Meteoritos de vapor a polvo y planetas

"Meteoritos de vapor a polvo y planetas"
From Stellar Nebula to Planetesimals
Ulysse Marboeuf, Amaury Thiabaud,
Yann Alibert, Nahuel Cabral, Willy Benz
Facultad de Ciencias Astrónomicas y Geofísicas de La Plata Instituto de Astrofísica de La Plata
Octubre/Noviembre
La Plata 2014
Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Introducción
La Plata - Octubre 2014
Meteoritos de vapor a polvo y planetas
Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Introducción
Trilogía de Trabajos:
1
From stellar nebula to planets: The refractory components
2
From stellar nebula to planetesimals
3
From planetesimals to planets: volatile molecules
La Plata - Octubre 2014
Meteoritos de vapor a polvo y planetas
Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Introducción
Trilogía de Trabajos:
1
From stellar nebula to planets: The refractory components
2
From stellar nebula to planetesimals
3
From planetesimals to planets: volatile molecules
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Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Introducción
Trilogía de Trabajos:
1
From stellar nebula to planets: The refractory components
2
From stellar nebula to planetesimals
3
From planetesimals to planets: volatile molecules
La composición química de planetesimales o cometas es un tema de estudio durante
los últimos años ya que a partir de dicha composición puede inferirse la composición de
los planetas resultantes de los modelos de formación.
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
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Conclusiones
Formación
Resultados
Introducción
Trilogía de Trabajos:
1
From stellar nebula to planets: The refractory components
2
From stellar nebula to planetesimals
3
From planetesimals to planets: volatile molecules
La composición química de planetesimales o cometas es un tema de estudio durante
los últimos años ya que a partir de dicha composición puede inferirse la composición de
los planetas resultantes de los modelos de formación.
En el contexto del Sistema Solar ...
Los cometas son los objetos más primitivos.
Se supone que son quienes proveen la conexión entre la composición química de
los planetas y la de la nebulosa protosolar.
Se cree que pudieron ser los responsables de la formación de atmósferas y hasta
de la vida en la Tierra.
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Objetivo
Objetivo:
Estudiar la composición química de los planetesimales, a partir de la composición
química de la nebulosa estelar, para poder conocer nalmente la composición química
de los planetas una vez que nalizan los modelos de formación.
1
2
3
4
Se estudia la composición química del ISM.
A partir de esta composición, se computa la composición química (CQ) de
planetesimales para poblaciones en discos de diferentes masas.
Estos resultados se combinan con modelos de formación planetaria que proveen
la cantidad de planetesimales acretada por cada planeta.
Finalmente, se determina la CQ nal del planeta formado - la componente volatil
y los elementos refractarios.
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Objetivo
Objetivo:
Estudiar la composición química de los planetesimales, a partir de la composición
química de la nebulosa estelar, para poder conocer nalmente la composición química
de los planetas una vez que nalizan los modelos de formación.
Para ello:
1 Se estudia la composición química del ISM.
2 A partir de esta composición, se computa la composición química (CQ) de
planetesimales para poblaciones en discos de diferentes masas.
3 Estos resultados se combinan con modelos de formación planetaria que proveen
la cantidad de planetesimales acretada por cada planeta.
4 Finalmente, se determina la CQ nal del planeta formado - la componente volatil
y los elementos refractarios.
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Objetivo
Objetivo:
Estudiar la composición química de los planetesimales, a partir de la composición
química de la nebulosa estelar, para poder conocer nalmente la composición química
de los planetas una vez que nalizan los modelos de formación.
Para ello:
1 Se estudia la composición química del ISM.
2 A partir de esta composición, se computa la composición química (CQ) de
planetesimales para poblaciones en discos de diferentes masas.
3 Estos resultados se combinan con modelos de formación planetaria que proveen
la cantidad de planetesimales acretada por cada planeta.
4 Finalmente, se determina la CQ nal del planeta formado - la componente volatil
y los elementos refractarios.
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Objetivo
Objetivo:
Estudiar la composición química de los planetesimales, a partir de la composición
química de la nebulosa estelar, para poder conocer nalmente la composición química
de los planetas una vez que nalizan los modelos de formación.
