孪生恒星中的行星吞没特征

行星吞没可通过吞没恒星在吸积岩质行星物质后光球层中难熔元素的增丰来推断。此类难熔元素增丰受恒星内部混合过程影响，即由对流包层与辐射核之间反平均分子量梯度所诱导的热盐混合。我们利用 MESA 恒星模型，量化了行星吞没后吞没特征的强度与持续时间。我们发现，热盐混合在吞没后约 5–45 Myr 内占主导，使特征减弱约 2 倍，随后在更长时标上因引力沉降而耗竭。0.5–1.2 $M_{\odot}$ 质量范围内的太阳金属丰度恒星，其可观测特征时标为约 1 Myr–8 Gyr，取决于吞没恒星质量与吞没物质数量。早型恒星表现出更大的初始难熔增丰但耗竭更快。类太阳恒星（$M$ = 0.9–1.1 $M_{\odot}$）在标称 10 $M_{\oplus}$ 吞没事件中维持可观测特征（>0.05 dex）的时标为约 20 Myr–1.7 Gyr，低金属丰度和/或较热恒星（1 $M_{\odot}$，约 2–3 Gyr）的特征存续更久。在主序前零龄之后很久发生的吞没事件，因氦引力沉降抑制热盐混合（1 $M_{\odot}$，约 1.5 Gyr）而产生更大信号。这些结果表明，观测已有数十亿年年龄的类太阳恒星中的吞没特征可能较为困难。