Evolution
stellaire

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Tidal HRD
Tidal HRD from Gallet et al. (2017)


Tidal dissipation in rotating low-mass stars

and implications for the orbital evolution of close-in planets

I. From the PMS to the RGB at solar metallicity

F. Gallet, E. Bolmont, S. Mathis, C. Charbonnel, and L. Amard


Abstract

Les planètes proches de leur étoile-hôte représentent une grande partie de la population des exoplanètes confirmées. Pour comprendre l'évolution dynamique de ces planètes, les interactions étoile-planète doivent être prises en compte. En particulier, la dépendance des interactions de marée sur les paramètres structurels de l'étoile ainsi que sa rotation doivent être inclus dans les modèles. Dans cet article nous avons estimé comment la dissipation des ondes de marée dans l'enveloppe convective d'étoiles de faibles masses en rotation évolue en fonction de la masse, de la phase évolutive, et de la rotation de ces étoiles et ceux de la pré-séquence principale jusqu'à la branche des géantes rouges. Nous avons également étudié les possibles conséquences de cette évolution sur l'évolution orbitale planétaire. Nous avons couplé la méthode décrite dans Mathis (2015) au code d'évolution stellaire STAREVOL pour des étoiles en rotation comprises entre 0.3 et 1.4 M. Additionellement, nous avons généralisé le travail de Bolmont & Mathis (2016) en étudiant l'évolution orbitale, pour des phases stellaire avancées, de planètes proches de leur étoile hôte en utilisant cette nouvelle prescription de dissipation d'onde de marée Alors que sur la pré-séquence principale l'évolution de la dissipation des ondes de marée est contrôlée par l'évolution de la structure interne de l'étoile au travers de la contraction stellaire, sur la séquence principale cette dissipation est fortement influencée par l'évolution de la rotation de la surface, elle-même impactée par les vents stellaires. L'effet principal de la rotation est de réduire la force de la dissipation des ondes de marée d'environs quatre ordres de grandeur sur la séquence principale. L'évolution de la dissipation dépend fortement de l'évolution de la structure interne et de la rotation de l'étoile. Au cours de la vie de l'étoile, cette dissipation varie sur plusieurs ordres de grandeur, ce qui a une forte conséquence pour l'évolution orbitale des planètes massives. Ces effets sont les plus forts au cours de la pre-séquence principale, signifiant que les planètes sont principalement sensibles à l'histoire évolutive précoce de leur étoile hôte.


ReadMe.dat

Column 1: Logarithm of the time in yr
Column 2: Stellar luminosity (L)
Column 3: Stellar effective temperature (K)
Column 4: Stellar radius (R)
Column 5: β = Mass aspect ratio = Mcore/M
Column 6: α = Radius aspect ratio = Rcore/R
Column 7: Surface rotation rate of the star (days). Initial rotation = 1.4 days (5.20e-05 s-1)
Column 8: Logarithm of the frequency averaged tidal dissipation (see Eq. 1 of paper I)
Column 9: Logarithm of the modified equivalent quality factor (see Eq. 5 of paper I)
Column 10: Logarithm of the structural frequency-averaged tidal dissipation (see Eq. 3 of paper I)
Column 11: Logarithm of the structural modified equivalent quality factor (see Eq. 6 of paper I)

0.3 M M_03_Z_0134.csv

0.4 M M_04_Z_0134.csv

0.6 M M_06_Z_0134.csv

0.7 M M_07_Z_0134.csv

0.8 M M_08_Z_0134.csv

0.9 M M_09_Z_0134.csv

1.0 M M_10_Z_0134.csv

1.1 M M_11_Z_0134.csv

1.2 M M_12_Z_0134.csv

1.4 M M_14_Z_0134.csv

Tout télécharger: AllDissip.tar.gz





Il s'agit de grilles condensées pour lesquelles nous avons sélectionné 500 points au maximum pour permettre une bonne description des pistes brutes. La description de ces 500 points peut être trouvée dans Lagarde, N., Decressin, T., Charbonnel, C., et al. 2012, A&A, 543, A108 (PDF)
Les grilles complètes peuvent être récupérées en contactant l'un des auteurs de l'article.

© 2015-2024 Florian Gallet, Emeline Bolmont, Stéphane Mathis, Corinne Charbonnel & Louis Amard
Last update: August 31 2017