Para ello:
1 Se estudia la composición química del ISM.
2 A partir de esta composición, se computa la composición química (CQ) de
planetesimales para poblaciones en discos de diferentes masas.
3 Estos resultados se combinan con modelos de formación planetaria que proveen
la cantidad de planetesimales acretada por cada planeta.
4 Finalmente, se determina la CQ nal del planeta formado - la componente volatil
y los elementos refractarios.
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Objetivo
Objetivo:
Estudiar la composición química de los planetesimales, a partir de la composición
química de la nebulosa estelar, para poder conocer nalmente la composición química
de los planetas una vez que nalizan los modelos de formación.
Para ello:
1 Se estudia la composición química del ISM.
2 A partir de esta composición, se computa la composición química (CQ) de
planetesimales para poblaciones en discos de diferentes masas.
3 Estos resultados se combinan con modelos de formación planetaria que proveen
la cantidad de planetesimales acretada por cada planeta.
4 Finalmente, se determina la CQ nal del planeta formado - la componente volatil
y los elementos refractarios.
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Descripción de los Modelos Físicos
10,000
El polvo se asienta en una escala
de
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∼
años
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Descripción de los Modelos Físicos
10,000
El polvo se asienta en una escala
de
∼
años
Gracias a ciertos procesos (aún en estudio) los planetesimales se forman por la
coagulación de pequeños granos (silicatos y/o hielos) cuya CQ viene dada por la
secuencia de condensacion del gas en el disco.
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Descripción de los Modelos Físicos
10,000
El polvo se asienta en una escala
de
∼
años
Gracias a ciertos procesos (aún en estudio) los planetesimales se forman por la
coagulación de pequeños granos (silicatos y/o hielos) cuya CQ viene dada por la
secuencia de condensacion del gas en el disco.
Esta secuencia de condensación de gas en el disco protoplanetario se obtiene a partir de
la temperatura que tiene el disco cuando se inicia el proceso de formación planetaria.
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Descripción de los Modelos Físicos
10,000
El polvo se asienta en una escala
de
∼
años
Gracias a ciertos procesos (aún en estudio) los planetesimales se forman por la
coagulación de pequeños granos (silicatos y/o hielos) cuya CQ viene dada por la
secuencia de condensacion del gas en el disco.
Esta secuencia de condensación de gas en el disco protoplanetario se obtiene a partir de
la temperatura que tiene el disco cuando se inicia el proceso de formación planetaria.
Luego, la secuencia de condensación nos provee la CQ de los granos, que es la misma
que la que se le asume a los planetesimales dado que se considera que éstos se forman
. Es decir, el modelo de formación comienza con un disco que ya posee
embriones y planetesimales obviando de esta manera el proceso de formación del polvo
a cuerpos más grandes.
in situ
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo del Disco de Acrecion:
Alibert et. al. (2005)
Computa la estructura vertical del disco protoplanetario a una dada distancia de la
estrella central resolviendo un sistema de 3 ecuaciones para determinar ( , ), ( ,
y Σ( , , , ):
Ecuación de equilibrio hidrostático:
1 ∂ = −Ω ,
Modelo:
T r z
T
P r z
)
P r z
2
P
La conservación de la energía:
El ujo radiativo:
∂F
=
∂z
F
ρ ∂z
9 ρνΩ ,
4
2
=
−
z
ν=
16πσ 3 ∂
3κρ ∂
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T
T
z
αCs2
Ω2
,
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo del Disco de Acrecion:
Integrando las expresiones previas en el eje podemos determinar
Σ( , , ) para cada en el plano medio del disco ( = 0).
z
T
P r
r
z
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( )
T r
,
( )
P r
y
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo del Disco de Acrecion:
Integrando las expresiones previas en el eje podemos determinar ( ),
Σ( , , ) para cada en el plano medio del disco ( = 0).
