Estudios previos de abundancias de litio en estrellas con planetas

planetas

La dependencia de la abundancia del Li con los par´ametros estelares hace que la interpretaci´on de los resultados no sea directa. Esto ha llevado a un fuerte debate entre distintos grupos de investigadores respecto a posibles diferencias en el contenido de Li de estrellas de secuencia principal con y sin planetas. Esta controversia se ha mantenido constante en los ´ultimos 14 a˜nos, por lo que en esta introducci´on discutimos brevemente los resultados de los estudios previos que conciernen a la abundancia del Li en estrellas con planetas.

King et al. (1997) reportaron diferencias entre las componentes del sistema bina- rio 16 Cyg sugiriendo que la presencia de un planeta podr´ıa ser la responsable de la menor A(Li) encontrada en la estrella hu´esped. Posteriormente, Gonzalez & Laws (2000) compararon las A(Li) de 8 estrellas con planetas con las de una muestra de estrellas de campo tomadas de la literatura, y llegaron a la conclusi´on de que las es- trellas con planetas tienen menor A(Li) que aqu´ellas sin planetas. Sin embargo, Ryan (2000) compar´o las abundancias de litio (de literatura) de estrellas con planetas con

7.1. INTRODUCCI ´ON 175 respecto a las de estrellas de campo y c´umulos abiertos, seleccionadas cuidadosamente para cubrir los mismos intervalos de temperatura, edad y composici´on qu´ımica, pero no encontr´o diferencias en A(Li).

Posteriormente, con un n´umero mayor de estrellas con planetas, Israelian et al. (2004) obtuvieron A(Li) para 79 estrellas con planetas y 38 sin planetas y no encon- traron diferencias en Li, pero notaron que hab´ıa un n´umero limitado de estrellas de control con detecci´on de Li para ser usado como comparaci´on. Por lo tanto, usaron una muestra de control de 157 estrellas de campo que extrajeron del trabajo de Chen et al. (2001) y concluyeron que las estrellas con planetas en el rango de Teff entre 5600 y 5850

K exhiben un mayor agotamiento de Li. Estos resultados fueron posteriormente confir- mados por Takeda & Kawanomoto (2005), quienes derivaron A(Li) para una muestra de 160 enanas FGK y subgigantes del disco Gal´actico, de las cuales s´olo 27 eran es- trellas con planetas. Chen & Zhao (2006) reportaron tambi´en una mayor frecuencia de estrellas pobres en Li en su muestra de 16 estrellas con planetas comparado con 20 estrellas de control, pero en este caso en el rango 5600-5900 K.

Luck & Heiter (2006) derivaron A(Li) de manera homog´enea para una muestra de 216 enanas de secuencia principal, de las cuales 55 albergaban planetas gigantes, y no encontraron diferencias entre estrellas con y sin planetas. Adem´as, argumentaron que las diferencias reportadas por Israelian et al. (2004) fueron causadas por una diferencia sistem´atica entre las escalas de temperatura de su trabajo y el de Chen et al. (2001), del que obtuvieron la muestra de control. Para continuar con la controversia, el tema fue revisado por Gonzalez (2008) quien combin´o muestras de la literatura (37 estrellas con planetas y 137 sin planetas) y encontr´o que las estrellas con planetas con Teff ∼

5800 K tienden a tener menor A(Li) que las estrellas sin planetas.

Por otro lado, Mel´endez et al. (2010), obtuvieron A(Li) para 4 estrellas con pla- netas y 6 sin planetas, con Teff ∼ 5800 K (el mismo rango donde se hab´ıan repor-

tado diferencias). Bas´andose en este n´umero peque˜no de mediciones, aunque m´as homog´eneas, Mel´endez et al. argumentaron que las estrellas con planetas no mues- tran A(Li) an´omalamente bajas. A partir de una muestra m´as grande observada con HARPS, Israelian et al. (2009) derivaron A(Li) para 480 estrellas, de las cuales 86 albergan planetas. En la Figura 7.1 se muestra el resultado m´as importante de ese trabajo: estrellas con planetas tienen menor abundancia de Li que las estrellas sin pla- netas en el rango de Teff entre 5600 y 5900 K, y especialmente para an´alogas solares

con Teff = 5777 ± 80 K. Sousa et al. (2010) descartaron que diferencias en masa y

edad puedan ser las responsables del exceso de agotamiento y propusieron que la baja A(Li) est´a directamente relacionada con la presencia de planetas.

Gonzalez et al. (2010) realizaron un an´alisis homog´eneo para medir A(Li) y vsen i en una muestra de 90 estrellas con planetas y 60 sin planetas. B´asicamente confirmaron los resultados de Gonzalez (2008), aunque encontraron una menor temperatura (Teff

= 5850 K) para la regi´on de transici´on entre A(Li) baja y alta en las estrellas con planetas. Baumann et al. (2010) analizaron una muestra de 117 estrellas de tipo solar,

Figura 7.1: Abundancia de Li vs. Teff en an´alogas solares con y sin planetas detectados.

Los c´ırculos llenos corresponden a estrellas con planetas y los c´ırculos vac´ıos a estre- llas sin planetas. Las estrellas con l´ımites superiores en las abundancias de Li est´an indicadas con flechas. Extra´ıdo de Israelian et al. (2009).

incluyendo 14 con planetas, y no hallaron ninguna diferencia en el contenido de litio de estrellas con y sin planetas. Estos autores atribuyeron las diferencias previamente reportadas en la literatura a efectos sistem´aticos que surgen de las muestras de control con diferentes propiedades estelares, tales como masa y edad.

