Стоим ли мы на пороге прорыва в понимании формирования планет?

Таблица ссылок

Резюме и 1 Введение

1. Выбор образцов и свойства

2. Результаты

3. Обсуждение

4. Заключительные замечания и Ссылки

   Приложение A: Выбор образцов

   Приложение B: Свойства TOI в этой работе

   Приложение C: Оценки до главной последовательности

5. Заключительные замечания

Отсутствие солидной наблюдательной базы по экзопланетам вокруг звезд средней массы (аналогичной базе, имеющейся для звезд малой массы) влияет на наши знания о формировании планет в целом и горячих Юпитеров в частности. В этой работе мы проанализировали такой тип планет, отобранных из комбинации данных TESS и Gaia. Наш анализ был сосредоточен на физическом пределе их самых внутренних планетарных орбит, независимо от продолжающихся дебатов о частоте горячих Юпитеров вокруг звезд средней массы (например, Sebastian et al. 2022, и ссылки в нем). В принципе, наш анализ также не зависит от наблюдательных разработок, которые в конечном итоге могут привести к более крупным выборкам звезд средней массы, содержащих меньшие экзопланеты на более длинных орбитальных радиусах. Мы предоставляем предварительные доказательства в поддержку идеи о том, что орбиты горячих Юпитеров вокруг звезд средней массы в основном определяются радиусом усечения газа протопланетного диска, а не радиусом разрушения пыли. Хотя гравитационные нестабильности могут играть роль в формировании гигантских планет с длительным периодом вокруг таких звезд, мы предположили, что происхождение горячих Юпитеров, вероятно, аналогично происхождению для источников меньшей массы. Это основано на комбинации парадигмы аккреции ядра и миграции до внутреннего края газа. Наконец, сравнение звезд малой и средней массы позволяет предположить, что газовый барьер действительно фиксирует самые внутренние планетарные орбиты для всего режима звездных масс. Будущие проверки предыдущей гипотезы требуют более крупных выборок звезд средней массы с горячими Юпитерами. Ниже приведены два примера таких типов тестов.

\ Во-первых, размер магнитосферы ограничен радиусом совместного вращения диска, который меньше для больших звездных вращательных скоростей (Shu et al. 1994). Таким образом, если магнитосфера контролирует самые внутренние планетарные орбиты, они должны быть меньше для быстровращающихся звезд (см., например, соответствующее обсуждение в Lee & Chiang 2017). Это согласуется с недавним открытием, показывающим, что более короткие орбитальные периоды наблюдаются у более массивных звезд с более короткими периодами вращения, по крайней мере, для спектральных типов FGK (García et al. 2023). Однако трудно сделать окончательный тест, основанный только на звездах малой массы, учитывая их узкий диапазон малых проецируемых скоростей вращения. Напротив, скорости звезд средней массы варьируются от нескольких до нескольких сотен км/с, что делает их идеальными для такого теста. Проецируемые скорости вращения на основе Gaia в настоящее время доступны только для дюжины всех источников, проанализированных в этой работе. Дополнительные оценки скорости будут полезны при выполнении этой задачи.

\ Во-вторых, то, что магнитосферы действуют как газовые барьеры, прекращающие внутреннюю миграцию, немедленно подразумевает, что если они отсутствуют, то вероятность того, что планеты будут поглощены их звездами-хозяевами, увеличивается (Nelson et al. 2000). Косвенные доказательства планет, поглощенных их хозяевами, были предоставлены только для нескольких звезд солнечного типа (например, Israelian et al. 2001; De et al. 2023, и ссылки в них). Примечательно, что магнитосферы, вероятно, отсутствуют у большинства звезд Хербига с массами & 3-4 M⊙ (Wichittanakom et al. 2020; Vioque et al. 2022), для которых газовый диск может достигать центрального источника через пограничный слой (Mendigutía 2020, и ссылки в нем). Таким образом, если магнитосферы являются конечным барьером, предотвращающим неограниченную миграцию планет, то сценарий поглощения планет был бы наиболее эффективным для звездных масс > 3-4 M⊙. Эти звезды могут показывать дефицит горячих Юпитеров по сравнению со случаем менее массивных звезд.

\ Благодарности. Авторы благодарят анонимного рецензента, чьи предложения помогли улучшить рукопись. Исследование IM финансируется грантами PID2022-138366NA-I00, Министерством науки и инноваций Испании/Государственным агентством исследований MCIN/AEI/10.13039/501100011033 и Европейским союзом, а также стипендией Рамона и Кахаля RyC2019-026992-I. J.L.-B. частично финансируется испанскими грантами MCIN/AEI/10.13039/501100011033 и NextGenerationEU/PRTR PID2019-107061GB-C61 и CNS2023-144309, а также стипендией Рамона и Кахаля RYC2021-031640-I. BM поддерживается грантом MCIN/AEI/PID2021-127289-NB-I00. Мы благодарим за использование общедоступных данных TOI Release из конвейеров в Научном офисе TESS и в Центре операций по обработке науки TESS. Финансирование миссии TESS предоставляется директоратом научных миссий NASA. Эта работа использовала данные миссии Европейского космического агентства (ESA) Gaia (https://www.cosmos.esa.int/gaia), обработанные консорциумом обработки и анализа данных Gaia (DPAC, https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium). Финансирование DPAC было предоставлено национальными учреждениями, в частности учреждениями, участвующими в многостороннем соглашении Gaia.

\

Ссылки

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

\ P