En los discos protoplanetarios, los planetas suficientemente masivos dan lugar a aumentos de presión, que pueden ser lugares favorables para la formación de nuevos núcleos planetarios. Discutimos cómo este episodio podría afectar la estructura de los sistemas multiplanetarios y comparamos nuestras predicciones con las observaciones.

Nuestra principal predicción es que los planetas de baja masa y los planetas gigantes se pueden dividir en dos subgrupos con diferentes niveles de simetría de masa. Los planetas de baja masa que pueden y no pueden alcanzar una masa de aislamiento de adoquines (la masa mínima requerida para producir un aumento de presión) evolucionan hacia «súper Tierras» similares entre sí y «Tierras más diversas», respectivamente.

Los gigantes gaseosos que no están ni en acreción ni en acreción evolucionan rápidamente hacia «Júpiter» similares y «Saturnos» más diversos, respectivamente. Las SuperTierras prefieren formar cadenas largas mediante la formación repetida de planetas inducida por la presión, mientras que los Júpiter suelen terminar en pares o tripletes debido a la inestabilidad dinámica.

Estas predicciones son ampliamente consistentes con las observaciones. En particular, descubrimos una dicotomía previamente pasada por alto en la simetría de masas entre las poblaciones observadas de planetas de baja masa (Tierras versus súper Tierras) y gigantes gaseosos (Saturno versus Júpiter).

Para los planetas de baja masa, los planetas muy por debajo de la masa aislante de guijarros (≲3M⊕ o ≲1,5R⊕ para estrellas similares al Sol) muestran una gran diferencia de masa por pares dentro del sistema en comparación con los planetas alrededor de la masa aislante de guijarros. Para los planetas gigantes gaseosos, las proporciones de períodos de los pares dentro del sistema muestran una distribución bimodal, que puede interpretarse como dos subpoblaciones con diferentes niveles de simetría de masas. Estos resultados sugieren que la formación de planetas resultante de aumentos de presión podría ser un elemento importante en la configuración de las estructuras planetarias.

Ejemplos de diferentes clases de planetas predichos por nuestra teoría. Este gráfico es sólo para ilustración y las muestras que se muestran aquí pueden no ser estadísticamente representativas de toda la población del planeta. Todos los sistemas se seleccionan del catálogo de sistemas conocidos que contienen ≥4 planetas compilados en Mishra et al. (2023), con la excepción de HD 37124, que sirve como ejemplo de triplete de Júpiter. En general, un sistema puede contener múltiples clases de planetas; Destacamos los planetas que pertenecen a la categoría correspondiente con signos rellenos y otros planetas se resaltan con signos vacíos. Para simplificar, utilizamos la relación de masa de planeta a estrella q para clasificar los planetas (aproximadamente), donde la Tierra tiene q < 10−5، والأرض الفائقة لها q بين 10−5 و qNeptune = 5.15×10−5، وزحل و كواكب المشتري وجود q> qNeptuno. Separamos las dos clases en el panel derecho por el nivel de suavizado del clúster. Incluimos la varianza de masa ∆ log m (la desviación estándar de la masa logarítmica del planeta) entre los distintos planetas de cada sistema. Cuando solo hay un planeta en silueta, calculamos ∆ log m usando las masas del planeta en silueta y sus planetas vecinos. El color resaltado va seguido de ∆ log m, azul para ∆ log m < log 1.2، والرمادي لـ log 1.2 ≥ ∆ log m ≥ log 2، والأحمر لـ ∆ log m > log 2. Para visualizar el nivel de uniformidad de masa, se eligieron los tamaños de los marcadores para que fueran ∝ q 1/2 (q es la relación de masa del planeta a la estrella) de modo que el área del marcador sea linealmente proporcional a la masa del planeta. Usamos una normalización de tamaño de signo diferente para planetas de baja masa (panel izquierdo) y gigantes gaseosos (panel derecho). Observamos de paso que Urano y Neptuno fueron clasificados aquí tentativamente como súper Tierras porque sus masas son muy similares entre sí y generalmente corresponden a la masa del aislamiento de adoquines. La composición de Urano y Neptuno (que pueden tener más roca que hielo; ver Helled & Fortney 2020; Teanby et al. 2020) también podría ser similar a la de las súper Tierras ricas en agua (por ejemplo, Luque & Pallé 2022). — Doctorado en Astronomía EP

Wenrui Xu, Songhu Wang

Comentarios: 15 páginas, 6 números. Aceptado para publicación en ApJL
Temas: La Tierra y la astrofísica planetaria (astro-ph.EP)
Citar como: arXiv:2401.06217 [astro-ph.EP] (O arXiv:2401.06217v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
Día de entrega
De: Wenrui Xu
[v1] Jueves 11 de enero de 2024, 19:00:04 UTC (414 KB)
https://arxiv.org/abs/2401.06217

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