Avances en la formación de los planetas gigantes del sistema solar

Avances en la formación de los planetas gigantes
del sistema solar
Octavio M. Guilera1,2 , Andrea Fortier3 , Adrı́an Brunini1,2 &
Omar G. Benvenuto1,2
(A&A 2011)
1 Fac.
de Cs. Astronómicas y Geofı́sicas, Univ. Nac. de La Plata
Instituto de Astrofı́sica La Plata, CONICET-UNLP
3 Instituto de Fı́sica, Univesidad de Berna, Suiza
2
Primera Reunión Anual Binacional entre la Asociación Argentina
de Astronomı́a y la Sociedad Chilena de Astronomı́a
54a. Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomı́a
Primavera 2011
Guilera et al. (FCAGLP-IALP - IFUB)
Formación PG del SS
54a RAAAA, primavera 2011
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El Modelo de Niza
Este modelo propone que:
a. la configuración orbital de los planetas gigantes del sistema solar -al momento de la
disipación de la componente gaseosa del disco solar primitivo- era mucho más
compacta que la actual observada: entre ∼ 5 UA y ∼ 15 UA
b. la existencia de un disco remanente de planetesimales entre ∼ 16 UA y 30 UA.
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El Modelo de Niza
Este modelo propone que:
a. la configuración orbital de los planetas gigantes del sistema solar -al momento de la
disipación de la componente gaseosa del disco solar primitivo- era mucho más
compacta que la actual observada: entre ∼ 5 UA y ∼ 15 UA
b. la existencia de un disco remanente de planetesimales entre ∼ 16 UA y 30 UA.
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El Modelo de Niza
Este modelo propone que:
a. la configuración orbital de los planetas gigantes del sistema solar -al momento de la
disipación de la componente gaseosa del disco solar primitivo- era mucho más
compacta que la actual observada: entre ∼ 5 UA y ∼ 15 UA
b. la existencia de un disco remanente de planetesimales entre ∼ 16 UA y 30 UA.
La interacción entre este disco remanente y los planetas gigantes forzó la
migración de los mismos hasta sus pocisiones actuales.
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El éxito del Modelo de Niza radica en que puede explicar cuantitativamenten los
siguientes puntos:
las órbitas, excentricidades e inclinaciones actuales de los planetas gigantes del
sistema solar
la existencia de los Troyanos de Júpiter
el origen del Gran Bombardeo Tardio
la formación del Cinturón de Kuiper
la arquitectura secular del sistema solar exterior
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El éxito del Modelo de Niza radica en que puede explicar cuantitativamenten los
siguientes puntos:
las órbitas, excentricidades e inclinaciones actuales de los planetas gigantes del
sistema solar
la existencia de los Troyanos de Júpiter
el origen del Gran Bombardeo Tardio
la formación del Cinturón de Kuiper
la arquitectura secular del sistema solar exterior
Sin embargo, este modelo asume ya formado a los panetas gigantes y no dice nada
acerca de como los mismos se pudieron haber formado.
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El primero en investigar este punto fue Desch (ApJ, 2007), quien asumiendo formación
in-situ y acreción perfecta recalculó el concepto de Nebulosa Solar Mı́nima de acuerdo a
las condiciones impuestas por el Modelo de Niza
clásica (Hayashi): Σ ∝ a−1,5
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⇒
Desch: Σ ∝ a−∼2
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El primero en investigar este punto fue Desch (ApJ, 2007), quien asumiendo formación
in-situ y acreción perfecta recalculó el concepto de Nebulosa Solar Mı́nima de acuerdo a
las condiciones impuestas por el Modelo de Niza
clásica (Hayashi): Σ ∝ a−1,5
⇒
Desch: Σ ∝ a−∼2
Benvenuto, Fortier & Brunini (2009) adoptaron el perfil de Desch y calcularon la
formación in-situ y aislada de los 4 planetas gigantes del sistema solar bajo las
condiciones del Modelo de Niza introduciendo una distribución de tamaños para los
planetesimales (30 m - 100 km):
Júpiter (5.5 UA): 0,44 × 106 años
Saturno (8.3 UA): 1,4 × 106 años
Neptuno (11 UA): 2,5 × 106 años
Urano (14 UA): 4,75 × 106 años
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Algunas simplificaciones del trabajo de BFB 2009:
a. disco estático
b. los planetesimales no migran
c. velocidades en equilibrio
d. formación aislada de cada planeta
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Algunas simplificaciones del trabajo de BFB 2009:
a. disco estático
b. los planetesimales no migran
c. velocidades en equilibrio
d. formación aislada de cada planeta
Estos fenómenos fueron incorporados en un código que estamos desarrollando (Guilera,
Brunini & Benvenuto, A&A 2010), el cual calcula la formación simultánea de planetas
gigantes por inestabilidad nucleada inmersos en un disco protoplanetario que evoluciona
en el tiempo.