El modelo utiliza un perl de densidad supercial del gas dado por:
z
T
P r
T r
r
z
Σ(r ) = Σ0 (
r
a0
)−γ e
−( a r
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core
)2−γ
( )
P r
y
,
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Modelos Físicos
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Química
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Formación
Resultados
Modelo del Disco de Acrecion:
Integrando las expresiones previas en el eje podemos determinar ( ),
Σ( , , ) para cada en el plano medio del disco ( = 0).
El modelo utiliza un perl de densidad supercial del gas dado por:
z
T
P r
T r
r
z
Σ(r ) = Σ0 (
r
a0
)−γ e
−( a r
core
)2−γ
( )
P r
y
,
Y se utilizan 2 aproximaciones:
Discos No Irradiados ( s = b con s = 0 Las propiedades
termodinámicas del disco se deben sólo a la acreción vizcosa)
Discos Irradiados ( s = b + ir , s 6= 0 Las propiedades termodinámicas
del disco se deben a la acreción vizcosa y a la radiación)
T
T
4
T
T
4
T
T
4
T
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Acreción de Gas:
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Acreción de Gas:
Los granos de polvo están compuestos por material refractario y por hielo. Esta
composición se determina por el proceso de condensación del gas y por el proceso de
captura del gas (formación de
) durante el enfriamiento de la nebulosa estelar.
clatratos
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Acreción de Gas:
Los granos de polvo están compuestos por material refractario y por hielo. Esta
composición se determina por el proceso de condensación del gas y por el proceso de
captura del gas (formación de
) durante el enfriamiento de la nebulosa estelar.
clatratos
Clatratos
Son sólidos cristalinos compuestos por moléculas de
agua condensadas a altas temperaturas
(∼ 150 − 170K) y por una molécula de gas, que
puede formarse durante el enfriamiento de la
nebulosa estelar. Las moléculas de agua se
organizan en forma de que se estabilizan con
la inclusión de una molécula de gas (6= H O).
cajas
2
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
A una dada distancia de la
estrella, , ( ) y
Σ( , , ) de la fase gaseosa
decrecen con el tiempo.
Mientras estas cantidades
decrecen, la presion parcial
x de la especie se puede
volver menor que la presión
de quilibrio de condensación
x y por lo tanto se
considera que la especie está
condensada (o capturada) y
que por ende formará parte
de los planetesimales.
P
T
P
P
tot
r
T r
P r
x
s
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
A una dada distancia de la
estrella, , ( ) y
Σ( , , ) de la fase gaseosa
decrecen con el tiempo.
Mientras estas cantidades
decrecen, la presion parcial
x de la especie se puede
volver menor que la presión
de quilibrio de condensación
x y por lo tanto se
considera que la especie está
condensada (o capturada) y
que por ende formará parte
de los planetesimales.
P
T
P
P
tot
r
T r
P r
x
s
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
A una dada distancia de la
estrella, , ( ) y
Σ( , , ) de la fase gaseosa
decrecen con el tiempo.
Mientras estas cantidades
decrecen, la presion parcial
x de la especie se puede
volver menor que la presión
de quilibrio de condensación
x y por lo tanto se
considera que la especie está
condensada (o capturada) y
que por ende formará parte
de los planetesimales.
P
T
P
P
tot
r
T r
P r
x
s
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Química
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Formación
Resultados
Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
A una dada distancia de la
estrella, , ( ) y
Σ( , , ) de la fase gaseosa
decrecen con el tiempo.
Mientras estas cantidades
decrecen, la presion parcial
x de la especie se puede
volver menor que la presión
de quilibrio de condensación
x y por lo tanto se
considera que la especie está
condensada (o capturada) y
que por ende formará parte
de los planetesimales.
P
T
P
P
tot
r
T r
P r
x
s
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Química
Comparación
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Formación
Resultados
Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
A una dada distancia de la
estrella, , ( ) y
Σ( , , ) de la fase gaseosa
decrecen con el tiempo.
Mientras estas cantidades
decrecen, la presion parcial
x de la especie se puede
volver menor que la presión
de quilibrio de condensación
x y por lo tanto se
considera que la especie está
condensada (o capturada) y
que por ende formará parte
de los planetesimales.
