ABSTRACT A sample of 46 stars, host of exoplanets, is used to search for a connection between their formation process and the formation of the planets rotating around them. Separating our sample into two, stars hosting high-mass exoplanets (HMEs) and low-mass exoplanets (LMEs), we found the former to be more massive and to rotate faster than the latter. We also found the HMEs to have higher orbital angular momentum than the LMEs and to have lost more angular momentum through migration. These results are consistent with the view that the more massive the star and the higher its rotation, the more massive was its protoplanetarys disk and rotation, and the more efficient was the extraction of angular momentum from the planets.

RESUMEN Una muestra de 46 estrellas que albergan exoplanetas se usa para la búsqueda de una conexión entre su proceso de formación y el proceso de formación de los planetas que las orbitan. Separamos nuestra muestra en dos: estrellas que albergan exoplanetas de baja masa (LME) y de alta masa (HME); encontramos que las estrellas con HMEs rotan preferentemente alrededor de estrellas con alta masa y con mayor rotación que las estrellas con LMEs. También encontramos que las HMEs tienen un momento angular orbital más alto que las LMEs y que perdieron más momento angular durante su migración. Nuestros resultados son congruentes con un modelo en el cual las estrellas más masivas con alta rotación forman discos protoplanetarios más masivos que también rotan mas rápido, y que además son más eficientes en disipar el momento angular de sus planetas.

We use observational constraints on the galactic ionizing photon production, the surface mass distribution of field M dwarfs, and the mass distribution of brown dwarfs in clusters to produce an effective galactic initial mass function (IMF). We assume that the IMF can be expressed as the product of a smooth function of mass m (in units of MΘ),ψ (m), and a time dependent rate. We express the star formation rate per unit area per unit logarithmic mass interval as <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s1.jpg"><img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s8.jpg"><img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s2.jpg">/[dA dln m] <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s8.jpg"><img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s3.jpg" > or = <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s4.jpg">[l - exp - <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s7.jpg">]; for (m < m u ), with <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s5.jpg" > or = 0.8 (the asymptotic low-mass slope inferred from the mass distribution in young clusters at sub-stellar masses), Γ = 1.35 (the negative of the high-mass slope), m ch = 0.24 (producing a maximum at m max~ m ch), and m u = 120. For a disk age of 11 Gyr, the average value of the star formation rate per unit logarithmic mass interval at 1 MΘ at the solar circle is <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s6.jpg">620 kpc-2 Myr-1, and the ratio of the present to the mean SFR is b (t0 ) = 1.085, where t0 is the age of the disk.

Se propone una función inicial de masa efectiva (FIME) para la Galaxia que satisface las siguientes restricciones observacionales: la producción de fotones ionizantes en la Galaxia, la distribución en masa de la densidad superficial de estrellas M y la distribución en masa de Enanas Marrones en asociaciones estelares jóvenes. Se supone que la FIME puede ser expresada como el producto de una función suave de la masa m (en unidades de MΘ), ψ (m) y una tasa dependiente del tiempo. Esta es: <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s1.jpg"><img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s8.jpg"><img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s2.jpg">/ [dA dln m] <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s8.jpg"><img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s3.jpg" > o = <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s4.jpg">[;l - exp - <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s7.jpg">] para (m < m u ), donde <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s5.jpg" > o = 0.8 (pendiente asintótica a masas bajas inferida de la distribución de masa en la región sub-estelar en asociaciones jóvenes), Γ= 1.35 (pendiente asintótica a masas altas), m ch = 0.24 (que produce un máximo a m max ~ m ch), y m u = 120. Para una edad del disco galáctico de 11 Gyr, el valor promedio de la tasa de formación estelar por unidad logarítmica de masa a 1 MΘ en el círculo solar es <img width=32 height=32 src="../../../../../img/revistas/rmf/v52s3/a1s6.jpg">620 kpc-2 Myr-1 y la razón entre la SFR presente y la SFR media es b (t0 ) = 1.085.