¿Estamos al borde de una ruptura en la comprensión de la formación planetaria?

Tabla de enlaces

Resumen y 1 Introducción

1. Selección y propiedades de la muestra

2. Resultados

3. Discusión

4. Observaciones finales y Referencias

   Apéndice A: Selección de la muestra

   Apéndice B: Propiedades de los TOIs en este trabajo

   Apéndice C: Estimaciones pre-secuencia principal

5. Observaciones finales

La falta de un sólido respaldo observacional sobre exoplanetas alrededor de estrellas de masa intermedia (análogo al respaldo presente alrededor de estrellas de baja masa) afecta nuestro conocimiento sobre la formación planetaria en general y de los Júpiteres calientes en particular. En este trabajo hemos analizado este tipo de planetas, seleccionados a partir de una combinación de datos de TESS y Gaia. Nuestro análisis se ha centrado en el límite físico de sus órbitas planetarias más internas, independientemente del debate en curso sobre la frecuencia de Júpiteres calientes alrededor de estrellas de masa intermedia (por ejemplo, Sebastian et al. 2022, y referencias allí citadas). En principio, nuestro análisis también es independiente de los desarrollos observacionales que eventualmente conducirían a muestras más grandes de estrellas de masa intermedia que albergan exoplanetas más pequeños a radios orbitales más largos. Proporcionamos evidencia tentativa para apoyar la noción de que las órbitas de los Júpiteres calientes alrededor de estrellas de masa intermedia están determinadas principalmente por el radio de truncamiento de gas del disco protoplanetario – y no por el radio de destrucción de polvo. Aunque las inestabilidades gravitacionales pueden desempeñar un papel en la formación de planetas gigantes de largo período alrededor de tales estrellas, hemos sugerido que el origen de los Júpiteres calientes es probablemente similar al de las fuentes de menor masa. Esto se basa en una combinación entre el paradigma de acreción del núcleo y la migración hasta el borde interno del gas. Finalmente, la comparación entre estrellas de baja y media masa sugiere que la barrera de gas efectivamente fija las órbitas planetarias más internas para todo el régimen de masa estelar. Las pruebas futuras de la hipótesis anterior requieren muestras más grandes de estrellas de masa intermedia con Júpiteres calientes. A continuación se describen dos ejemplos de tales tipos de pruebas.

\ Primero, el tamaño de la magnetosfera está limitado por el radio de co-rotación del disco, que es más pequeño para velocidades de rotación estelar más grandes (Shu et al. 1994). Por lo tanto, si la magnetosfera controla las órbitas planetarias más internas, estas deberían ser más pequeñas para estrellas de rotación rápida (ver, por ejemplo, la discusión relacionada en Lee & Chiang 2017). Esto está de acuerdo con el hallazgo reciente, que muestra que se observan períodos orbitales más cortos en estrellas más masivas con períodos de rotación más cortos, al menos considerando los tipos espectrales FGK (García et al. 2023). Sin embargo, es difícil hacer una prueba concluyente basada solo en estrellas de baja masa, dado su estrecho rango de pequeñas velocidades rotacionales proyectadas. En contraste, las velocidades de las estrellas de masa intermedia abarcan desde unos pocos hasta unos pocos cientos de km/s, haciéndolas ideales para tal prueba. Las velocidades rotacionales proyectadas basadas en Gaia actualmente solo están disponibles para una docena de todas las fuentes analizadas en este trabajo. Estimaciones adicionales de velocidad serán útiles para llevar a cabo esta tarea.

\ Segundo, que las magnetosferas actúen como barreras de gas cesando inmediatamente la migración hacia el interior implica que si estas están ausentes, entonces aumenta la probabilidad de que los planetas sean engullidos por sus estrellas anfitrionas (Nelson et al. 2000). Se ha proporcionado evidencia indirecta de planetas engullidos por sus anfitriones solo para algunas estrellas de tipo solar (por ejemplo, Israelian et al. 2001; De et al. 2023, y referencias allí citadas). Notablemente, es probable que las magnetosferas estén ausentes en la mayoría de las estrellas Herbig con masas & 3-4 M⊙ (Wichittanakom et al. 2020; Vioque et al. 2022), para las cuales el disco de gas puede alcanzar la fuente central a través de una capa límite (Mendigutía 2020, y referencias allí citadas). Por lo tanto, si las magnetosferas son la última barrera que impide la migración planetaria ilimitada, entonces el escenario de engullimiento planetario sería más eficiente para masas estelares de > 3-4 M⊙. Estas estrellas pueden mostrar un déficit de Júpiteres calientes, en comparación con el caso de estrellas menos masivas.

\ Agradecimientos. Los autores agradecen al árbitro anónimo, cuyas sugerencias han servido para mejorar el manuscrito. La investigación de IM está financiada por las subvenciones PID2022-138366NA-I00, por el Ministerio de Ciencia e Innovación de España/Agencia Estatal de Investigación MCIN/AEI/10.13039/501100011033 y por la Unión Europea, y por una beca Ramón y Cajal RyC2019-026992-I. J.L.-B. está parcialmente financiado por el MCIN/AEI/10.13039/501100011033 español y las subvenciones NextGenerationEU/PRTR PID2019-107061GB-C61 y CNS2023- 144309, y por la beca Ramón y Cajal RYC2021-031640-I. BM cuenta con el apoyo de la subvención MCIN/AEI/PID2021-127289-NB-I00. Agradecemos el uso de datos públicos de TOI Release de los conductos en la Oficina Científica de TESS y en el Centro de Operaciones de Procesamiento Científico de TESS. La financiación para la misión TESS es proporcionada por la dirección de la Misión Científica de la NASA. Este trabajo ha utilizado datos de la misión Gaia de la Agencia Espacial Europea (ESA) (https://www.cosmos.esa.int/gaia), procesados por el Consorcio de Procesamiento y Análisis de Datos de Gaia (DPAC, https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium). La financiación para el DPAC ha sido proporcionada por instituciones nacionales, en particular las instituciones que participan en el Acuerdo Multilateral de Gaia.

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