P
T
P
P
tot
r
T r
P r
x
s
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Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
La relación de masas Γgx ( ) de la especie relativa al H O (primer molécula volátil en
condensarse en el disco) en los granos, y por ende en los planetesimales, a una
distancia , se puede determinar a partir de:
r
x
2
r
Γgx (r ) =
Y
x
YH2 O
Σ(Tx , Px , r )
,
Σ(TH2 O , PH2 O , r )
donde x e son las relaciones de masa de la especie y del H O respecto al H
del disco protoplanetario durante el proceso de condensación/captura.
Y
Y H2 O
x
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2
2
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
La relación de masas Γgx ( ) de la especie relativa al H O (primer molécula volátil en
condensarse en el disco) en los granos, y por ende en los planetesimales, a una
distancia , se puede determinar a partir de:
r
x
2
r
Γgx (r ) =
Y
x
YH2 O
Σ(Tx , Px , r )
,
Σ(TH2 O , PH2 O , r )
donde x e son las relaciones de masa de la especie y del H O respecto al H
del disco protoplanetario durante el proceso de condensación/captura.
Importante
Una dada especie nunca condensa (o es capturada) mientras su x se mantenga
mayor a la x a una cierta . Por lo tanto, esta molécula volátil no será incorporada en
los planetesimales. (*Clatratos).
Y
Y H2 O
P
s
2
x
x
2
P
r
?
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo de Captura y Condensación de Gas:
Proceso de condensación:
La relación de masas Γgx ( ) de la especie relativa al H O (primer molécula volátil en
condensarse en el disco) en los granos, y por ende en los planetesimales, a una
distancia , se puede determinar a partir de:
r
x
2
r
Γgx (r ) =
Y
x
YH2 O
Σ(Tx , Px , r )
,
Σ(TH2 O , PH2 O , r )
donde x e son las relaciones de masa de la especie y del H O respecto al H
del disco protoplanetario durante el proceso de condensación/captura.
Importante
Una dada especie nunca condensa (o es capturada) mientras su x se mantenga
mayor a la x a una cierta . Por lo tanto, esta molécula volátil no será incorporada en
los planetesimales. (*Clatratos).
Y
Y H2 O
P
s
2
x
x
2
P
r
?
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies Químicas en el ISM
Enfoque del trabajo:
Estudio de las moléculas volátiles en la nebulosa estelar.
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies Químicas en el ISM
Enfoque del trabajo:
Estudio de las moléculas volátiles en la nebulosa estelar.
Asumimos que:
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies Químicas en el ISM
Enfoque del trabajo:
Estudio de las moléculas volátiles en la nebulosa estelar.
Asumimos que:
Todas las moléculas volátiles están formadas por C, H, O, N y S en abundancia
solar. (Lodders 2003)
La composición de la fase gaseosa tiene en cuenta la componente volátil y la
refractaria.
La componente refractaria incluye material refractario y refractario orgánico.
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies Químicas en el ISM
Enfoque del trabajo:
Estudio de las moléculas volátiles de la nebulosa estelar.
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
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Especies Químicas en el ISM
Enfoque del trabajo:
Estudio de las moléculas volátiles de la nebulosa estelar.
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Química
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Resultados
Especies Químicas en el ISM
Enfoque del trabajo:
Estudio de las moléculas volátiles de la nebulosa estelar.
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
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Especies Químicas en el ISM
Enfoque del trabajo:
Estudio de las moléculas volátiles de la nebulosa estelar.
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Química
Comparación
Conclusiones
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Especies Químicas en el ISM
Enfoque del trabajo:
Estudio de las moléculas volátiles de la nebulosa estelar.
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies químicas en el ISM
Algunas consideraciones:
ISM: 74 % Hidrógeno 25 % Helio 1 % elementos más pesados (polvo) - igual para
toda la nebulosa !
Elementos más pesados formados por: H O, CO, CO , CH , H S, N , NH y
CH OH (son las más abundantes en el ISM y en las comas cometarias, salvo el
N)
H O: la más abundante, por lo tanto otras moléculas volátiles se reeren al H O.
