- Título del artículo original: Compact multi-planet systems are more common around metal poor hosts
- Autores: John M. Brewer, Songhu Wang, Debra A. Fischer, Daniel Foreman-Mackey
- Institución del primer autor: Yale University, Columbia University
- Estado de la publicación: Publicado en The Astrophysical Journal Letter el 24 de octubre.
- Astrobite original: A hidden reservoir of multi-planet systems? por Eckhart Spalding
¡Kepler ha muerto, larga vida a Kepler! La nave espacial Kepler ha transformado nuestro conocimiento sobre los exoplanetas y es por tanto muy triste tener que decirle adiós. Kepler ha tenido una especial relevancia en sistemas exoplanetarios del tamaño de Neptuno o de la Tierra, específicamente en aquellos muy cercanos en aquellos planetas y con periodos orbitales menos que cien días. La combinación de tránsitos con estudios de velocidad radial han permitido descubrir miles de planetas y por tanto comprender la demografía de los sistemas exoplanetarios.
Por ejemplo, hemos aprendido que hay una correlación robusta entre la metalicidad de la estrella anfitriona y la presencia de Jupíteres calientes, lo cual puede ser una evidencia para el modelo de formación planetaria de acreción del núcleo. Extrañamente, en los sistemas múltiples los planetas rocosos suelen aparecer con un gran rango de metalicidades. ¿Es posible que esto sea debido a que no hay suficiente material en los discos protoplanetarios de estrellas poco metálicas para alimentar a los planetas de masas Jovianas? ¿O es debido a que tenemos sesgos observacionales? Los estudios de velocidad radial tienden a evitar estrellas con poca metalicidad ya que tiene pocas líneas de absorción que poder medir; ¿están acaso las estrellas poco metálicas bien sampleadas? Y lo que aún más curioso, los sistemas con Jupíteres calientes suelen ser muy distintos de los compactos sistemas con varios planetas. Para intentar resolver este rompecabezas, los autores del artículo de hoy intentan aportar luz en la relación de los tipos de sistemas exoplanetarios y la metalicidad de la estrella anfitriona.
El artículo de hoy
Los autores utilizan espectros de alta resolución tomados con Keck HIRES, un espectrógrafo que ha encontrado varios planetas en los últimos años. Usando las líneas de absorción entre 5160 y 7800 angstroms, los autores delimitaron las abundancias de 15 elementos diferentes en las fotosferas de las estrellas haciendo coincidir los espectros obtenidos con modelos espectrales generados por Spectroscopy Made Easy algoritmo. Luego cribaron los datos de los planetas usando el NASA Exoplanet Archive y definieron tres tipos de sistemas de interés (Tabla 1).
Table 1: Exoplanet system categories
| Tipo de sistema |
Definición de los autores |
Número de sistemas |
| Jupíteres calientes | Tiene planetas con una masa >0.5 Masas de Júpiter o un radio >0.75 Radios de Júpiter y un semieje mayor <=0.3 AU | 104 |
| Jupíteres fríos | Igual que los Jupíteres calientes pero con un semieje mayor >0.3 AU | 87 |
| Compactos multiplanetarios | >=3 planetas a < 1 AU | 105 |
El único solapamiento entre estas categorías fue un sistema que compartía la categoría de sistema múltiple y de Jupíteres calientes y nueves sistemas que compartían la categoría de tener más de tres planetas y Jupíteres fríos.
Los autores construyen una función de densidad de probabilidad para estos tres sistemas exoplanetraios en función de una estrella anfitriona que fuese abundante en hierro. Los datos empíricos son discretos y ruidosos y han tenido que interpolar y suavizar las distribuciones usando un estimador llamado Gaussian kernel density (Esta técnica es similar a la que se usa para extraer señales de tránsito de exoplanetas debiles de datos fotométricos ruidosos. De hecho, uno de los autores del artículo escribió un código llamado George para hacer precisamente eso.) Finalmente, encontraron intervalos de confianza repitiendo y remuestreando aleatoriamente sus datos. (O lo que es lo mismo usando la técnica de bootstrapping. Ver Figura 1)
Fig. 1: Función de densidad de probabildad de las tres categorías de sistemas exoplanetarios después de usar una estimación de Gaussian kernel density. El eje x es la relación [Fe/H], que es una forma logarítmica de medir la relación entre hierro e hidrógeno (también llamado metalicidad). Nótese como tanto los Jupíteres calientes y los fríos tienden a estar presentes en estrellas de mayor metalicidad. En contraste, la presencias de sistemas múltiples compactos es débil respecto a la metalicidad exceptuando lar parte final del diagrama. Figura 1 del artículo.
No obstante, solo podemos medir abundancias estelares en la fotosfera estelar. ¿Qué pasa si, como sugieren los modelos, los elementos pesados se acaban disipando en el interior con el tiempo? ¿Son las estrellas con varios planetas y espectros pobres en metales simplemente más viejas y no pobres en metales? Para comprobar esto, los autores dibujaron la abundancia de elementos alfa como Silicio (Si) frente al hierro (Fe). Si las estrellas realmente tienen inherentemente bajas abundancias de Fe, entonces deberíamos esperar ver una relación Si/Fe más alta. Esto ocurre por las diferentes escalas temporales de dos tipos de clases de supernovas que expulsan diferentes elementos. (Más detalles aquí. Aquí podemos ver, en la Fig.2 que el extremo final de las curvas de distribución de pobre en Hierro sube.
Conclusión
Como se puede ver en la Fig. 1, la metalicidad de la estrella anfitriona de Jupíteres caliente se mantiene. Interesantemente, los Jupíteres fríos suelen correlacionar con sus equivalente más cálidos. Esto puede darnos una pista: cualquier mecanismo de formación dependiente de la metalicidad que genere Jupíteres calientes también puede permitir la formación de planetas del tamaño de Júpiter más allá.
Fig. 2: Relación de elemento alfa silicio respecto al hierro, en función del hierro. Los autores llaman la atención sobre la zona vacía en la esquina superior derecha y que esto puede estar relacionado con las estrellas en zona del disco grueso galáctico que es menos observable porque son más tenues. Figura 2 del artículo de hoy.
Otro artículo, publicado casi de forma simultanea a este, también encontró que los planetas gigantes tienden a formarse cerca de estrellas ricas en metales. Además estos autores concluyen que la probabilidad de que los planetas se formen en primer lugar también puede ser una función de la metalicidad.
El hecho de que los sistemas múltiples compactos pueden formarse alrededor de estrellas que tienen un rango de metalicidades se mantiene, con un interesante cambio en la tendencia en las metalicidades más bajas, -0.5 < Fe/H < -0.3, donde parece que aumenta la probabilidad. ¿Existe un exceso de sistemas con múltiples planetas no descubiertos que yacen sin descubrir con una metalicidad aún más baja?Hay unas estrellas aún más antiguas en la Vía Láctea con metalicidades de Fe/H=-3.5 e incluso menos. Desgraciadamente, Kepler no tuvo la oportunidad de decir unas últimas palabras sobre esto y tendremos que esperar a la próxima generación con mayor precisión en la estimación de velocidad radial para poder estudiar las estrellas pobres en metales.
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