Propiedades de los planetas alrededor de estrellas evolucionadas

cionadas

En los ´ultimos a˜nos, a medida que el n´umero de planetas detectados alrededor de es- trellas evolucionadas ha aumentado significativamente, han comenzado a emerger varias tendencias interesantes referidas a sus par´ametros orbitales. A continuaci´on discutimos algunas de las principales caracter´ısticas.

Semieje mayor

Una de las caracter´ısticas observadas m´as interesantes est´a relacionada con la dis- tribuci´on de distancias orbitales de los planetas alrededor de estrellas evolucionadas. En el panel izquierdo de la Figura 1.16 se muestra la masa estelar en funci´on del semieje mayor de los planetas orbitando alrededor de subgigantes (tri´angulos), gi- gantes (cuadrados) y estrellas de secuencia principal (c´ırculos vaci´os). En contraste con las enanas de secuencia principal (ver tambi´en Figura 1.10), se puede notar la falta o “desierto” de planetas alrededor de estrellas gigantes con distancias orbitales menores a ∼0.5 UA (∼136 d´ıas, Johnson et al. 2007b; Sato et al. 2008, 2010; Niedzielski et al. 2009).

Se han propuesto varias explicaciones para esta carencia observada de planetas. Una de las posibilidades est´a relacionada con la evoluci´on de la estrella. A medida que una estrella deja la secuencia principal y asciende a la rama de las gigantes rojas (RGB) ´esta se expande sustancialmente. Debido a fuerzas de marea entre la estrella en expansi´on y el planeta, este ´ultimo transfiere momento angular a la estrella, lo que puede provocar un decaimiento orbital acelerado, y terminar siendo engullido por la estrella evolucionada (Siess & Livio 1999). Se espera que la mayor´ıa de los planetas sean acretados hacia el final de la RGB donde el radio estelar se hace m´as grande. Adem´as, puesto que durante la fase de RGB el radio estelar depende fuertemente de su masa (a menor masa mayor radio, Villaver & Livio 2009) la distancia de supervivencia de los planetas (m´ınima distancia orbital para evitar la captura y acreci´on por la estrella hu´esped) disminuye fuertemente con la masa estelar (Villaver & Livio 2009; Kunitomo et al. 2011). As´ı, por ejemplo, las simulaciones de Kunitomo et al. (2011) dan una distancia orbital de supervivencia de 1.1 UA para una estrella de 1.8 M y de 0.36 UA para una estrella de 2 M. Las estrellas gigantes con planetas ubicadas en la regi´on del clump tienen radios entre ∼8 y 24 R (∼0.03–0.1 UA), de modo que cualquier planeta dentro de las ∼0.15 UA ser´ıa engullido por una gigante con radio

1.5. ESTRELLAS EVOLUCIONADAS CON PLANETAS 45 en expansi´on durante la evoluci´on de post-secuencia principal (Bowler et al. 2010). Varias simulaciones num´ericas de la evoluci´on de las distancias orbitales de planetas en funci´on de la evoluci´on estelar logran explicar la distribuci´on de los semiejes mayores observada en el marco de la acreci´on de planetas (Sato et al. 2008; Villaver & Livio 2009; Kunitomo et al. 2011).

Recientemente, se ha obtenido evidencia observacional de que la acreci´on planetaria ha tenido (o tendr´a) lugar en las estrellas gigantes. Uno de los ejemplos corresponde a la gigante BD+ 48 740, que presenta sobreabundancia de litio (ver Cap´ıtulo 7), y que es orbitada por un planeta masivo de alta excentricidad. Se ha sugerido que la ingesti´on de un segundo planeta por parte de la estrella podr´ıa explicar tanto el alto contenido de litio observado en la superficie estelar como la alta excentricidad orbital del planeta detectado (Adam´ow et al. 2012, ver Cap´ıtulos 6 y 7). Por otro lado, se estima que el planeta Kepler-91b, que transita alrededor de una gigante que est´a ascendiendo en la RGB, podr´ıa estar al final de su vida. Kepler-91b podr´ıa ser la etapa previa de la engullici´on reportada en BD+ 48 740 ya que se ha estimado que ser´a acretado por su estrella hu´esped en menos de 55 millones de a˜nos (Lillo-Box et al. 2014b). Adem´as del alto contenido de litio, en el Cap´ıtulo 7 discutimos algunas otras caracter´ısticas observacionales que podr´ıan ser detectadas en las estrellas gigantes que hayan acretado planetas (Siess & Livio 1999).