Le siguen en cantidad el CO , el CO, CH OH y H .
IMS: CO:CO = 1 : 1 (pobre en CO) y CO:CO = 5 : 1 (rico en CO).
2
2
4
2
2
3
3
2
2
2
2
2
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2
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies químicas en el ISM
Algunas consideraciones:
ISM: 74 % Hidrógeno 25 % Helio 1 % elementos más pesados (polvo) - igual para
toda la nebulosa !
Elementos más pesados formados por: H O, CO, CO , CH , H S, N , NH y
CH OH (son las más abundantes en el ISM y en las comas cometarias, salvo el
N)
H O: la más abundante, por lo tanto otras moléculas volátiles se reeren al H O.
Le siguen en cantidad el CO , el CO, CH OH y H .
IMS: CO:CO = 1 : 1 (pobre en CO) y CO:CO = 5 : 1 (rico en CO).
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Suposiciones Físicas
Química
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Conclusiones
Formación
Resultados
Especies químicas en el ISM
Algunas consideraciones:
ISM: 74 % Hidrógeno 25 % Helio 1 % elementos más pesados (polvo) - igual para
toda la nebulosa !
Elementos más pesados formados por: H O, CO, CO , CH , H S, N , NH y
CH OH (son las más abundantes en el ISM y en las comas cometarias, salvo el
N)
H O: la más abundante, por lo tanto otras moléculas volátiles se reeren al H O.
Le siguen en cantidad el CO , el CO, CH OH y H .
IMS: CO:CO = 1 : 1 (pobre en CO) y CO:CO = 5 : 1 (rico en CO).
2
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2
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies químicas en el ISM
Algunas consideraciones:
ISM: 74 % Hidrógeno 25 % Helio 1 % elementos más pesados (polvo) - igual para
toda la nebulosa !
Elementos más pesados formados por: H O, CO, CO , CH , H S, N , NH y
CH OH (son las más abundantes en el ISM y en las comas cometarias, salvo el
N)
H O: la más abundante, por lo tanto otras moléculas volátiles se reeren al H O.
Le siguen en cantidad el CO , el CO, CH OH y H .
IMS: CO:CO = 1 : 1 (pobre en CO) y CO:CO = 5 : 1 (rico en CO).
2
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies químicas en el ISM
Algunas consideraciones:
ISM: 74 % Hidrógeno 25 % Helio 1 % elementos más pesados (polvo) - igual para
toda la nebulosa !
Elementos más pesados formados por: H O, CO, CO , CH , H S, N , NH y
CH OH (son las más abundantes en el ISM y en las comas cometarias, salvo el
N)
H O: la más abundante, por lo tanto otras moléculas volátiles se reeren al H O.
Le siguen en cantidad el CO , el CO, CH OH y H .
IMS: CO:CO = 1 : 1 (pobre en CO) y CO:CO = 5 : 1 (rico en CO).
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Meteoritos de vapor a polvo y planetas
Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies químicas en el ISM
Algunas consideraciones:
ISM: 74 % Hidrógeno 25 % Helio 1 % elementos más pesados (polvo) - igual para
toda la nebulosa !
Elementos más pesados formados por: H O, CO, CO , CH , H S, N , NH y
CH OH (son las más abundantes en el ISM y en las comas cometarias, salvo el
N)
H O: la más abundante, por lo tanto otras moléculas volátiles se reeren al H O.
Le siguen en cantidad el CO , el CO, CH OH y H .
IMS: CO:CO = 1 : 1 (pobre en CO) y CO:CO = 5 : 1 (rico en CO).
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Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especies químicas en el ISM
Algunas consideraciones:
ISM: 74 % Hidrógeno 25 % Helio 1 % elementos más pesados (polvo) - igual para
toda la nebulosa !
Elementos más pesados formados por: H O, CO, CO , CH , H S, N , NH y
CH OH (son las más abundantes en el ISM y en las comas cometarias, salvo el
N)
H O: la más abundante, por lo tanto otras moléculas volátiles se reeren al H O.
Le siguen en cantidad el CO , el CO, CH OH y H .
