Dipendenza del tipo spettrale stellare dalla scarsità di pianeti vicini attorno a stelle in rapida rotazione.
Prot vs Porb per ogni tipo spettrale (stelle di tipo K, G e F dall’alto al basso, pannelli di sinistra). Le aree colorate rappresentano la distribuzione degli eventi planetari stellari calcolati utilizzando ESPEM, mentre i punti blu sono CSPMSS. L’area ombreggiata in grigio indica lo spazio dei parametri non coperto dalla simulazione. Le linee tratteggiate e tratteggiate sono le stesse della Figura 1. I pannelli centrale e destro corrispondono rispettivamente agli istogrammi Prot e CDF per le tre distribuzioni stellari: CSPHMSS (nero), ESPEM (rosso) e RKS (grigio). — Ph.EP astronomico
Nel 2013, utilizzando test statistici sui dati di Keplero, è stata riscontrata una carenza di pianeti vicini attorno a stelle ospiti in rapida rotazione. L’aggiunta di più sistemi Keplero e dei satelliti Transiting Exoplanet Survey (TESS) nel 2022 ha riempito questa regione del grafico del periodo di rotazione di una stella (Prot) rispetto al periodo orbitale di un pianeta (Porb). Abbiamo rivisitato l’estrazione BRUT delle stelle ospiti di Keplero, classificato le stelle in base al loro tipo spettrale e studiato le relazioni BRUT-PORB.
Abbiamo utilizzato solo sistemi di esopianeti confermati per ridurre i pregiudizi. Per ottenere informazioni dettagliate sui processi fisici in gioco, abbiamo utilizzato il codice di evoluzione stellare e planetaria ESPEM (l’abbreviazione francese per l’evoluzione dei sistemi planetari e magnetici) per calcolare la struttura della popolazione reale dei sistemi esoplanetari e confrontarli con le osservazioni. . Poiché ESPEM funziona con un singolo pianeta in orbita attorno a una singola stella della sequenza principale, abbiamo limitato il nostro studio a questo insieme di sistemi Keplero osservati che filtrano binarie, stelle evolute e pianeti multipli.
Sia nelle osservazioni che nelle simulazioni, troviamo una scarsità di pianeti vicini che orbitano attorno a stelle in rapida rotazione, basandosi sul tipo spettrale stellare (F, G, K), che è un proxy per la massa nel nostro campione di stelle. C’è uno spostamento nel limite della scarsità in funzione del tipo spettrale (e della massa). Si sposta verso il prot più corto man mano che la temperatura (e la massa) aumenta, facendo apparire la rarità più piccola. Le ipotesi realistiche di formazione incluse nel modello e il trattamento appropriato della migrazione mareale e magnetica sono sufficienti per spiegare sia la scarsità di pianeti caldi attorno a stelle in rapida rotazione sia l’orientamento non rilevato con il tipo spettrale.
RA Garcia, C. Jurvis, RJ Santos, A. Strogaric, D. Godoy Rivera, S. Mathur, V. Delsanti, S. N. Britton, P. J. Beck, A. S. Bruhn, S. Matisse
Commenti: Accettato presso A&A. 13 pagine, 8 numeri
Argomenti: Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP); Astrofisica solare e stellare (astro-ph.SR)
Citare come: arXiv:2311.00108 [astro-ph.EP] (Oppure arXiv:2311.00108v1 [astro-ph.EP] per questa versione)
Data di presentazione
Da: Raffaello A. Garcia
[v1] Martedì 31 ottobre 2023, 19:34:56 UTC (3.287 KB)
https://arxiv.org/abs/2311.00108
Astrobiologia
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