Estamos à beira de uma ruptura na compreensão da formação planetária?

Tabela de Links

Resumo e 1 Introdução

1. Seleção de amostras e propriedades

2. Resultados

3. Discussão

4. Observações finais e Referências

   Apêndice A: Seleção de amostras

   Apêndice B: Propriedades dos TOIs neste trabalho

   Apêndice C: Estimativas pré-MS

5. Observações finais

A falta de um sólido conhecimento observacional sobre exoplanetas em torno de estrelas de massa intermédia (análogo ao conhecimento presente em torno de estrelas de baixa massa) afeta o nosso conhecimento sobre a formação de planetas em geral e de Júpiteres quentes em particular. Neste trabalho, analisámos este tipo de planetas, selecionados a partir de uma combinação de dados TESS e Gaia. A nossa análise concentrou-se no limite físico das suas órbitas planetárias mais internas, independentemente do debate em curso sobre a frequência de Júpiteres quentes em torno de estrelas de massa intermédia (por exemplo, Sebastian et al. 2022, e referências nele contidas). Em princípio, a nossa análise também é independente de desenvolvimentos observacionais que eventualmente levariam a amostras maiores de estrelas de massa intermédia que albergam exoplanetas menores em raios orbitais mais longos. Fornecemos evidências provisórias para apoiar a noção de que as órbitas dos Júpiteres quentes em torno de estrelas de massa intermédia são principalmente determinadas pelo raio de truncamento de gás do disco protoplanetário – e não pelo raio de destruição de poeira. Embora as instabilidades gravitacionais possam desempenhar um papel na formação de planetas gigantes de longo período em torno de tais estrelas, sugerimos que a origem dos Júpiteres quentes é provavelmente semelhante à das fontes de menor massa. Isto baseia-se numa combinação entre o paradigma de acreção do núcleo e a migração até à borda interna do gás. Finalmente, a comparação entre estrelas de baixa e média massa sugere que a barreira de gás realmente fixa as órbitas planetárias mais internas para todo o regime de massa estelar. Testes futuros da hipótese anterior requerem amostras maiores de estrelas de massa intermédia com Júpiteres quentes. Dois exemplos de tais tipos de testes são descritos abaixo.

\ Primeiro, o tamanho da magnetosfera é limitado pelo raio de co-rotação do disco, que é menor para velocidades rotacionais estelares maiores (Shu et al. 1994). Assim, se a magnetosfera controla as órbitas planetárias mais internas, estas devem ser menores para estrelas de rotação rápida (ver, por exemplo, a discussão relacionada em Lee & Chiang 2017). Isto está de acordo com a descoberta recente, mostrando que períodos orbitais mais curtos são observados em estrelas mais massivas com períodos rotacionais mais curtos, pelo menos considerando tipos espectrais FGK (García et al. 2023). No entanto, é difícil fazer um teste conclusivo baseado apenas em estrelas de baixa massa, dado o seu estreito intervalo de pequenas velocidades rotacionais projetadas. Em contraste, as velocidades das estrelas de massa intermédia variam de algumas a algumas centenas de km/s, tornando-as ideais para tal teste. As velocidades rotacionais projetadas baseadas em Gaia estão atualmente disponíveis apenas para uma dúzia de todas as fontes analisadas neste trabalho. Estimativas adicionais de velocidade serão úteis na realização desta tarefa.

\ Segundo, que as magnetosferas atuam como barreiras de gás cessando a migração para dentro implica imediatamente que, se estas estiverem ausentes, então a probabilidade de que os planetas sejam engolidos pelas suas estrelas hospedeiras aumenta (Nelson et al. 2000). Evidências indiretas de planetas engolidos pelos seus hospedeiros foram fornecidas apenas para algumas estrelas do tipo solar (por exemplo, Israelian et al. 2001; De et al. 2023, e referências nele contidas). Notavelmente, as magnetosferas provavelmente estão ausentes na maioria das estrelas Herbig com massas & 3-4 M⊙ (Wichittanakom et al. 2020; Vioque et al. 2022), para as quais o disco de gás pode alcançar a fonte central através de uma camada limite (Mendigutía 2020, e referências nele contidas). Assim, se as magnetosferas são a barreira final que impede a migração ilimitada de planetas, então o cenário de engolimento de planetas seria mais eficiente para massas estelares de > 3-4 M⊙. Estas estrelas podem mostrar um défice de Júpiteres quentes, em comparação com o caso de estrelas menos massivas.

\ Agradecimentos. Os autores agradecem ao árbitro anónimo, cujas sugestões serviram para melhorar o manuscrito. A investigação de IM é financiada por bolsas PID2022-138366NA-I00, pelo Ministério Espanhol de Ciência e Inovação/Agência Estatal de Investigação MCIN/AEI/10.13039/501100011033 e pela União Europeia, e por uma bolsa Ramón y Cajal RyC2019-026992-I. J.L.-B. é parcialmente financiado pelo MCIN/AEI/10.13039/501100011033 espanhol e pelas bolsas NextGenerationEU/PRTR PID2019-107061GB-C61 e CNS2023- 144309, e pela bolsa Ramón y Cajal RYC2021-031640-I. BM é apoiado pela bolsa MCIN/AEI/PID2021-127289-NB-I00. Agradecemos o uso de dados públicos de lançamento TOI de pipelines no TESS Science Office e no TESS Science Processing Operations Center. O financiamento para a missão TESS é fornecido pela diretoria de Missão Científica da NASA. Este trabalho utilizou dados da missão Gaia da Agência Espacial Europeia (ESA) (https://www.cosmos.esa.int/gaia), processados pelo Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC, https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium). O financiamento para o DPAC foi fornecido por instituições nacionais, em particular as instituições participantes do Acordo Multilateral Gaia.

