Teoría de formación de planetas

Teoría de formación de planetas

Pilar LapuenteJunio, 2005

Pontificia Universidad Católica de Chile

UN POCO DE HISTORIA…UN POCO DE HISTORIA…

• Planeta: del griego Planeta: del griego planetai = erranteplanetai = errante

• 1983: decubrimento 1983: decubrimento de disco circumestelar de disco circumestelar de Beta Pictorisde Beta Pictoris

• 1995: descubrimiento 1995: descubrimiento del primer exoplaneta del primer exoplaneta 51 Peg b. (Mayor, M., 51 Peg b. (Mayor, M., & Queloz, D.)& Queloz, D.)



Creación del Disco Creación del Disco Protoplanetario Protoplanetario (D.P) (D.P)

l=wr l=wr2 2 (1)(1)

GM/r GM/r22=w=w22r (2)r (2)

r=l r=l22/GM ≈ 100 UA/GM ≈ 100 UA Pilar LapuenteJunio, 2005


CLASIFICACIÓN DE PLANETAS Y CLASIFICACIÓN DE PLANETAS Y EL SISTEMA SOLAREL SISTEMA SOLAR

• Poco masivos, Terrestres (P.T): en el Poco masivos, Terrestres (P.T): en el S.S. se forman por choques de S.S. se forman por choques de planetesimales rocosos cerca del Sol. planetesimales rocosos cerca del Sol. (50 Myr). (Boss, A., 2001)(50 Myr). (Boss, A., 2001)

• Gigantes Gaseosos (G.G): en el S.S Gigantes Gaseosos (G.G): en el S.S forman núcleos sólidos que acretan forman núcleos sólidos que acretan gas. (8 Myr). (Boss, A., 2001)gas. (8 Myr). (Boss, A., 2001)



• Gigantes de Hielo (G.H): se forman igual Gigantes de Hielo (G.H): se forman igual que Júpiter y Saturno pero fueron que Júpiter y Saturno pero fueron escatereados por ellos mientras escatereados por ellos mientras acretaban gas. (Thommes, et al.,1999)acretaban gas. (Thommes, et al.,1999)

• Hot Jupiters (H.J): planetas gigantes que Hot Jupiters (H.J): planetas gigantes que se ubican muy cerca de su estrella se ubican muy cerca de su estrella madre. No se encuentran en nuestro madre. No se encuentran en nuestro sistema solar sistema solar



Teorías de formación de los Hot Teorías de formación de los Hot JupitersJupiters

• 1) Mecanismo de Choques y Acreción:1) Mecanismo de Choques y Acreción:

- Coagulación de partículas de polvo y - Coagulación de partículas de polvo y roca hasta núcleo de 5-15 roca hasta núcleo de 5-15 MMtierratierraacreción de H y He del disco acreción de H y He del disco ((~~8 Myr). (Lin, et al., 1999)8 Myr). (Lin, et al., 1999)

Pilar Lapuente

Junio, 2005Pontificia Universidad Católica de Chile

• La formación se determina por el perfil La formación se determina por el perfil

de Temperatura radial del DP en la fase de Temperatura radial del DP en la fase de pre-SP: de pre-SP:

T(r)= (LT(r)= (Lss/16/16πσπσrr22) ) ¼¼ (4) (4)

• Para un planeta orbitando una estrella Para un planeta orbitando una estrella de 1 Mde 1 Msolsol y un disco de 0.02 M y un disco de 0.02 Msolsol, el r, el rcc=5 =5 UAUA

41

216)(

r

LsrT



• 2) Inestabilidad gravitacional del 2) Inestabilidad gravitacional del

disco en la nebula estelar externa:disco en la nebula estelar externa:

- Formación de múltiples “terrones” - Formación de múltiples “terrones” de la masa de Júpiter que se de la masa de Júpiter que se contraen a densidades planetarias contraen a densidades planetarias ((~~1000yr). (Boss, A., 2001) 1000yr). (Boss, A., 2001)



¿Qué sucede con los otros ¿Qué sucede con los otros Planetas Gigantes?Planetas Gigantes?

• ¿Se formaron los G.H como se cree ¿Se formaron los G.H como se cree que lo hicieron Urano y Neptuno? que lo hicieron Urano y Neptuno?

Según Alan Boss, se formaron por Según Alan Boss, se formaron por una inestabilidad del disco seguida una inestabilidad del disco seguida de la remoción de la capa envoltoria de la remoción de la capa envoltoria debido a radiación UV muy debido a radiación UV muy energética de una estrella cercanaenergética de una estrella cercana



Migración de los H.J Migración de los H.J (Estudio de 51 (Estudio de 51 Pegasi)Pegasi)

• El protoplaneta interactúa tidalmente El protoplaneta interactúa tidalmente con el disco durante su crecimiento. con el disco durante su crecimiento.

• Si m>40vM/(wdSi m>40vM/(wd22) cuando el radio tidal, ) cuando el radio tidal, rrtt=(m/3M)=(m/3M)1/31/3d excede H, el protoplaneta d excede H, el protoplaneta detiene su crecimiento y se forman gaps. detiene su crecimiento y se forman gaps.

• Continúa la transferencia de momentum Continúa la transferencia de momentum angular y el planeta cae en una migración angular y el planeta cae en una migración orbital a la par con la evolución viscosa del orbital a la par con la evolución viscosa del disco. disco.



• Haciendo estimaciones de la edad Haciendo estimaciones de la edad ((~~5x105x1066 yr) y radio del disco ( yr) y radio del disco (~~100 100 UA), y del factor H≈0.1, da que m≈1MUA), y del factor H≈0.1, da que m≈1MJ J

(Lin, et al., 1999)(Lin, et al., 1999)

• Todavía no se sabe bien si los planetas Todavía no se sabe bien si los planetas migran hasta ser “comidos” por la migran hasta ser “comidos” por la estrella o se detienen en alguna órbita estrella o se detienen en alguna órbita estable.estable.



Formación y habitabilidad de los P.T Formación y habitabilidad de los P.T en presencia de H.J (Raymond et al., en presencia de H.J (Raymond et al., 2004)2004)

• Si los H.J migran dentro del 1Si los H.J migran dentro del 1erer Myr de la Myr de la vida del disco, los planetesimales no se vida del disco, los planetesimales no se agotan y se pueden formar los P.T.agotan y se pueden formar los P.T.

• La composición de los P.T depende de la La composición de los P.T depende de la cantidad de planetas gigante que hallan cantidad de planetas gigante que hallan y de la metalicidad del disco.y de la metalicidad del disco.



Simulación:Simulación:

Formación de Formación de planetas tipo planetas tipo Tierra en Tierra en presencia de presencia de un H.J de 0.5 un H.J de 0.5 MMJ J a 0.25 UA, a 0.25 UA, y un G.G de 1 y un G.G de 1 MMJJ a 5.2 UA. a 5.2 UA.



•¿Será que en el S.S hubo ¿Será que en el S.S hubo alguna vez un H.J que alguna vez un H.J que migró all the way al Sol?migró all the way al Sol?



Teoría de formación de planetas

Documents

Transcript of Teoría de formación de planetas