Parte de diferentes tipos de planetas que se forman alrededor de estrellas en una cuadrícula desigual. [Fe/H] Y M∗. Para formar planetas gigantes y súper Tierras, necesitamos una alta metalicidad o una gran masa estelar. Además, los planetas ricos en agua son más comunes alrededor de estrellas con mayor metalicidad y masa estelar, ya que estas estrellas pueden mantener un flujo gravitacional lo suficientemente alto más allá de la línea del hielo de agua como para formar planetas ricos en agua allí. Los planetas con masa terrestre dominan todas las metalicidades y masas estelares porque no requieren un alto flujo gravitacional para formarse. — Doctorado en Astronomía EP
A medida que las composiciones estelares evolucionan con el tiempo en la Vía Láctea, también lo hará la población del planeta resultante. Para ubicar la formación de planetas en el contexto de la evolución química de la galaxia, utilizamos una gran muestra estelar (N = 5325) que representa discos delgados y gruesos, químicamente definidos y el halo, y simulamos la formación de planetas mediante la acumulación de guijarros a su alrededor. Estas estrellas.
Construimos un modelo químico de discos protoplanetarios, teniendo en cuenta las transiciones químicas relevantes entre el vapor y los metales refractarios, para rastrear las composiciones resultantes de los planetas en formación. Descubrimos que las masas de nuestros planetas artificiales aumentan en promedio al aumentar la metalicidad estelar. [Fe/H] Los planetas gigantes y las súper Tierras son más comunes alrededor de estrellas con discos delgados (pobres en alfa), ya que estas estrellas tienen un mayor presupuesto total de partículas sólidas.
Los planetas gigantes se encuentran muy raramente (≲1%) alrededor de estrellas de disco grueso (ricas en α) y casi inexistentes alrededor de estrellas de halo. Esto indica que la población del planeta es más diversa en el caso de estrellas ricas en metales en el disco delgado. Los planetas ricos en agua son menos comunes alrededor de estrellas de baja metalicidad porque su baja metalicidad impide un crecimiento eficiente más allá de la línea de hielo de agua.
Si permitiéramos que el agua oxidara el hierro en el disco protoplanetario, conduciría a una reducción en las fracciones de masa del núcleo al tiempo que aumentaría. [Fe/H]. En cambio, excluir la oxidación de hierro de nuestro modelo de condensación da como resultado fracciones de masa central más altas, en mejor concordancia con la fracción de masa central de la Tierra, que aumenta al aumentar [Fe/H].
Nuestro trabajo demuestra cómo la evolución química en una galaxia y los parámetros estelares, como la masa estelar y la composición química, pueden dar forma a la población del planeta resultante.
Jesper Nielsen, Matthew Raymond Gent, Maria Bergman, Philipp Ittner, Anders Johansen
Comentarios: 21 páginas, 16 números, aceptado por A&A
Temas: La Tierra y la astrofísica planetaria (astro-ph.EP); Astrofísica de Galaxias (astro-ph.GA); Astrofísica solar y estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv:2308.15504 [astro-ph.EP] (O arXiv:2308.15504v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2308.15504
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Día de entrega
De: Jesper Nielsen
[v1] Martes 29 de agosto de 2023, 11:58:57 UTC (3749 KB)
https://arxiv.org/abs/2308.15504
Astrobiología
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