\

Referências

Baruteau, C., Meru, F., & Paardekooper, S.-J. 2011, MNRAS, 416, 1971

\ Batygin, K., Adams, F. C., & Becker, J. 2023, ApJ, 951, L19

\ Benkendorff, L., Flammini Dotti, F., Stock, K., Cai, M. X., & Spurzem, R. 2024, MNRAS, 528, 2834

\ Borucki, W. J., Koch, D., Basri, G., et al. 2010, Science, 327, 977

\ Boss, A. P. 1998, ApJ, 503, 923

\ Bouvier, J., Alencar, S. H. P., Harries, T. J., Johns-Krull, C. M., & Romanova, M. M. 2007, in Protostars and Planets V, ed. B. Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil, 479

\ Brittain, S. D., Kamp, I., Meeus, G., Oudmaijer, R. D., & Waters, L. B. F. M. 2023, Space Sci. Rev., 219, 7

\ Cantiello, M. & Braithwaite, J. 2019, ApJ, 883, 106

\ Creevey, O. L., Sordo, R., Pailler, F., et al. 2023, A&A, 674, A26

\ De, K., MacLeod, M., Karambelkar, V., et al. 2023, Nature, 617, 55

\ Dong, R., Najita, J. R., & Brittain, S. 2018, ApJ, 862, 103

\ Drazkowska, J., Bitsch, B., Lambrechts, M., et al. 2023, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 534, Protostars and Planets VII, ed. S. Inutsuka, Y. Aikawa, T. Muto, K. Tomida, & M. Tamura, 717

\ Flock, M., Turner, N. J., Mulders, G. D., et al. 2019, A&A, 630, A147

\ Fouesneau, M., Frémat, Y., Andrae, R., et al. 2023, A&A, 674, A28

\ Gaia Collaboration, Arenou, F., Babusiaux, C., et al. 2023a, A&A, 674, A34

\ Gaia Collaboration, Prusti, T., de Bruijne, J. H. J., et al. 2016, A&A, 595, A1

\ Gaia Collaboration, Vallenari, A., Brown, A. G. A., et al. 2023b, A&A, 674, A1

\ Gammie, C. F. 2001, ApJ, 553, 174

\ García, R. A., Gourvès, C., Santos, A. R. G., et al. 2023, A&A, 679, L12

\ Giacalone, S., Dressing, C. D., Jensen, E. L. N., et al. 2021, AJ, 161, 24

\ Gravity Collaboration, Wojtczak, J. A., Labadie, L., et al. 2023, A&A, 669, A59

\ Guerrero, N. M., Seager, S., Huang, C. X., et al. 2021, ApJS, 254, 39

\ Hussain, G. A. J. & Alecian, E. 2014, in Magnetic Fields throughout Stellar Evolution, ed. P. Petit, M. Jardine, & H. C. Spruit, Vol. 302, 25–37

\ Israelian, G., Santos, N. C., Mayor, M., & Rebolo, R. 2001, Nature, 411, 163

\ Kley, W. & Nelson, R. P. 2012, ARA&A, 50, 211

\ Koenigl, A. 1991, ApJ, 370, L39

\ Koumpia, E., de Wit, W. J., Oudmaijer, R. D., et al. 2021, A&A, 654, A109

\ Kunimoto, M. & Matthews, J. M. 2020, AJ, 159, 248

\ Lee, E. J. & Chiang, E. 2017, ApJ, 842, 40

\ Lillo-Box, J., Morales-Calderón, M., Barrado, D., et al. 2024, arXiv e-prints, arXiv:2404.06316

\ Lin, D. N. C., Bodenheimer, P., & Richardson, D. C. 1996, Nature, 380, 606

\ Marcos-Arenal, P., Mendigutía, I., Koumpia, E., et al. 2021, A&A, 652, A68

\ Mayor, M. & Queloz, D. 1995, Nature, 378, 355

\ Mendigutía, I. 2020, Galaxies, 8, 39

\ Mendigutía, I., Solano, E., Vioque, M., et al. 2022, A&A, 664, A66

\ Michael, S., Durisen, R. H., & Boley, A. C. 2011, ApJ, 737, L42

\ Monnier, J. D. & Millan-Gabet, R. 2002, ApJ, 579, 694

\ Mulders, G. D., Pascucci, I., & Apai, D. 2015, ApJ, 798, 112

\ Mulders, G. D., Pascucci, I., Ciesla, F. J., & Fernandes, R. B. 2021, ApJ, 920, 66

\ Nelson, R. P., Papaloizou, J. C. B., Masset, F., & Kley, W. 2000, MNRAS, 318, 18

\ Pinte, C., Ménard, F., Berger, J. P., Benisty, M., & Malbet, F. 2008, ApJ, 673, L63

\ Ribas, Á., Bouy, H., & Merín, B. 2015, A&A, 576, A52

\ Ricker, G. R., Winn, J. N., Vanderspek, R., et al. 2015, Journal of Astronomical Telescopes, Instruments, and Systems, 1, 014003

\ Romanova, M. M., Lii, P. S., Koldoba, A. V., et al. 2019, MNRAS, 485, 2666

\ Salaris, M. & Cassisi, S. 2006, Evolution of Stars and Stellar Populations

\ Sebastian, D., Guenther, E. W., Deleuil, M., et al. 2022, MNRAS, 516, 636

\ Shu, F., Najita, J., Ostriker, E., et al. 1994, ApJ, 429, 781

\ Siess, L., Dufour, E., & Forestini, M. 2000, A&A, 358, 593

\ Simon, T., Ayres, T.