Probing the nature of young puffy planets through theoretical mass constraints

Discoveries of close-in young pu y( R p & 6R ü ) planets raise the question of whether they are bonafide hot Jupiters or pu ed-up Neptunes, potentially placing constraints on the formation location and timescale of hot Jupiters.Obtaining mass measurements for these planets is challenging due to stellar activity and noisy spectra.Therefore, we aim to provide independent theoretical constraints on the masses of these young planets based on their radii, incident fluxes, and ages, benchmarking to the planets of age <1 Gyr detected by K2 and TESS.Through a combination of interior structure models, considerations of photoevaporative mass loss, and empirical mass-metallicity trends, we present the range of possible masses for ≥26 planets of age ≥5-900 Myr and radii ≥3-16 R ü .We find that for the candidate hot Jupiters (R p & 6R ü ), planets with radii .9R ü are found to be below the gas giant planet mass regime (. 100 M ü ), while for planets with R p & 9R ü , we cannot rule out the possibility of them being gas giants.We further find that stellar metallicity is an important constraint on the upper limit of the mass, and we emphasize the importance of refining stellar abundances for young planet-hosting stars.Given our data and our Abstract ii results, all the youngest planets (. 100 Myr) are likely pu ed-up, Neptune-mass planets, while the bonafide hot Jupiters are only found around stars aged at least a few hundred Myr.This implies that high eccentricity tidal migration, which operates over timescales of hundreds of Myr to Gyr, is likely the dominant origin channel for hot Jupiters.iii Abrégé La découverte de jeunes planètes gonflées (R p & 6R ü ) proches de leurs étoiles pose la question de savoir s'il s'agit de véritables Jupiters chaudes ou de Neptunes gonflées, ce qui pourrait imposer des contraintes sur le lieu et l'échelle de temps de formation des Jupiters chaudes.Obtenir des mesures de masse pour ces planètes est un défi en raison de l'activité stellaire et des spectres bruyants des jeunes étoiles hôtes.Par conséquent, nous visons à fournir des contraintes théoriques indépendantes sur les masses de ces jeunes planètes en nous basant sur leurs rayons, leurs flux incidents et leurs âges, en les comparant aux planètes d'âge <1 Gyr détectées par K2 et TESS.En combinant des modèles de structure intérieure, des considérations sur la perte de masse par photoévaporation et des tendances empiriques de masse-métallicité, nous présentons l'intervalle de masses possibles pour ≥26 planètes d'âge ≥5-900 Myr et de rayons ≥3-16 R ü .Nous trouvons que pour les Jupiters chaudes candidates (R p & 6R ü ), les planètes de rayon .9R ü sont en dessous du régime de masse des planètes géantes (. 100 M ü ), alors que pour les planètes de R p & 9R ü , nous ne pouvons pas exclure la possibilité qu'elles soient des géantes.Nous constatons également Abrégé iv que la métallicité stellaire est une contrainte importante sur la limite supérieure de la masse et nous soulignons l'importance du suivi des abondances stellaires pour les jeunes étoiles hôtes.Compte tenu de nos données et de nos résultats, toutes les planètes les plus jeunes (. 100 Myr) sont probablement des planètes gonflées de la masse de Neptune, tandis que les véritables Jupiters chaudes ne se trouvent qu'autour d'étoiles âgées d'au moins quelques centaines de Myr.Cela implique que la migration des marées à haute excentricité, qui opère sur des échelles de temps allant de centaines de Myr à Gyr, est probablement le canal d'origine dominant pour les Jupiters chaudes.

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