Chemical signatures of planet engulfment events in Sun-like stars
Lorenzo Spina
备注：
To be published in: Handbook of Exoplanets, 2nd Edition, Hans Deeg and Juan Antonio Belmonte (Eds. in Chief), Springer International Publishing AG, part of Springer Nature
The observational evidence that planetary systems can be very different from each other, suggests that their dynamical histories were very diverse, probably as a result of a strong sensitivity to the initial conditions. Severe dynamical processes can drive the orbital decay of planets or planetesimals ending in their accretion onto the host star. When this material enters the star, it is rapidly dissolved in the stellar envelope, altering the star's chemical pattern in a way that mirrors the composition observed in rocky objects. Indeed, chemical signatures of planet ingestion has been found in an increasing number of Sun-like stars. These observations carry substantial implications for the field of exoplanet science, as they are entirely detached from both specific biases associated with exoplanet detection techniques and assumptions made in n-body numerical simulations of systems' evolution. For instance, signatures of planet engulfment events suggest that a non-negligible portion of planetary systems has undergone highly dynamic histories, ultimately resulting in the fall of planetary material into the host star. Also, these studies open to the possibility of using chemical abundances of stars to identify which ones are the most likely to host analogues of the calm Solar System.
A Bayesian Search for Planet Engulfment Signatures in Solar Analogs
Tsinghua University（清华大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学地球研究所恒星与行星形成中心）；Tsung-Dao Lee Institute, School of Physics and Astronomy, & State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院及暗物质物理国家重点实验室，桐江书院）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（德国马克斯·普朗克地外物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；OzGrav: Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究院）
Star-planet interactions: II. Is planet engulfment the origin of fast rotating red giants?
上下文快速旋转的红巨星位于红巨星分支的上部，其表面速度无法用单个恒星的演化来解释。目标。我们检查是否恒星和行星之间的潮汐，其次是行星吞没确实可以加速表面旋转的红巨星足够长的时间，以产生这些快速旋转的红巨星。方法.利用旋转恒星模型，考虑了恒星内部角动量通过不同输运机制的重新分配、恒星被吞没前行星轨道与恒星之间的角动量交换以及恒星被吞没时恒星内部角动量的沉积，研究了恒星表面自转速度的演化.结果我们表明，由于潮汐力和行星吞没轨道衰减结束时达到的表面速度可以类似于快速旋转的红巨星观察到的值。当恒星沿着红巨星分支演化时，表面速度会降低，但速度足够慢，可以让恒星以如此高的速度被探测到。更定量地说，恒星与行星的相互作用可以产生恒星表面的快速加速度，超过等于8 km s $^{-1}$的值，持续时间超过红巨星分支阶段的30%。行星物质稀释进入对流包层所产生的表面碳同位素比值的变化是相当温和的。更重要的可能是由于这种效应而增加的锂丰度。然而，锂可能会受到许多不同的，仍然不确定的过程的影响。结论.恒星表面加速到旋转速度超过取决于表面重力的极限，这在目前看来确实是恒星与行星相互作用的最清晰的标志。[删节]
Eating planets makes you younger: The magnetic dynamo rejuvenation of GJ 504 by planetary engulfment
Leiden University（莱顿大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Université de Liège（列日大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Eberhard-Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学）
The Sun's chemical peculiarity: disentangling Galactic chemical evolution and planetary engulfment in solar twins
Monash University（莫纳什大学）；OzGrav: Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Tsinghua University（清华大学）
The influence of planetary engulfment on stellar rotation in metal-poor main-sequence stars
陀螺年代学的方法将恒星的年龄与自转周期联系起来。然而，最近的证据偏离gyrochronology关系的文献报道。在这里，我们研究恒星和它的伴星之间的潮汐相互作用对恒星自转速度的影响，以解释奇特的恒星自转速度。一颗恒星和它的行星的相互作用是使用一个全面的数值框架，结合潮汐摩擦，磁制动，行星迁移，和详细的恒星演化模型从GARSTEC网格。我们专注于近距离的同伴从1至20 M $_{Jup}$轨道低质量，0.8和1 M $_{\odot}$，主序星具有广泛的金属量范围从[Fe/H] = -1太阳。我们的模拟表明，恒星与其伴星之间的动力学相互作用可能会产生不同的结果，这取决于初始半长轴和行星的质量，以及其宿主恒星的质量和金属丰度。在大多数情况下，特别是在行星被吞没的情况下，我们发现恒星的自转速度从1公里$^{-1}$增加到40公里以上$^{-1}$，而恒星仍然在主序星上。我们的模型的主要预测是，低质量的主序恒星与异常的旋转速度应该是更常见的低金属丰度，因为较低的[Fe/H]有利于更快的行星吞没，在大质量行星的发生率接近是在所有的金属丰度相似。我们的方案解释了特殊的旋转速度的低质量主序星的恒星和它的同伴之间的潮汐相互作用。目前的观测样本太小且不完整，因此不允许我们测试我们的模型。
Lithium Enrichment in a Subgiant Star with a Brown Dwarf Companion: A Planetary Engulfment Candidate
University of Michigan（密歇根大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Texas Advanced Computing Center, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校高级计算中心）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
Metal-Poor Stars as Metal-Rich Impostors via Planet Engulfment
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台超新星研究中心（国际超新星中心、云南省超新星研究重点实验室））；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）
Planet engulfment in the chemically anomalous HD 129171/HD 129209 pair
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG/USP)（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔菲西天文台）
Star-planet interactions. IV. Possibility of detecting the orbit-shrinking of a planet around a red giant
一些红巨星的表面自转速度如此之快，以至于它们一定是通过与一个亲密的伴星（另一颗恒星、褐矮星或行星）的潮汐相互作用而旋转起来的。我们在这里集中在红巨星的情况下，旋转的潮汐相互作用与行星。当行星和恒星之间的距离减小时，恒星的自转周期减小，行星的轨道周期减小，恒星的反射运动增加。我们研究这三个量的变化率时，15 M $_{J}$的行星，最初轨道2 M $_\odot$星在1天文单位的作用下的潮汐力在红巨星阶段收缩的圆形轨道。我们使用恒星演化模型，结合行星轨道演化的计算，这使我们能够以一致的方式跟踪恒星和轨道之间的角动量交换。我们得到在行星被吞没前的最后$\sim$ 40年中，红巨星的反射运动每年增加超过1 m s $^{-1}$.在这个阶段，恒星的反射运动在660和710 m s $^{-1}$之间。恒星的自转周期在被吞没前的最后3000年里每年增加超过10分钟。在此期间，恒星的自转周期小于0.7年。在同一时期，轨道周期的变化，这是短于0.18年，是在同一数量级。反射运动和自旋速度的变化非常小，因此很可能无法观察到。检测这种效应最有希望的方法是通过观测凌日行星，也就是通过凌日开始或结束时的{ \it }变化。像柏拉图这样的太空任务可能会对探测即将被红巨星吞没的行星产生巨大的兴趣。
On the formation of subdwarf B stars via engulfment of substellar companions I. Conditions for and occurrence of envelope ejection events
Space sciences, Technologies and Astrophysics Research (STAR) Institute, Université de Liège（列日大学空间科学、技术与天体物理研究研究所）；Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles (ULB)（布鲁塞尔自由大学天文与天体物理研究所）