Aplicamos este código para extender el trabajo de BFB 2009 y calcular la
formación simultánea de los planetas gigantes del sistema solar
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Formación simultánea de los planetas gigantes del sistema solar
Nuestro trabajo consistió en estudiar que condiciones del disco protoplanetario favorecen
la formación simultánea de los planetas gigantes del sistema solar, particularmente el
perfil de las densidades superficiales de sólido y gas, y la distribución de tamaño de
los planetesimales:
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Formación simultánea de los planetas gigantes del sistema solar
Nuestro trabajo consistió en estudiar que condiciones del disco protoplanetario favorecen
la formación simultánea de los planetas gigantes del sistema solar, particularmente el
perfil de las densidades superficiales de sólido y gas, y la distribución de tamaño de
los planetesimales:
I-
II-
Σg
=
Σ0g a−p
Σs
=
Σ0s a−p
rpmin − 100 km, con una distribución de masa dn/dm ∝ m−2,5 (los planetesimales
más chicos son los que más masa aportan)
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16
tcross-over [My]
Σ ∝ a−2
14
Jupiter (5.5 AU)
Saturn (8.3 AU)
Neptune (11 AU)
12
Uranus (14 AU)
10
8
6
4
2
0
10 12.5 15
20 25
40 50
rp
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min
75
100
150 200
[m]
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tcross-over [My]
Σ ∝ a−2
14
Jupiter (5.5 AU)
Saturn (8.3 AU)
Neptune (11 AU)
12
Uranus (14 AU)
10
8
6
4
2
0
10 12.5 15
20 25
40 50
rp
rpmin
[m]
10
Júpiter
cross
Mover
[M⊕ ]
∼ 0,5
50
15.47
cross
tover
[Myr ]
≫ 10
8.89
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Saturno
cross
Mover
[M⊕ ]
17.73
cross
tover
[Myr ]
8.73
13.42
10.44
min
75
100
150 200
[m]
Neptuno
cross
Mover
[M⊕ ]
19.81
(14.86)
∼1
Formación PG del SS
cross
tover
[Myr ]
5.16
(4.28)
≫ 10
Urano
cross
Mover
[M⊕ ]
13.61
(11.80)
∼ 0,5
cross
tover
[Myr ]
10.26
(8.24)
≫ 10
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Σ ∝ a−1,5
14
tcross-over [My]
12
10
8
6
4
2
0
10
20
40
80
160
400
rpmin [m]
formación aislada
Guilera et al. (FCAGLP-IALP - IFUB)
Formación PG del SS
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14
Jupiter (5.5 AU)
Saturn (8.3 AU)
Neptune (11 UA)
Σ ∝ a−1,5
12
Uranus (14 UA)
tcross-over [My]
10
14
8
6
4
tcross-over [My]
12
2
10
0
8
6
40
4
0
10
20
40
80
rpmin [m]
formación aislada
160
400
Mcross-over [M⊕ ]
35
2
30
25
J
S
20
N
15
U
10
20
35
40
rpmin [m]
formación simultanea
Guilera et al. (FCAGLP-IALP - IFUB)
Formación PG del SS
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Σ ∝ a−1
12
tcross-over [My]
10
8
6
4
2
0
10
50
100 150 200
400
800
rpmin [m]
formación aislada
Guilera et al. (FCAGLP-IALP - IFUB)
Formación PG del SS
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12
Σ ∝ a−1
10
Jupiter (5.5 AU)
Saturn (8.3 AU)
Neptune (11 UA)
tcross-over [My]
Uranus (14 UA)
12
tcross-over [My]
10
8
6
4
2
8
0
100
6
150
200
40
4
35
0
10
50
100 150 200
rpmin [m]
formación aislada
400
800
Mcross-over [M⊕ ]
2
30
25
J
S
20
N
15
U
10
100
150
200
rpmin [m]
formación simultanea
Guilera et al. (FCAGLP-IALP - IFUB)
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Conclusiones:
calculamos por primera vez la formación simultánea de los planetas gigantes
del sistema solar
mostramos que bajo ciertas condiciones de la nebulosa solar primitiva es
posible formar los planetas gigantes del sistema solar en escalas de tiempo
menores a la disipación del gas primordial del disco y con la cantidad de
elementos pesados acorde a los modelos teóricos y estimaciones
observacionales. Para esto necesitamos que:
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Conclusiones:
calculamos por primera vez la formación simultánea de los planetas gigantes
del sistema solar
mostramos que bajo ciertas condiciones de la nebulosa solar primitiva es
posible formar los planetas gigantes del sistema solar en escalas de tiempo
menores a la disipación del gas primordial del disco y con la cantidad de
elementos pesados acorde a los modelos teóricos y estimaciones
observacionales. Para esto necesitamos que:
I.
perfiles de densidades superficiales suaves par ael disco (en acuerdo con
los últimos datos observacionales, Andrews et al. 2009, 2010)
II. planetesimales pequeños que aporten gran cantidad de masa (en
contraposición a los modelos teóricos de moda de formación de
planetesimales, Johansen et al. 2007, Cuzzi et al. 2008, Youdin 2011)
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Conclusiones:
calculamos por primera vez la formación simultánea de los planetas gigantes
del sistema solar
mostramos que bajo ciertas condiciones de la nebulosa solar primitiva es
posible formar los planetas gigantes del sistema solar en escalas de tiempo
menores a la disipación del gas primordial del disco y con la cantidad de
elementos pesados acorde a los modelos teóricos y estimaciones
observacionales. Para esto necesitamos que:
I.
perfiles de densidades superficiales suaves par ael disco (en acuerdo con
los últimos datos observacionales, Andrews et al. 2009, 2010)
II. planetesimales pequeños que aporten gran cantidad de masa (en
contraposición a los modelos teóricos de moda de formación de
planetesimales, Johansen et al. 2007, Cuzzi et al. 2008, Youdin 2011)
Muchas Gracias!
Guilera et al. (FCAGLP-IALP - IFUB)
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