Voici un tracé que j'ai généré en 5 minutes sur le site exoplanets.org

Pour construire cela j'ai pris des planètes découvertes par la méthode transit et qui avaient un $ M \ sin i $ mesuré en utilisant des vitesses radiales. J'ai divisé le $ M \ sin i $ par le sinus de l'angle d'inclinaison mesuré (ceci est nécessaire pour éviter d'utiliser des masses qui ont été estimées en utilisant une relation masse-rayon supposée). L'axe y est la densité, qui provient directement (et assez précisément) des mesures de transit. Bien sûr, les planètes en transit sont les seules à avoir des mesures de rayon et de densité.

Vous devez le faire pour éviter certaines valeurs très incertaines données pour des masses planétaires qui ont été simplement supposées à partir d'une relation masse-rayon théorique .

Comme vous pouvez le voir, il existe une large diffusion (facteur de trois) de la densité à une masse donnée pour les Jupiter chauds (la plupart des planètes géantes en transit sont des Jupiters chauds) , mais il existe une forte corrélation. La densité est au minimum pour quelques dixièmes de masse de Jupiter, mais alors des planètes plus petites (vraisemblablement rocheuses et glacées, plutôt que des géantes gazeuses) semblent montrer des densités plus élevées.

Rappelez-vous, ce sont toutes des exoplanètes en transit, et donc principalement en orbite près de leurs étoiles mères. Il pourrait y avoir des biais et des effets de sélection au travail! Par exemple, bien que les noyaux des géantes gazeuses soient régis par la pression de dégénérescence et que cela rend la relation masse-rayon théorique assez plate, il y a l'effet perturbateur du rayonnement de l'étoile mère («insolation») qui peut agrandir certains objets. Même au-delà de cela, il semble y avoir une dispersion difficile à comprendre.

EDIT: Pour une formulation empirique facile à utiliser, vous pouvez essayer les relations proposées par le Laboratoire d'habitabilité planétaire.

En ce qui concerne les géantes gazeuses, il n'y a pas de limite de masse. Conceptuellement, quelle est la différence entre une étoile plus une géante gazeuse de classe Jupiter par rapport à une étoile plus un compagnon nain brun et une étoile plus une naine rouge par rapport à une paire binaire d'étoiles de plus ou moins la même masse? C'est un spectre sans frontière claire, sans limites claires.

En ce qui concerne la densité, il y a une chose amusante à propos de Jupiter: c'est à peu près aussi grand, en rayon, que les géantes gazeuses et les naines brunes peuvent l'être. Ajoutez de la masse à une géante gazeuse de la taille de Jupiter et vous obtenez une géante gazeuse plus massive qui est proche de la même taille que Jupiter. Ajoutez encore plus de masse et vous obtenez une naine brune qui est proche de la même taille que Jupiter. Ajoutez encore plus de masse et vous obtenez une petite naine rouge qui est proche de la même taille que Jupiter. La relation masse-rayon est très, très plate, de la géante gazeuse Jupiter-masse à la plus petite naine rouge.