惑星形成の理解において breakthrough（ブレイクスルー）の瀬戸際にいるのか？

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概要と1 はじめに

1. サンプル選択と特性

2. 結果

3. 考察

4. 結論と参考文献

   付録A：サンプル選択

   付録B：本研究におけるTOIの特性

   付録C：主系列前の推定

5. 結論

中質量星周辺の系外惑星に関する確固たる観測的背景の欠如（低質量星周辺に存在する背景と同様の）は、一般的な惑星形成の知識、特にホットジュピターに関する知識に影響を与えています。本研究では、TESSとGaiaのデータを組み合わせて選択されたこのタイプの惑星を分析しました。我々の分析は、中質量星周辺のホットジュピターの頻度に関する継続的な議論（例えば、Sebastian et al. 2022およびその中の参考文献）に関わらず、それらの最内部の惑星軌道の物理的限界に焦点を当てています。原則として、我々の分析は、より長い軌道半径でより小さな系外惑星を持つ中質量星のより大きなサンプルにつながる可能性のある観測的発展からも独立しています。我々は、中質量星周辺のホットジュピターの軌道が主に原始惑星円盤のガス切断半径によって決定され、塵破壊半径によるものではないという概念を支持する暫定的な証拠を提供します。重力不安定性がこのような星の周りの長周期巨大惑星の形成において役割を果たす可能性がありますが、ホットジュピターの起源は低質量源の場合と同様である可能性が高いことを示唆しています。これは、コア集積パラダイムと内側ガスエッジまでの移動の組み合わせに基づいています。最後に、低質量星と中質量星の比較から、ガスバリアが実際に全恒星質量領域の最内部惑星軌道を固定していることが示唆されます。前述の仮説の将来のテストには、ホットジュピターを持つ中質量星のより大きなサンプルが必要です。そのようなテストの2つの例を以下に概説します。

\ 第一に、磁気圏のサイズは円盤の共回転半径によって制限され、これは恒星の回転速度が大きいほど小さくなります（Shu et al. 1994）。したがって、磁気圏が最内部の惑星軌道を制御する場合、これらは高速回転星ではより小さくなるはずです（例えば、Lee & Chiang 2017の関連議論を参照）。これは最近の発見と一致しており、少なくともFGKスペクトルタイプを考慮すると、より短い軌道周期はより短い回転周期を持つより質量の大きい星で観測されています（García et al. 2023）。しかし、低質量星の小さな投影回転速度の狭い範囲を考えると、低質量星のみに基づいて決定的なテストを行うことは困難です。対照的に、中質量星の速度は数km/sから数百km/sまで及び、そのようなテストに理想的です。Gaiaベースの投影回転速度は現在、この研究で分析されたすべてのソースのうちの十数個でのみ利用可能です。追加の速度推定値はこのタスクを実行するのに役立つでしょう。

\ 第二に、磁気圏がガスバリアとして機能し、内向きの移動を即座に停止させることは、それらが存在しない場合、惑星がホスト星に飲み込まれる確率が高まることを意味します（Nelson et al. 2000）。ホストに飲み込まれた惑星の間接的な証拠は、太陽型星のわずかな例でのみ提供されています（例えば、Israelian et al. 2001; De et al. 2023、およびその中の参考文献）。特に注目すべきは、質量が3-4 M⊙以上のほとんどのハービッグ星では磁気圏が欠如している可能性が高いことです（Wichittanakom et al. 2020; Vioque et al. 2022）、これらの星では、ガス円盤が境界層を通じて中心源に到達する可能性があります（Mendigutía 2020、およびその中の参考文献）。したがって、磁気圏が無制限の惑星移動を防ぐ最終的なバリアである場合、惑星飲み込みシナリオは3-4 M⊙を超える恒星質量に対して最も効率的でしょう。これらの星は、より質量の小さい星の場合と比較して、ホットジュピターの不足を示す可能性があります。

\ 謝辞。著者らは、原稿の改善に役立つ提案をしてくださった匿名の査読者に感謝します。IMの研究は、スペイン科学イノベーション省/研究国家機関MCIN/AEI/10.13039/501100011033および欧州連合からの助成金PID2022-138366NA-I00、およびRamón y Cajal奨学金RyC2019-026992-Iによって資金提供されています。J.L.-B.は、スペインMCIN/AEI/10.13039/501100011033およびNextGenerationEU/PRTR助成金PID2019-107061GB-C61およびCNS2023-144309、およびRamón y Cajal奨学金RYC2021-031640-Iによって部分的に資金提供されています。BMは助成金MCIN/AEI/PID2021-127289-NB-I00によってサポートされています。TESSサイエンスオフィスおよびTESSサイエンス処理運用センターのパイプラインからの公開TOIリリースデータの使用に感謝します。TESSミッションの資金はNASAのサイエンスミッションディレクトレートによって提供されています。この研究は、欧州宇宙機関（ESA）ミッションGaia（https://www.cosmos.esa.int/gaia）からのデータを使用しており、Gaiaデータ処理・分析コンソーシアム（DPAC、https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium）によって処理されています。DPACへの資金提供は国立機関、特にGaia多国間協定に参加している機関によって行われています。

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