Un planeta subneptuno de baja masa en tránsito por la brillante estrella activa HD 73344

Un planeta subneptuno de baja masa en tránsito por la brillante estrella activa HD 73344

Diagrama de masa-radio de exoplanetas confirmados con una precisión de masa y radio mejor que 3σ y 10σ, respectivamente. Los parámetros planetarios (puntos negros) se tomaron del Archivo de Exoplanetas de la NASA (https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu) y se actualizaron hasta octubre de 2023. HD 73344b está representado por el punto rojo. La flecha roja representa el límite superior de 10σ de su masa. Modelos de composición calculados a partir de Aguichine et al. (2021) con una fracción de masa central del 30 % y varias fracciones de masa de H2O (del 10 % al 80 %) se muestran como líneas de colores (ver texto). Modelos de composición calculados a partir de López y Fortney (2014) para un sistema antiguo de 1 Gyr, Teq,b ∼ 900 K, y una fracción de masa envolvente fenv = [1, 2, 3, 4, 5] Los % se muestran en gris. A modo de comparación, la relación para una composición similar a la de la Tierra (32,5% del núcleo, 67,5% del manto) de Brugger et al. (2017) está representado por la curva punteada verde, y se muestran algunos planetas del sistema solar (Venus, la Tierra, Urano y Neptuno). — astro-ph.EP

Contexto. Planetas con radios entre 2 y 4 Rmi Las estrellas de tipo solar en órbitas estrechas son de gran importancia para el estudio de la transición de planetas rocosos a planetas gigantes.

Objetivos. Nuestro objetivo es determinar la masa de un planeta que transita alrededor de la muy brillante estrella F6 HD 73344. Esta estrella exhibe una alta actividad y tiene un período de rotación cercano al período orbital del planeta.

Métodos. Las observaciones del TESS confirman el planeta en tránsito, inicialmente candidato K2. Refinamos sus parámetros y excluimos un falso positivo con las observaciones de Spitzer. Analizamos datos de RV de alta precisión de los espectrógrafos SOPHIE y HIRES. Realizamos análisis separados y conjuntos utilizando el software PASTIS. Utilizamos una nueva estrategia de observación, apuntando a la estrella a una cadencia alta durante dos noches consecutivas con SOPHIE para comprender la variabilidad estelar a corto plazo. Modelamos el ruido estelar con dos procesos gaussianos.

Resultados. Las observaciones de realidad virtual de alta cadencia proporcionan mejores limitaciones a la variabilidad estelar y parámetros orbitales precisos para el planeta en tránsito. La densidad promedio derivada sugiere una composición similar a la de Neptuno, pero las incertidumbres en la masa del planeta impiden una caracterización detallada. Además, encontramos en los datos del RV una señal periódica que atribuimos a la firma de un exoplaneta que no está en tránsito, sin excluir por completo la posibilidad de un origen no planetario. Los análisis dinámicos confirman la estabilidad del sistema de dos planetas y proporcionan restricciones sobre la inclinación del planeta candidato; estos resultados favorecen un sistema cuasi-coplanar.

Conclusiones. Mientras el planeta en tránsito orbita la estrella brillante durante un corto período de tiempo, la actividad estelar nos ha impedido medir con precisión su masa. La monitorización a largo plazo del RV de este planeta podría mejorar esta medición, así como nuestra comprensión de la actividad de la estrella anfitriona.

S. Sulis, IJM Crossfield, A. Santerne, M. Saillenfest, S. Sousa, D. Mary, A. Aguichine, M. Deleuil, E. Delgado Mena, S. Mathur, A. Polanski, V. Adibekyan, I. Boisse, JC Costes, M. Cretignier, N. Heidari, C. Lebarbé, T. Forveille, N. Hara, N. Meunier, N. Santos, S. Balcarcel-Salazar, P. Cortés-Zuleta, S. Dalal, V Gorjian, S. Halverson, AW Howard, MR Kosiarek, TA López, DV Martin, O. Mousis, B. Rajkumar, PA Ström, S. Udry, O. Venot, E. Willett.

Comentarios: Aceptado para publicación en Astronomía y Astrofísica.
Materias: Astrofísica terrestre y planetaria (astro-ph.EP); Astrofísica Solar y Estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv:2405.17155 [astro-ph.EP] (o arXiv:2405.17155v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2405.17155
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Por: Sofía Sulis
[v1] Lunes 27 de mayo de 2024 13:28:54 UTC (8593 KB)
https://arxiv.org/abs/2405.17155
Astrobiología,

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