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Restricciones sísmicas a la rotación de una estrella tipo solar y a la masa de un exoplaneta.

Autor/es: Gizon, L.; Ballot, J.; Michel, E.; Stahn, T.; Vauclair, G.; Bruntt, H.; Quirion, P.-O.; Benomar, O.; Vauclair, S.; Appourchaux, T.; Auvergne, M.; Baglin, A.; Barban, C.; Baudin, F.; Bazot, M.; Campante, T.; Catala, C.; Chaplin, W.; Creevey, O.; Deheuvels, S.; Dolez, N.; Elsworth, Y.; Garcia, R.; Gaulme, P.; Mathis, S.; Mathur, S.; Mosser, B.; Regulo, C.; Roxburgh, I.; Salabert, D.; Samadi, R.; Sato, K.; Verner, G.; Hanasoge, S.; Sreenivasan, K. R.

Referencia: Proceedings of the National Academy of Sciences, vol. 110, issue 33, pp. 13267-13271

Restricciones en la rotación estelar y en la masa planetaria.Las restricciones sismológicas en la rotación estelar en el plano    (Ω <em>/</em> Ω<sub>Sun</sub>) - (sin <em>i</em>), están representadas en rojo oscuro y rojo claro para las regiones de 1- σ y 2- σ. Ω es la velocidad angular,          Ω<sub>Sun</sub><em>/</em> 2 π = 0.424 μHz es la velocidad angular de Carrington del Sol e  <em>i</em> es la inclinación del eje de rotación de la estrella respecto a la línea de visión. El diamante negro con la barras de error nos proporciona los mejores valores ajustados sísmicamente, Ω <em>/</em> Ω<sub>Sun</sub> = 2<em>.</em>31<sup>+0<em>.</em>45</sup><em><sub>-</sub></em><sub>0<em>.</em>69</sub> and sin <em>i</em> = 0<em>.</em>59<sup>+0<em>.</em>19</sup><em><sub>-</sub></em><sub>0<em>.</em>14</sub>. Para comparación, las dos líneas horizontales verdes señalan la velocidad angular de la actividad estelar (manchas) deducida a partir de los dos picos más prominentes en la parte de bajas frecuencias del espectro de potencias. La elipse verde representa el límite a 1 σ de la rotación ecuatorial y del ángulo de inclinación obtenido a partir de modelar las manchas en la serie fotométrica temporal. Las restricciones espectroscópicas vienen dadas por las líneas azules discontinua (observación) y continuas (errores a 1 σ), expresadas a través de la proyección en el cielo de la velocidad angular Ωsin <em>i</em> = (<em>v</em> sin <em>i</em>)<em>/R</em>, donde <em>v</em> sin <em>i</em> = 3<em>.</em>6<sup>+0<em>.</em>3</sup><em><sub>-</sub></em><sub>1<em>.</em>0</sub> km/s es el ensanchamiento rotacional observado y <em>R</em> = 1<em>.</em>34 <em>R</em><sub>Sun</sub> es el radio estelar sismológico. La masa mínima del planeta obtenida a partir de las medidas de velocidad radial es  <em>M</em>p sin <em>i</em><sub>p</sub> = (1<em>.</em>09 ±0<em>.</em>11) <em>M</em><sub>Jupiter</sub>, donde <em>i</em><sub>p </sub> es la inclinación de la normal a la órbita planetaria respecto de la línea de visión. Asumiendo <em>i</em><sub>p</sub> = <em>i</em>, las restricciones sismológicas en sin <em>i</em> se pueden transformar en restricciones (eje superior y región gris 'HD 52265b') en la masa verdadera del planeta, la cual está por debajo del límite de masa de las enanas marrones de 13<em>M</em><sub>Jupiter</sub>.
Restricciones en la rotación estelar y en la masa planetaria.Las restricciones sismológicas en la rotación estelar en el plano    (Ω / ΩSun) - (sin i), están representadas en rojo oscuro y rojo claro para las regiones de 1- σ y 2- σ. Ω es la velocidad angular,          ΩSun/ 2 π = 0.424 μHz es la velocidad angular de Carrington del Sol e  i es la inclinación del eje de rotación de la estrella respecto a la línea de visión. El diamante negro con la barras de error nos proporciona los mejores valores ajustados sísmicamente, Ω / ΩSun = 2.31+0.45-0.69 and sin i = 0.59+0.19-0.14. Para comparación, las dos líneas horizontales verdes señalan la velocidad angular de la actividad estelar (manchas) deducida a partir de los dos picos más prominentes en la parte de bajas frecuencias del espectro de potencias. La elipse verde representa el límite a 1 σ de la rotación ecuatorial y del ángulo de inclinación obtenido a partir de modelar las manchas en la serie fotométrica temporal. Las restricciones espectroscópicas vienen dadas por las líneas azules discontinua (observación) y continuas (errores a 1 σ), expresadas a través de la proyección en el cielo de la velocidad angular Ωsin i = (v sin i)/R, donde v sin i = 3.6+0.3-1.0 km/s es el ensanchamiento rotacional observado y R = 1.34 RSun es el radio estelar sismológico. La masa mínima del planeta obtenida a partir de las medidas de velocidad radial es  Mp sin ip = (1.09 ±0.11) MJupiter, donde i es la inclinación de la normal a la órbita planetaria respecto de la línea de visión. Asumiendo ip = i, las restricciones sismológicas en sin i se pueden transformar en restricciones (eje superior y región gris 'HD 52265b') en la masa verdadera del planeta, la cual está por debajo del límite de masa de las enanas marrones de 13MJupiter.

El ciclo de actividad magnética del Sol y de las estrellas tipo solar se considera que está regido por la rotación de la estrella. Sin embargo, la comprensión de las dinamos estelares es muy pobre, debido a la escasez de observaciones de rotación y de campos magnéticos en estrellas. En este artículo se realizan algunas inferencias de la rotación interna de una estrella distante de tipo solar estudiando sus modos globales de oscilación. Presentamos restricciones astrosismológicas impuestas a la velocidad de rotación y a la inclinación del eje de rotación de la estrella tipo solar HD52265, observada por CoRoT y que alberga un planeta. Estas inferencias sismológicas son totalmente consistentes con observaciones espectroscópicas realizadas independientemente (ensanchamiento rotacional) y con el periodo de rotación observado para las manchas de la estrella. Por otra parte, la astrosismología restringe también la masa del exoplaneta HD52265b. Bajo la suposición estándar de que el eje de rotación de la estrella y el eje de la órbita del planeta coinciden, la masa mínima espectroscópica del planeta se puede convertir a masa real de 1.85 +0.52- 0.42MJupiter , lo que implica que se trata realmente de un planeta y no de una enana marrón.

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