Prot vs Porb por tipo espectral (estrellas tipo 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 del medio 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, mediante pruebas estadísticas realizadas con datos de Kepler, se descubrió una escasez de planetas cercanos alrededor de estrellas anfitrionas de rápida rotación. La incorporación de más sistemas Kepler y de satélites de estudio de exoplanetas en tránsito (TESS) en 2022 llenó esta región del diagrama del período de rotación estelar (Prot) versus el período orbital del planeta (Porb). Revisamos la extracción Prot de las estrellas anfitrionas del planeta Kepler, clasificamos las estrellas por su tipo espectral y estudiamos sus relaciones Prot-Porb.
Sólo utilizamos sistemas de exoplanetas confirmados para minimizar los sesgos. 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 los comparamos con las observaciones. Debido a que ESPEM funciona con un solo planeta que orbita alrededor de una sola estrella de la secuencia principal, limitamos nuestro estudio a esta población de sistemas observados por Kepler que filtran binarios, estrellas evolucionadas y multiplanetas.
Encontramos, tanto en observaciones como en simulaciones, la existencia de una escasez de planetas cercanos que orbitan alrededor de estrellas de rápida rotación, con una dependencia del tipo espectral estelar (F, G y K), que es un proxy de la masa. en nuestra muestra de estrellas. Hay un cambio en el borde de la escasez en función del tipo espectral (y de la masa). Se mueve hacia Prot más corto a medida que aumenta la temperatura (y la masa), haciendo que la escasez parezca más pequeña. 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.
[ PubMed ]García RA, Gourves C, Santos ARG, Strugarek A, Godoy-Rivera D, Mathur S, Delsanti V, Breton SN, Beck PG, Brun AS, Mathis S
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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From: Rafael A. Garcia
[v1] Martes, 31 de octubre de 2023 19:34:56 UTC (3287 KB)
https://arxiv.org/abs/2311.00108
Astrobiología
2023-11-03 00:18:17
1698973601
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