IMS: CO:CO = 1 : 1 (pobre en CO) y CO:CO = 5 : 1 (rico en CO).
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Abundancias molares
relativas a los hielos
(suma) en el ISM.
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Química de la Fase Gaseosa en el Disco
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Química de la Fase Gaseosa en el Disco
son el paso intermedio entre el colapso de la nube de gas
molecular (ISM) y la etapa de sistema planetario. Las propiedades físicas y químicas de
estos discos nos proveen las condiciones iniciales necesarias para la formación
planetaria.
Discos protoplanetarios:
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Química de la Fase Gaseosa en el Disco
son el paso intermedio entre el colapso de la nube de gas
molecular (ISM) y la etapa de sistema planetario. Las propiedades físicas y químicas de
estos discos nos proveen las condiciones iniciales necesarias para la formación
planetaria.
la temperatura de la nebulosa estelar (luego del colapso de la nube
molecular) es lo sucientemente alta en todas partes entre 0 UA y 30 UA (zona de
formación planetaria y cometaria) y para cualquier masa de disco, como para sublimar
todos los hielos del ISM.
que ni los procesos químicos que puedan darse durante el colapso, ni la radiación
ultravioleta o de rayos X modican las abundancias en el disco, excepto por algunas
especies como NH y CH OH.
Discos protoplanetarios:
Asumimos que:
3
3
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Química de la Fase Gaseosa en el Disco
son el paso intermedio entre el colapso de la nube de gas
molecular (ISM) y la etapa de sistema planetario. Las propiedades físicas y químicas de
estos discos nos proveen las condiciones iniciales necesarias para la formación
planetaria.
la temperatura de la nebulosa estelar (luego del colapso de la nube
molecular) es lo sucientemente alta en todas partes entre 0 UA y 30 UA (zona de
formación planetaria y cometaria) y para cualquier masa de disco, como para sublimar
todos los hielos del ISM.
que ni los procesos químicos que puedan darse durante el colapso, ni la radiación
ultravioleta o de rayos X modican las abundancias en el disco, excepto por algunas
especies como NH y CH OH.
Y que no se dan en la nebulosa estelar procesos de mezclas o transporte.
Discos protoplanetarios:
Asumimos que:
3
3
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Química de la Fase Gaseosa en el Disco
son el paso intermedio entre el colapso de la nube de gas
molecular (ISM) y la etapa de sistema planetario. Las propiedades físicas y químicas de
estos discos nos proveen las condiciones iniciales necesarias para la formación
planetaria.
la temperatura de la nebulosa estelar (luego del colapso de la nube
molecular) es lo sucientemente alta en todas partes entre 0 UA y 30 UA (zona de
formación planetaria y cometaria) y para cualquier masa de disco, como para sublimar
todos los hielos del ISM.
que ni los procesos químicos que puedan darse durante el colapso, ni la radiación
ultravioleta o de rayos X modican las abundancias en el disco, excepto por algunas
especies como NH y CH OH.
Y que no se dan en la nebulosa estelar procesos de mezclas o transporte.
Lo que implica ...la hipótesis principal !!!
Las abundancias de moléculas volátiles en la fase gaseosa de los discos es derivada
directamente de la del ISM y es la misma para todo .
Discos protoplanetarios:
Asumimos que:
3
3
r
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
CQ en Planetesimales Helados
Para la determinación de la CQ de planetesimales se consideran diferentes condiciones
iniciales para varios tipos de discos de modo de poder determinar todas las posibles
CQ de los planetesimales:
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
CQ en Planetesimales Helados
Para la determinación de la CQ de planetesimales se consideran diferentes condiciones
iniciales para varios tipos de discos de modo de poder determinar todas las posibles
CQ de los planetesimales:
