Resultado de las simulaciones de evolución planetaria en el período orbital: plano del radio de tránsito a 5 Gyr (panel izquierdo: modelo de energía/recombinación limitada; panel derecho: modelo hidrodinámico). Cada punto representa un planeta cuyo color se basa en la fracción de su masa inicial de H / He que se evaporó. Los símbolos grises indican la pérdida completa de la envoltura, correspondientes a sub-Neptunos que se han convertido en súper-Tierras. Las líneas magenta muestran el ajuste para determinar la pendiente α del valle representada por la súper Tierra más grande en un período determinado (es decir, el fondo del valle). Notamos la pendiente menos profunda en el modelo hidrodinámico. Los cuadrados muestran dos casos individuales (un planeta lejano en lila, uno cercano en negro). Ambos comienzan con condiciones iniciales idénticas en los dos modelos y se analizan en la Secc. 4.2. Terminan en diferentes lados del valle en los dos modelos para hacer que la pendiente sea menos profunda en el modelo hidrodinámico. – astro-ph.EP
El satélite Kepler ha revelado una brecha entre los sub-Neptunos y las súper-Tierras que los modelos de escape atmosférico habían predicho como un valle de evaporación.
Buscamos contrastar los resultados de un modelo de escape de energía limitada (ELIM) impulsado por XUV simple con los de un modelo hidrodinámico directo (HYDRO). Además del escape impulsado por XUV, este último también incluye el régimen de evaporación. Acoplamos los dos modelos a un modelo de estructura interna y seguimos la evolución temporal de los planetas sobre Gyr.
Para ver la impronta de los dos modelos en toda la población, primero empleamos una cuadrícula rectangular en condiciones iniciales. Luego estudiamos la pendiente del valle también para las condiciones iniciales derivadas de los planetas de Kepler. Para la cuadrícula rectangular, encontramos que la pendiente de la ley de potencia del valle con respecto al período orbital es -0.18 y -0.11 en el modelo ELIM e HYDRO, respectivamente. Para las condiciones iniciales derivadas de los planetas de Kepler, los resultados son similares (-0,16 y -0,10).
Mientras que la pendiente encontrada con el modelo ELIM es más pronunciada que la observada, la del modelo HYDRO concuerda excelentemente con las observaciones. La razón de la menor pendiente es causada por los dos regímenes en los que falla el modelo ELIM: Primero, planetas hinchados con baja irradiación estelar. Para ellos, la evaporación domina la pérdida de masa.
Sin embargo, la evaporación está ausente en el modelo ELIM, por lo que subestima el escape en relación con HYDRO. En segundo lugar, planetas compactos masivos con alta irradiación XUV. Para ellos, la aproximación ELIM sobreestima el escape en relación con el caso HYDRO debido al enfriamiento por conducción térmica, despreciado en el modelo ELIM.
Los dos efectos actúan juntos para producir en el modelo HYDRO una pendiente menos profunda del valle que concuerda muy bien con las observaciones. Concluimos que un modelo de escape que incluye evaporación y un tratamiento más realista de los mecanismos de enfriamiento puede reproducir una de las restricciones más importantes, la pendiente del valle.
Luke Affolter, Christoph Mordasini, Apurva V. Oza, Daria Kubyshkina, Luca Fossati
Comentarios: 20 páginas, 11 figuras, aceptado en A&A
Asignaturas: Tierra y Astrofísica Planetaria (astro-ph.EP)
Citar como: arXiv: 2307.02566 [astro-ph.EP](o arXiv: 2307.02566v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2307.02566
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De: Christoph Mordasini
[v1] miércoles, 5 de julio de 2023 18:05:05 UTC (6813 KB)
https://arxiv.org/abs/2307.02566
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