우리는 행성 형성을 이해하는 데 획기적인 직전에 있습니까?
링크 표
초록 및 1 소개
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샘플 선택 및 특성
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결과
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논의
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말과 참고 문헌 결론
부록 A : 샘플 선택
부록 B :이 작업에서 Tois의 속성
부록 C : Pre-MS 추정치
5. 결론적인 발언
중간 질량 별 주위의 외계 행성에 대한 견고한 관찰 배경의 부족 (낮은 질량 별 주위에 존재하는 배경과 유사)은 일반적으로 행성 형성에 대한 지식과 특히 뜨거운 목이에 대한 우리의 지식에 영향을 미칩니다. 이 작업에서 우리는 Tess와 Gaia 데이터의 조합에서 선택된 이러한 유형의 행성을 분석했습니다. 우리의 분석은 중간 질량 별 주위의 뜨거운 목이 주파수의 빈도에 대한 지속적인 논쟁에 관계없이 가장 내면의 행성 궤도의 물리적 한계에 중점을 두었습니다 (예 : Sebastian et al. 2022 및 그 참조). 원칙적으로, 우리의 분석은 또한 관찰 개발과 무관하며, 결국 더 긴 궤도 반경에서 작은 외계 행성을 호스팅하는 더 큰 중간 질량 별 샘플을 이끌어 낼 것입니다. 우리는 중간 질량 별 주변의 핫 목자의 궤도가 주로 원형질 디스크 가스-돌기 반경에 의해 결정되며 먼지 파괴 반경에 의해 결정된다는 개념을 뒷받침하는 임시 증거를 제공합니다. 중력 불안정성이 그러한 별 주위에 긴 기간 거대 행성을 형성하는 데 중요한 역할을 할 수 있지만, 우리는 뜨거운 목이의 기원이 아마도 저 질량 소스와 비슷하다고 제안했습니다. 이것은 핵심 대입 패러다임과 내부 가스 가장자리로의 마이그레이션 사이의 조합을 기반으로합니다. 마지막으로, 낮은 질량 별과 중간 질량 별 사이의 비교는 가스 장벽이 실제로 전체 항성 질량 체제에 대한 가장 안쪽의 행성 궤도를 고정 시킨다는 것을 시사한다. 이전 가설의 향후 테스트에는 뜨거운 목이가있는 더 큰 중간 질량 별 샘플이 필요합니다. 이러한 유형의 테스트의 두 가지 예가 아래에 요약되어 있습니다.
\ 먼저, 자기권의 크기는 디스크 코 로테이션 반경에 의해 제한되며, 이는 더 큰 항성 회전 속도에 대해 더 작습니다 (Shu et al. 1994). 따라서, 자기권이 가장 내면의 행성 궤도를 제어한다면, 이들은 파열 된 별의 경우 더 작아야한다 (예 : Lee & Chiang 2017의 관련 논의 참조). 이것은 최근의 발견과 일치하며, 최소한 FGK 스펙트럼 유형을 고려할 때 더 짧은 회전 기간을 가진보다 거대한 별에서 더 짧은 궤도 기간이 관찰된다는 것을 보여줍니다 (García et al. 2023). 그러나 좁은 범위의 작은 예상 회전 속도를 고려할 때 저 질량 별을 기반으로 한 결정적인 테스트를 만드는 것은 어렵습니다. 대조적으로, 중간 질량 별의 속도는 몇 ~ 수백 km/s로, 그러한 테스트에 이상적입니다. Gaia 기반 예상 회전 속도는 현재이 작업에서 분석 된 수십 개의 모든 소스에 대해서만 사용할 수 있습니다. 추가 속도 추정치는이 작업을 수행하는 데 도움이됩니다.
\ 둘째, 자기권은 내부 마이그레이션을 중단하는 가스 장벽으로 작용한다는 것은 즉시 이들이 없으면 행성이 삼키는 확률이 증가한다는 것을 암시한다 (Nelson et al. 2000). 호스트가 삼킨 행성의 간접적 인 증거는 몇 개의 태양 형 별에 대해서만 제공되었습니다 (예 : Israelian et al. 2001; de et al. 2023, 그리고 그 안에 참조). 특히, 마그네구 스피어는 질량 및 3-4 m⊙ (Wichittanakom et al. 2020; Vioque et al. 2022)을 가진 대부분의 허비 별에서 부족할 가능성이 있으며, 가스 디스크가 경계 층 (Mendigutía 2020, 참조)에 도달 할 수 있습니다. 따라서, 자기권이 무제한 행성 이동을 방지하는 궁극적 인 장벽이라면, 행성의 engulfment 시나리오는> 3-4 m ℃의 항성 질량에 가장 효율적일 것이다. 이 별들은 덜 거대한 별의 경우와 비교하여 뜨거운 목이의 부족을 보여줄 수 있습니다.
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감사의 말. 저자들은 익명의 심판을 인정하며, 그의 제안은 원고를 개선하는 데 도움이되었습니다. IM의 연구는 Grants PID2022-138366NA-I00, 스페인 과학부/혁신부/국무 기관 MCIN/AEI/10.13039/501100011033 및 유럽 연합 및 RAMón y Cajal Fellowship RYC2019-02692-IJL-B에 의해 자금을 지원합니다. 스페인 MCIN/AEI/10.13039/501100011033 및 NEXTGENERationEU/PRTR 보조금 PID2019-107061GB-C61 및 CNS2023-144309 및 Ramón y Cajal Fellowship RYC2021-031640-I에 의해 부분적으로 자금이 지원됩니다. BM은 Grant MCIN/AEI/PID2021-127289-NB-I00에 의해 지원됩니다. 우리는 Tess Science Office 및 Tess Science Processing Operations Center의 파이프 라인에서 공개 TOI 릴리스 데이터의 사용을 인정합니다. Tess Mission을위한 자금은 NASA의 Science Mission Directorate가 제공합니다. 이 작업은 ESA (European Space Agency) Mission GAIA (GAIA 데이터 처리 및 분석 컨소시엄에 의해 처리 된 ESA (European Space Agency) Mission GAIA (DPAC, DPAC에 대한 자금 지원은 국가 기관, 특히 GAIA 다자간 계약에 참여하는 기관에 의해 제공되었습니다.
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::: 정보
저자 :
(1) I. Mendigutía, 우주 생물학 센터 (CAB), CSIC-HINT, CAMINO BAJO DEL CASTILLO S/N, 28692, VILLANUEVA DE LA CAñada, Madrid, 스페인;
(2) J. Lillo-Box, Astrobiology Center (CAB), CSIC-Hint, Camino del Castillo S/N, 28692, Villanueva de la Cañada, 스페인, 스페인;
(3) M. Vioque, 유럽 남부 천문대, Karl-Schwarzschild-Strasse 2, D-85748 Garching Bei München, Germany and Joint Alma Observatory, Alonso de Córdova 3107, Vitacura, Santiago 763-0355, Chile;
(4) J. Maldonado, Piazza del Parliament 1, I-90134 Palermo, Piazza del Parliament의 Parmo의 비장 관측소;
(8) B. Montesinos, 우주 생물학 센터 (CAB), CSIC-HINT, CAMINO BAJO DEL CASTILLO S/N, 28692, VILLANUEVA DE LA CAñada, Madrid, 스페인;
(6) N. Huélamo, 우주 생물학 센터 (CAB), CSIC-HAL, CAMINO BAJO DEL CASTILLO S/N, 28692, VILLANUEVA DE LA CAñada, Madrid, 스페인;
(7) J. Wang, 이론 물리학과, 모듈 15, 스페인 28049 마드리드 자율 대학교 과학 학부.
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