tra 3.9 e 5.5 g/cm3 e i pianeti giganti tra 0.7 e 1.7 g/cm3.

• Si vede sul diagramma che gli esopianeti non si distribuiscono in due famiglie ben separate, come i pianeti del sistema solare. Si nota tuttavia un maggior numero di pianeti massicci poco densi, che sono quindi dei pianeti gassosi.
• Ci sono diversi pianeti molto poco densi (0.03g/cm³) al confronto con i pianeti gassosi del sistema solare. Questi oggetti possono essere dei pianeti molto giovani che non hanno finito di condensare, o dei pianeti molto vicini alla stella, che il calore fa gonfiare.
• I punti con delle densità di diverse centinaia o diverse migliaia di grammi per centimetro cubo sono dei biais osservazionali. Di questi oggetti scoperti tramite il metodo del transito, si conoscono le dimensioni ma si conoscono solo i limiti superiori della massa, che possono essere ben superiori al valore reale.
• Escludendo gli oggetti osservati tramite il metodo dei transiti, si eliminano gli esopianeti che pongono dei problemi. Restano tuttavia dei pianeti con una densità molto elevata, fino a 50 g/cm³ (confrontate con il ferro, 8g/cm3).  Questi valori sono molto probabilmente reali ed è molto difficile di spiegarli. Questi oggetti potrebbero essere dei nuclei di pianeti giganti restati in uno stato di compressione estrema; per esempio a seguito dell'espulsione rapida degli strati periferici durante una migrazione. Tali osservazioni sono una sfida per i ricercatori che sviluppano i modelli.

Da notare che la maggior parte dei pianeti scoperti tramite il metodo delle velocità radiali non compare perché non si conosce il loro raggio, e quindi non si può calcolare la loro densità.