Teor

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Teoría de formación de planetas

• Pilar Lapuente
• Junio, 2005
• Pontificia Universidad Católica de Chile

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UN POCO DE HISTORIA

• Planeta del griego planetai errante
• 1983 decubrimento de disco circumestelar de Beta
  Pictoris
• 1995 descubrimiento del primer exoplaneta 51 Peg
  b. (Mayor, M., Queloz, D.)

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Creación del Disco Protoplanetario
(D.P) lwr2
(1)
GM/r2w2r (2) ? rl2/GM
100 UA
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CLASIFICACIÓN DE PLANETAS Y EL SISTEMA SOLAR

• Poco masivos, Terrestres (P.T) en el S.S. se
  forman por choques de planetesimales rocosos
  cerca del Sol. (50 Myr). (Boss, A., 2001)
• Gigantes Gaseosos (G.G) en el S.S forman núcleos
  sólidos que acretan gas. (8 Myr). (Boss, A.,
  2001)

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• Gigantes de Hielo (G.H) se forman igual que
  Júpiter y Saturno pero fueron escatereados por
  ellos mientras acretaban gas. (Thommes, et
  al.,1999)
• Hot Jupiters (H.J) planetas gigantes que se
  ubican muy cerca de su estrella madre. No se
  encuentran en nuestro sistema solar

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Teorías de formación de los Hot Jupiters

• 1) Mecanismo de Choques y Acreción
• - Coagulación de partículas de polvo y roca
  hasta núcleo de 5-15 Mtierra?acreción de H y He
  del disco (8 Myr). (Lin, et al., 1999)

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• La formación se determina por el perfil de
  Temperatura radial del DP en la fase de pre-SP
• T(r) (Ls/16psr2) ¼ (4)
• Para un planeta orbitando una estrella de 1 Msol
  y un disco de 0.02 Msol, el rc5 UA

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• 2) Inestabilidad gravitacional del disco en la
  nebula estelar externa
• - Formación de múltiples terrones de la masa
  de Júpiter que se contraen a densidades
  planetarias (1000yr). (Boss, A., 2001)

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Qué sucede con los otros Planetas Gigantes?

• Se formaron los G.H como se cree que lo hicieron
  Urano y Neptuno?
• Según Alan Boss, se formaron por una
  inestabilidad del disco seguida de la remoción de
  la capa envoltoria debido a radiación UV muy
  energética de una estrella cercana

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

• El protoplaneta interactúa tidalmente con el
  disco durante su crecimiento.
• Si mgt40vM/(wd2) cuando el radio tidal,
  rt(m/3M)1/3d excede H, el protoplaneta detiene
  su crecimiento y se forman gaps.
• Continúa la transferencia de momentum angular y
  el planeta cae en una migración orbital a la par
  con la evolución viscosa del disco.

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• Haciendo estimaciones de la edad (5x106 yr) y
  radio del disco (100 UA), y del factor H0.1, da
  que m1MJ (Lin, et al., 1999)
• Todavía no se sabe bien si los planetas migran
  hasta ser comidos por la estrella o se detienen
  en alguna órbita estable.

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

• Si los H.J migran dentro del 1er Myr de la vida
  del disco, los planetesimales no se agotan y se
  pueden formar los P.T.
• La composición de los P.T depende de la cantidad
  de planetas gigante que hallan y de la
  metalicidad del disco.

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SimulaciónFormación de planetas tipo Tierra en
presencia de un H.J de 0.5 MJ a 0.25 UA, y un G.G
de 1 MJ a 5.2 UA.
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• Será que en el S.S hubo alguna vez un H.J que
  migró all the way al Sol?

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