Abrir - RDU

Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 15
Figura 1.2: Distribución de masa (M sen i), correspondiente a 167 exoplanetas detectados.
Notar la fuerte caída de la distribución hacia masas mayores. Tomado de
Marcy et al. (2005).
(ni de cualquier otro elemento químico). Notablemente, como ya mostramos en la
Figura 1.2, la distribución observada de masa cae en ∼12 M Jup sen i, valor similar
al límite de combustión del Deuterio. Esto motivaría introducir un límite superior de
∼13 M Jup para los exoplanetas 3 .
Las órbitas excéntricas son comunes entre el grupo de exoplanetas, mostrando una
excentricidad media de ∼0.25 (Marcy et al. 2005, Butler et al. 2006). Como podemos
ver en la Figura 1.3, la distribución de excentricidades (excentricidad e vs. semieje
mayor a) muestra que exoplanetas con a > 0.15 AU son excéntricos (e > 0.1), mientras
que exoplanetas con a < 0.15 AU son más bien circulares (e∼0). Esto no puede
deberse a un efecto de selección de las observaciones, sino que es un efecto real (Butler
et al. 2006). En principio, puede atribuírse al efecto de circularización tidal, ya que
el apartamiento de la forma esférica de la estrella central es notable particularmente
1.
3 Esto está relacionado con el problema de la definición de lo que es un exoplaneta, ver Apéndice