En el caso de las subgigantes, si bien se observan algunos planetas a distancias or- bitales menores que 0.6 UA, puede notarse que la mayor´ıa se encuentra a distacias orbitales mayores que 0.6 UA. M´as a´un, comparado con las estrellas de secuencia prin- cipal, las subgigantes son deficientes en planetas de corto per´ıodo (P _. 0.3 a˜nos) y superpobladas con planetas gigantes de per´ıodos m´as largos (_& 3 a˜nos, Winn & Fab- rycky 2014). Puesto que las subgigantes no han evolucionado lo suficiente, teniendo radios entre∼2 y 5 R (∼0.01–0.02 UA), es poco probable que los planetas sufran per- turbaciones orbitales. Por lo tanto, a diferencia de los planetas alrededor de gigantes delclump, la evoluci´on estelar no puede ser la ´unica responsable de la falta de planetas de corto per´ıodo. Otra posibilidad para explicar la distribuci´on observada de semiejes mayores es que ´esta sea primordial. Los mecanismos de formaci´on y evoluci´on, incluyen- do el tiempo de disipaci´on del disco protoplanetario, podr´ıan ser distintos alrededor de estrellas de secuencia principal m´as masivas (M? & 1.2 M) comparados con aquellos alrededor de estrellas de menor masa. Estas diferencias podr´ıan resultar en la falta de planetas de corto per´ıodo alrededor de estrellas de tipo BAF de secuencia principal (Johnson et al. 2007b, 2010b; Bowler et al. 2010; Winn & Fabrycky 2014). De acuerdo con varias simulaciones de formaci´on y migraci´on planetaria, dentro del escenario de acreci´on de n´ucleo (ver Secci´on 1.6), si se supone una dependencia del tiempo de vida del disco protoplanetario con la masa estelar se puede reproducir la escasez de planetas de corto per´ıodo. En este escenario, el proceso de migraci´on planetaria “hacia adentro” se detiene a distancias orbitales m´as grandes para las estrellas m´as masivas (Burkert & Ida 2007; Currie 2009; Kretke et al. 2009).

Figura 1.16:Panel izquierdo:masa estelar vs. distancia orbital de los planetas que orbi- tan alrededor de estrellas de secuencia principal (c´ırculos vac´ıos), subgigantes (tri´angu- los) y gigantes (cuadrados). La l´ınea punteada corresponde a una distancia orbital de ∼0.5 UA.Panel derecho: masa planetaria m´ınima vs. masa estelar. Todos los par´amet- ros fueron tomados de exoplanets.org.

Finalmente, tambi´en ser´ıa posible que varios planetas de corto per´ıodo todav´ıa residan muy cerca de sus estrellas sin haber sido acretados. Estos planetas tendr´ıan per´ıodos de algunos d´ıas, o similares a las variaciones estelares intr´ınsecas. Por lo tanto las variaciones de VR provocadas por planetas de muy corto periodo sobrevivientes a la evoluci´on estelar, quedar´ıan enmascaradas por las oscilaciones estelares (Pasquini et al. 2008).

Masa planetaria

Otra de las tendencias que est´a emergiendo de los resultados de los relevamientos de b´usqueda de planetas alrededor de estrellas evolucionadas se relaciona con la masa planetaria (masa m´ınima). Varios trabajos han encontrado que los planetas alrededor de estrellas evolucionadas tienden a ser m´as masivos que los encontrados alrededor de estrellas enanas de tipo solar (Johnson et al. 2007a; Lovis & Mayor 2007; Pasquini et al. 2008; D¨ollinger et al. 2009; Johnson et al. 2010b). Este resultado se puede ver claramente en el panel derecho de la Figura 1.16, donde la mayor´ıa de los planetas reportados alrededor de subgigantes y gigantes tienen masas superiores a ∼2 MJup.

Esto parece estar en contraste con la distribuci´on de masa observada de los planetas alrededor de enanas de menor masa, donde la mayor´ıa de ellos tienen masas por debajo de∼2 MJup (Jones et al. 2014).

1.6. FORMACI ´ON PLANETARIA 47