Um Reservatório Escondido de Sistemas multi-planetários?

Título: Compact multi-planet systems are more common around metal poor hosts

Autores: John M. Brewer, Songhu Wang, Debra A. Fischer, Daniel Foreman-Mackey

Instituição do primeiro autor: Yale University, Columbia University

Status: Publicado em ApJL, acesso aberto

O satélite espacial Kepler está morto (Viva Kepler!). A missão Kepler causou um grande impacto na nossa compreensão de sistemas exoplanetários na Via Láctea, em particular em planetas do tamanho de Netuno ou da Terra, ou aqueles próximos às suas estrelas com períodos de menos de ~ 100 dias. A combinação dos métodos de trânsito e velocidade radial (RV) possibilitou o estudo e a descoberta de milhares de planetas que conhecemos hoje e, consequentemente, nos ajudaram a entender mais sobre a demografia dos sistemas de exoplanetas na Galáxia.

Por exemplo, aprendemos que há uma sólida correlação entre a metalicidade da estrela hospedeira e a presença de planetas do tipo Júpiter quente, o que pode ser uma evidência de que estes planetas foram formados a partir da acreção de núcleo. Entretanto, sistemas múltiplos com planetas rochosos (de baixa massa, como a Terra) aparecem ao redor de estrelas com metalicidades diversas, sem nenhuma clara correlação entre a presença de exoplanetas rochosos e a metalicidade estelar. Será que não há material suficiente nos discos protoplanetários em volta de estrelas pobres em metal para “alimentar” planetas com massa de Júpiter? Ou existem vieses observacionais em jogo? Pesquisas sobre RV tendem a evitar estrelas pobres em metal, porque elas têm menos linhas de absorção para analisar. Talvez as estrelas pobres em metais não tenham sido estudadas o suficiente? Ainda mais, sistemas com Júpiteres quentes parecem ser muito distintos dos sistemas compactos de múltiplos planetas. Para tentar resolver alguns desses enigmas, os autores do artigo de hoje lançam uma nova luz sobre a relação entre o tipo de sistema planetário e a metalicidade estelar.

Os autores estudaram estrelas com diferentes metalicidades a partir de espectros de alta resolução obtidos com o Keck HIRES, um espectrógrafo que já encontrou muitos planetas ao longo dos anos. Usando linhas de absorção entre 5160 e 7800 angstroms, os autores estudaram a abundância de 15 elementos diferentes com o uso do código Spectroscopy Made Easy. Em seguida, eles extraíram dados dos sistemas planetários do Arquivo de Exoplanetas da NASA e definiram três tipos de sistemas de interesse (Tabela 1).

Tabela 1: Categorias dos Exoplanetas

Tipo de Sistema Definição Número de sistemas
Júpiter quente Possui um planeta com massa > 0.5 MJ (massa de Júpiter) or raio > 0.75 RJ (raio de júpiter) e semi eixo maior <= 0.3 UA.  104
Júpiter frio O mesmo para Júpiters quentes, exceto que o semi eixo maior > 0.30 UA.  87
Compacto e multi planetário Mais que 3 planetas com semi exio < 1 UA.  105

A única sobreposição entre estas categorias foi a de um sistema compartilhado entre a categoria de Júpiter quente e multi-planeta, e nove sistemas compartilhados entre os sistemas multi-planeta e Júpiter.

Os autores construíram funções de densidade de probabilidade para esses três tipos de sistemas em função da abundância de ferro da estrela hospedeira; A(Fe). Os dados empíricos são discretos e ruidosos, é claro, o que levou os autores a interpolar e suavizar as distribuições usando um estimador de densidade de kernel Gaussiano. (Essa técnica é semelhante a que é usado para extrair sinais de trânsito de exoplanetas pequenos com alto ruído fotométrico. De fato, um dos autores deste artigo escreveu um código chamado George para fazer exatamente isso!) Finalmente, eles encontram intervalos de confiança repetidos e aleatoriamente rearranjando os seus dados, ou “bootstrapping“. (Veja a Fig. 1.)

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Figura 1: Funções de densidade de probabilidade de categorias de sistemas de exoplanetas após a determinação da densidade de núcleo de Gauss. O eixo x é a metalicidade ([Fe/H]) da estrela hospedeira. Note como os Júpiteres quentes e frios tendem a ocorrer com maior frequência em torno de estrelas com maiores metalicidades. Em contraste, a ocorrência de sistemas compactos de múltiplos planetas é uma função fraca de metalicidade, exceto na extremidade pobre em metal. Figura 1 do artigo.
Objeção! Nós só podemos medir as abundâncias estelares na fotosfera estelar. E se, como os modelos estelares sugerem, elementos pesados pudessem se difundir no interior estelar ao longo do tempo? As estrelas hospedeiras multi-planetárias pobres em metais são apenas mais antigas, e não são pobres em metal? Para verificar isso, os autores estudaram a abundância dos elementos alfa (silício, Si) versus Fe. Se as estrelas realmente possuem abundâncias de Fe inerentemente baixas, então devemos esperar ver uma relação maior de Si/Fe. Isso acontece por causa das diferentes escalas de tempo de duas classes diferentes de supernovas que expelem elementos diferentes.  Na Fig. 2, vemos que a extremidade pobre em Fe da distribuição se curva para cima.

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Figura 2: Relação do elemento alfa, Si, para o Fe como uma função da metalicidade. Os autores observam que a área em branco no canto superior direito provavelmente é povoada por estrelas do discos espesso Galáctico, que são menos observadas porque tendem a ser mais fracas. Figura 2 no artigo.

Outro artigo, publicado quase simultaneamente com este, também confirmou que planetas gigantes tendem a se formar ao redor de estrelas ricas em metal. Além disso, esses autores concluíram que a probabilidade dos planetas se formar também pode ser uma função da metalicidade estelar.

O fato de que sistemas compactos de múltiplos planetas podem se formar ao redor de estrelas que possuem metalidades diversas também se mantém. Além do mais,  para baixas metalicidades (-0.5 < [Fe /H] <-0.3) parece haver um aumento na ocorrência destes sistemas. Será que existe um excesso de sistemas multi-planetários não descobertos em estrelas mais pobres em metais? Existem estrelas antigas na Via Láctea com metalicidades de [Fe/H] = -5.0, e ainda menores! A missão Kepler não teve a chance de dar a palavra final sobre isso, e, o que precisamos agora são medições de RV de alta precisão focadas em estrelas pobres em metais para entender ainda mais sobre o tema.

 


Original em inglês: A hidden reservoir of multi-planet systems? por Eckhart Spalding.

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