Dependencia del tipo espectral estelar (masa) de la escasez de planetas cercanos alrededor de estrellas que giran rápidamente.
Prot vs Porb por tipo espectral (estrellas de tipos K, G y F de arriba a abajo, paneles izquierdo). Las regiones coloreadas representan la distribución de ocurrencias de estrellas-planetas calculadas con ESPEM, mientras que los puntos azules son el CSPHMSS. La región sombreada en gris indica el espacio de parámetros no cubierto por la simulación. Las líneas de puntos y discontinuas son las mismas que en la Fig. 1. Los paneles central y derecho corresponden a los histogramas de Prot y CDF, respectivamente, para las tres distribuciones de estrellas: CSPHMSS (negro), ESPEM (rojo) y RKS (gris). . . – astro-ph.EP
En 2013, se descubrió mediante pruebas estadísticas con datos de Kepler una escasez de planetas cercanos alrededor de estrellas anfitrionas que giran rápidamente. La incorporación de más sistemas Kepler y de satélites de estudio de exoplanetas en tránsito (TESS) en 2022 ha llenado esta región del diagrama del período de rotación estelar (Prot) frente al período orbital del planeta (Porb). Revisamos la extracción Prot de Kepler de estrellas anfitrionas de planetas, clasificamos estrellas por su tipo espectral y estudiamos sus relaciones Prot-Porb.
Sólo utilizamos sistemas de exoplanetas confirmados para minimizar el sesgo. Para conocer los procesos físicos en funcionamiento, utilizamos el código de evolución estrella-planeta ESPEM (acrónimo francés de Evolución de sistemas planetarios y magnetismo) para calcular una síntesis poblacional realista de sistemas exoplanetas y compararla con las observaciones. Debido a que ESPEM trabaja con un solo planeta que orbita una sola estrella de secuencia principal, limitamos nuestro estudio a esta población de sistemas observados por Kepler que filtran binarios, estrellas evolucionadas y multiplanetas.
Tanto en observaciones como en simulaciones encontramos la existencia de una escasez de planetas cercanos que orbitan alrededor de estrellas que giran rápidamente, dependiendo del tipo espectral estelar (F, G y K), que es un indicador de la masa en nuestra muestra de estrellas. Hay un cambio en el borde de escasez según el tipo espectral (y la masa). Se mueve hacia Prot más corto a medida que aumenta la temperatura (y la masa), lo que hace que la escasez parezca menor. Las hipótesis realistas de formación incluidas en el modelo y el tratamiento adecuado de la migración magnética y de marea son suficientes para explicar cualitativamente la escasez de planetas calientes alrededor de estrellas de rápida rotación y la tendencia descubierta con el tipo espectral.
RA García, C. Gourvès, ARG Santos, A. Strugarek, D. Godoy-Rivera, S. Mathur, V. Delsanti, SN Breton, PG Beck, AS Brun, S. Mathis
Comentarios: Aceptado en A&A. 13 páginas, 8 figuras
Materias: Astrofísica de la Tierra y Planetaria (astro-ph.EP); Astrofísica Solar y Estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv:2311.00108 [astro-ph.EP] (o arXiv:2311.00108v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
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Por: Rafael A. García
[v1] Martes, 31 de octubre de 2023 19:34:56 UTC (3287 KB)
https://arxiv.org/abs/2311.00108
Astrobiología