Ghezzi et al. (2010c) realizaron una determinaci´on homog´enea de A(Li) en 117 es- trellas con planetas y 145 estrellas sin planetas. Luego de verificar que ambas muestras tienen un solapamiento considerable en las propiedades f´ısicas, incluyendo temperatu- ras efectivas, masas, metalicidades y edades, realizaron una comparaci´on global entre ambas sin encontrar diferencias claras entre estrellas con y sin planetas, tal como se puede ver en el histograma de frecuencias acumuladas de la Figura 7.2.

Continuando con el intenso debate, Ram´ırez et al. (2012) derivaron par´ametros fundamentales y A(Li) para 671 estrellas, incluyendo 165 que albergan planetas. Estos autores, si bien encontraron que existe una diferencia entre la abundancia de litio de estrellas con y sin planetas en un rango peque˜no de temperaturas, establecieron que estas diferencias se explican totalmente por sesgos en edad y metalicidad y, por lo tanto, descartaron una conexi´on entre el contenido de litio y la presencia de planetas. Recientemente, sin que la controversia parezca tener un final a la vista, Delgado Mena et al. (2014) presentaron nuevas determinaciones de A(Li) para una gran mues- tra de estrellas observadas con diferentes espectr´ografos de alta resoluci´on. En el rango de 5600 a 5900 K la muestra contiene 235 estrellas de secuencia principal de las cuales 91 albergan planetas. Delgado Mena et al. encontraron que la A(Li) en estrellas con plane- tas es, en promedio, menor que la A(Li) de estrellas sin planetas, hallando las m´aximas diferencias en el caso de gemelas solares (Teff = T ± 80 K; logg = logg ±0.2 y

7.1. INTRODUCCI ´ON 177

Figura 7.2: Histograma de frecuencias acumuladas de la abundancia de litio en estrellas con planetas (l´ınea continua) y estrellas sin planetas (l´ınea a trazos). Las abundancias de Li corresponden a estrellas con detecciones de litio solamente. Tomado de Ghezzi et al. (2010c).

[Fe/H] = [Fe/H]±0.2). Estos autores descartaron que sesgos en masa, edad y meta- licidad sean los ´unicos causantes del agotamiento de litio en estrellas con planetas y propusieron que la presencia de planetas es un factor determinante. M´as a´un, encon- traron indicios de que la cantidad de agotamiento de Li en las estrellas de tipo solar es mayor cuando los planetas son m´as masivos que J´upiter.

Desde el punto de vista te´orico se han propuesto algunos mecanismos que conectan directamente la presencia de planetas con el agotamiento de Li. Por un lado, se ha establecido que la migraci´on planetaria afecta la evoluci´on del momento angular de la estrella, lo cual producir´ıa un mezclado efectivo (Israelian et al. 2004; Chen & Zhao 2006; Castro et al. 2009). Otro escenario plantea que tambi´en ser´ıa posible que la in- teracci´on entre el disco protoplanetario y la estrella produzca rotaci´on diferencial entre el n´ucleo radiativo y la envoltura convectiva, lo cual a su vez disparar´ıa inestabilidades hidrodin´amicas que provocar´ıan una mayor destrucci´on del Li en la evoluci´on de pre- secuencia principal y secuencia principal (Bouvier 2008). Tambi´en es posible que el disco protoplanetario encierre una gran cantidad de momento angular y, por lo tanto, produzca un poco de freno rotacional en la estrella hu´esped sobre la etapa de pre- secuencia, induciendo un aumento en el mezclado (Israelian et al. 2004). Finalmente, otro escenario propone que la ca´ıda de material de tipo planetario sobre la estrella (acreci´on) puede favorecer el agotamiento de Li por procesos de mezclado, ya sea por convecci´on termohalina (Garaud 2011; Th´eado & Vauclair 2012), o por incremento de la temperatura en el fondo de la envoltura convectiva, produciendo as´ı el agotamiento del Li (Baraffe & Chabrier 2010).

solo trabajo que ha estudiado posibles diferencias entre estrellas con y sin planetas. Analizando 378 gigantes G/K, incluyendo 23 que albergan sistemas planetarios, Liu et al. (2014) reportaron que estas ´ultimas presentan menor A(Li) que las estrellas sin planetas detectados, y explicaron este resultado simplemente sugiriendo que el Li es m´as f´acil de agotar en las estrellas con planetas.

7.1.2.

Objetivos del trabajo

En vista del interesante debate que contin´ua abierto acerca de la posible conexi´on entre la abundancia de Li y la presencia de planetas alrededor de estrellas de secuen- cia principal, y la escasez de este tipo de estudios en estrellas evolucionadas, en este cap´ıtulo determinamos de manera hom´ogenea la abundancia de litio para las estrellas evolucionadas de nuestra muestra. El objetivo principal es analizar diferencias entre la abundancia de Li de las estrellas evolucionadas con y sin planetas. Para ello, tendremos en cuenta el comportamiento de la abundancia de Li en funci´on de los par´ametros este- lares que fueron derivados en los cap´ıtulos previos, a fin de realizar una interpretaci´on cuidadosa de los resultados. Al igual que hicimos en el caso de las abundancias qu´ımicas analizadas anteriormente, tambi´en exploraremos relaciones entre el contenido de litio y los par´ametros planetarios.