[论文解读] Star-planet interactions. IV. Possibility of detecting the orbit-shrinking of a planet around a red giant

G. Meynet, P. Eggenberger+5 more|arXiv (Cornell University)|Jun 7, 2017

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 24被引用 11

一句话总结

本文利用恒星演化模型与轨道动力学相结合的方法，研究了在红巨星周围因潮汐相互作用导致的行星轨道衰减的可探测性。研究发现，在最终3,000年中，反射速度变化超过每年1 m/s，而5年时间基线上，凌日时刻变化可达约1小时，使得凌日系统成为探测演化恒星中潮汐物理过程的最有希望途径。

ABSTRACT

The surface rotations of some red giants are so fast that they must have been spun up by tidal interaction with a close companion, either another star, a brown dwarf, or a planet. We focus here on the case of red giants that are spun up by tidal interaction with a planet. When the distance between the planet and the star decreases, the spin period of the star decreases, the orbital period of the planet decreases, and the reflex motion of the star increases. We study the change rate of these three quantities when the circular orbit of a planet of 15 M$_{J}$ that initially orbits a 2 M$_\odot$ star at 1 au shrinks under the action of tidal forces during the red giant phase. We use stellar evolution models coupled with computations of the orbital evolution of the planet, which allows us to follow the exchanges of angular momentum between the star and the orbit in a consistent way. We obtain that the reflex motion of the red giant star increases by more than 1 m s$^{-1}$ per year in the last $\sim$40 years before the planet engulfment. During this phase, the reflex motion of the star is between 660 and 710 m s$^{-1}$. The spin period of the star increases by more than about 10 minutes per year in the last 3000 y before engulfment. During this period, the spin period of the star is shorter than 0.7 year. During this same period, the variation in orbital period, which is shorter than 0.18 year, is on the same order of magnitude. Changes in reflex-motion and spin velocities are very small and thus most likely out of reach of being observed. The most promising way of detecting this effect is through observations of transiting planets, that is, through{\it } changes of the beginning or end of the transit. A space mission like PLATO might be of great interest for detecting planets that are on the verge of being engulfed by red giants.

研究动机与目标

• 评估由于潮汐相互作用导致红巨星周围行星轨道收缩的可探测性。
• 量化在行星被吞噬前的最后阶段，反射速度、恒星自转周期和轨道周期的变化量。
• 识别可观测的特征——尤其是凌日系统中的特征——以实现实时揭示潮汐演化。
• 评估利用当前及未来任务（如PLATO）探测这些效应的可行性。
• 为选择具有快速旋转红巨星和内侧行星的候选系统提供观测标准。

提出的方法

• 将恒星演化模型与轨道演化计算相结合，一致追踪恒星与行星之间的角动量交换。
• 模拟了质量为15 M_J的行星在2 M_⊙恒星的1 au轨道上，经历红巨星阶段的演化过程。
• 随时间追踪半长轴、反射速度、恒星自转周期和轨道周期的变化。
• 使用解析解（公式3）验证数值轨道演化结果。
• 基于R_*/a评估凌日概率，并评估凌日时刻变化的可探测性。
• 确定观测标准：log g < 2，v_rot > 3–4 km/s，行星位于0.4–1 au以内，且具有凌日几何构型。

实验结果

研究问题

• RQ1 红巨星周围行星的轨道衰减是否会在反射速度或凌日时刻上产生可观测的变化？
• RQ2 在吞噬前最后3,000年内，反射速度、恒星自转周期和轨道周期的变化量预期有多大？
• RQ3 在反射运动、自转周期或凌日时刻等可观测特征中，哪一种最有可能被探测到？
• RQ4 识别当前正处于轨道收缩阶段的候选系统应遵循哪些选择标准？
• RQ5 未来空间任务（如PLATO）将如何有助于探测和表征这些系统？

主要发现

• 在吞噬前约40年内的最后阶段，红巨星的反射速度每年增加超过1 m/s，达到660至710 m/s之间。
• 在吞噬前最后3,000年内，恒星自转周期每年减少超过10分钟，降至0.7年以下。
• 轨道周期的变化量级约为0.18年，其大小与自转周期变化相当。
• 在吞噬前最后3,000年内，5年时间基线上，凌日时刻变化预计可达约1小时或更多，使凌日系统成为最有望被探测的目标。
• 在已知的100颗具有行星的红巨星中，约有30颗可能处于轨道收缩阶段，其中约5至6颗因18.7%的凌日概率而有望表现出凌日现象。
• TYC 3667-1289b系统（拥有质量为5.4 M_J、轨道半长轴为0.21 au的行星，凌日概率为14%）尽管自转速度较低，仍是持续监测的有力候选者。