Hay una gran cantidad de datos nuevos de los diversos proyectos de planetas extrasolares, incluida la misión Kepler de la NASA en planetas extrasolares. Según nuestros datos actuales, ¿cuál es la probabilidad de que una estrella de cada uno de los principales tipos espectrales (O, B, A, etc.) tenga un sistema planetario?
Casi todos los exoplanetas observados están cerca de las estrellas F, G y K. En parte, esto se debe a que los astrónomos buscan planetas similares a la Tierra, por lo que buscan estrellas similares a nuestro Sol, pero también hay algunas razones físicas. Sahu et al (2006) han proporcionado alguna evidencia de que es más probable que las enanas rojas (clase M) tengan planetas que otros tipos espectrales, aunque no es concluyente; en cualquier caso, se han observado planetas alrededor de enanas rojas.
No se han observado exoplanetas alrededor de estrellas UV muy masivas (tipos espectrales O y B), y solo unos pocos alrededor de estrellas A todavía grandes. Esto probablemente se deba a que las estrellas muy masivas destruyen el disco protoplanetario antes de que la acreción permita la formación de planetas. Esto fue tratado en un artículo reciente de Gorti y Hollenbach (2009).
Por cierto, el predictor más importante de si una estrella determinada tendrá planetas es su metalicidad. Esto se sabe desde hace bastante tiempo, pero Geoff Marcy y compañía lo descubrieron de manera más dramática en una encuesta de 2005: estiman que el 25% de las estrellas de alta metalicidad tienen planetas, mientras que solo el 3% de las estrellas de baja metalicidad tienen planetas. No se entiende del todo por qué la formación planetaria depende tanto de la metalicidad, pero se han propuesto muchas razones: las estrellas metálicas tienen vientos estelares más bajos, menos flujo UV total y sus discos protoplanetarios probablemente estén más enriquecidos con silicio y hierro, lo que acelera la formación de planetas. .
Dado lo que sabemos sobre la formación planetaria ( Enlace 1 , Enlace 2 , Enlace 3 y Enlace 4 ), y las teorías que lo rodean, probablemente sería una apuesta segura decir que TODAS las estrellas terminan teniendo algún material sobrante que podría convertirse en planetas. . Creo que la pregunta más importante es ¿cuántas de esas órbitas planetarias se mantienen lo suficientemente estables durante la vida de la estrella?
Aparte de todos estos enlaces, creo que sería una suposición declarar con certeza que la probabilidad es del 100% o del 90%, o el número que quieras elegir. Todavía estamos tratando de recopilar los datos. Y nuestra instrumentación es inadecuada para la tarea en cuestión. Tenemos un sesgo hacia la detección de planetas más grandes (hasta la misión Kepler). Y la misión Kepler solo está mirando una pequeña porción del cielo, y solo detectará planetas en tránsito, por lo que perderá todos los sistemas que están inclinados en relación con nosotros.
Es por eso que hay tantos artículos sobre el tema (como This one , o this one , e incluso this one ), así como algunas teorías en competencia (en el sentido científico de la palabra).
La respuesta intelectualmente honesta es: "No lo sabemos". Sin embargo, es una gran excusa para explorar más y descubrir.
I think the bigger question is how many of those planetary orbits stay stable enough throughout the life of the star?los tipos O pueden comenzar con el material, pero se apaga. Su respuesta cubre el mecanismo. :) Además de entrar en detalles sobre la metalicidad y demás. Bien hecho.Esta pregunta se hizo hace un par de años y las cosas han cambiado desde entonces.
Ahora sabemos que los planetas pequeños se encuentran alrededor de estrellas en una amplia gama de metalicidades y que solo la existencia de planetas gigantes se ve afectada por la baja metalicidad. Artículo de naturaleza aquí .
Anteriormente se pensaba que los planetas pequeños eran más comunes alrededor de estrellas pequeñas, pero los últimos resultados de Kepler muestran que los planetas pequeños son igualmente comunes alrededor de estrellas de todos los tipos espectrales. Vea esta conferencia de prensa de la AAS .
"Después de tener en cuenta los falsos positivos y la eficiencia de detección efectiva de Kepler como se describió anteriormente, no encontramos una dependencia significativa de las tasas de ocurrencia en función del tipo espectral (o masa o temperatura) de la estrella anfitriona. Esto contrasta con la hallazgos de Howard et al. (2012), quienes encontraron que para los Neptunos pequeños (2–4R ⊕ ) las estrellas M tienen frecuencias planetarias más altas que las estrellas F". (Preimpresión aquí )
jasonr