1 Se varía la masa del disco, el γ (e/ 0.4 y 1.1) y Σ (e/ 3 y 700 g cm ).
2 Se consideran modelos con material orgánico y sin material orgánico.
3 Se consideran modelos ricos y pobres en CO.
4 Se consideran discos irradiados y no irradiados.
5 Se considera la formación y la no formación de clatratos.
0
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−2
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
CQ en Planetesimales Helados
Para la determinación de la CQ de planetesimales se consideran diferentes condiciones
iniciales para varios tipos de discos de modo de poder determinar todas las posibles
CQ
de los planetesimales:
Se generan:
1 Se varía la masa del disco, el γ (e/ 0.4 y 1.1) y Σ (e/ 3 y 700 g cm ).
2 Se consideran modelos con material orgánico y sin material orgánico.
3 Se consideran modelos ricos y pobres en CO.
4 Se consideran discos irradiados y no irradiados.
5 Se considera la formación y la no formación de clatratos.
0
−2
Curvas de estabilidad y curvas de enfriamiento - Izquierda: Modelos sin formación de
clatratos - derecha: Modelos con de clatratos.
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
CQ en Planetesimales Helados
Para la determinación de la CQ de planetesimales se consideran diferentes condiciones
iniciales para varios tipos de discos de modo de poder determinar todas las posibles
CQ
de los planetesimales:
Se generan:
1 Se varía la masa del disco, el γ (e/ 0.4 y 1.1) y Σ (e/ 3 y 700 g cm ).
2 Se consideran modelos con material orgánico y sin material orgánico.
3 Se consideran modelos ricos y pobres en CO.
4 Se consideran discos irradiados y no irradiados.
5 Se considera la formación y la no formación de clatratos.
0
−2
Curvas de estabilidad y curvas de enfriamiento - Izquierda: Modelos sin formación de
clatratos - derecha: Modelos con de clatratos.
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Posiciones de las Líneas de Hielo
Para cada molécula volátil se dene una
nebulosa estelar.
Línea de hielo
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durante el enfriamiento de la
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Posiciones de las Líneas de Hielo
Para cada molécula volátil se dene una
durante el enfriamiento de la
nebulosa estelar.
Línea de Hielo:
Línea que representa la distancia desde la estrella central más allá de la cual las
moléculas volátiles sólo pueden encontrarse en su fase sólida (hielos), es decir,
condensan !!!. Corresponde a la región del disco protoplanetario en la cual la
temperatura es lo sucientemente baja como para dar lugar a la condensación/captura
de moléculas volátiles y su incorporación en planetesimales.
Línea de hielo
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Posiciones de las Líneas de Hielo
Para cada molécula volátil se dene una
durante el enfriamiento de la
nebulosa estelar.
Línea de Hielo:
Línea que representa la distancia desde la estrella central más allá de la cual las
moléculas volátiles sólo pueden encontrarse en su fase sólida (hielos), es decir,
condensan !!!. Corresponde a la región del disco protoplanetario en la cual la
temperatura es lo sucientemente baja como para dar lugar a la condensación/captura
de moléculas volátiles y su incorporación en planetesimales.
Línea de hielo
Perl de temperatura nal para discos irradiados (punt. gris) y no irradiados (línea negra) para
2 simulaciones con valores distintos de Σ0 , core y para γ = 0,9. Modelo sin clatratos.
a
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Posiciones de las Líneas de Hielo
Para cada molécula volátil se dene una
durante el enfriamiento de la
nebulosa estelar.
Línea de Hielo:
Línea que representa la distancia desde la estrella central más allá de la cual las
moléculas volátiles sólo pueden encontrarse en su fase sólida (hielos), es decir,
condensan !!!. Corresponde a la región del disco protoplanetario en la cual la
temperatura es lo sucientemente baja como para dar lugar a la condensación/captura
de moléculas volátiles y su incorporación en planetesimales.
Línea de hielo
Perl de temperatura nal para discos irradiados (punt. gris) y no irradiados (línea negra) para
2 simulaciones con valores distintos de Σ0 , core y para γ = 0,9. Modelo sin clatratos.
a
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Posiciones de las Líneas de Hielo
Los autores logran encontrar, para el caso de discos no irradiados, una expresión
analítica para la posición de la línea de hielo de la especie dada por:
x
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Posiciones de las Líneas de Hielo
Los autores logran encontrar, para el caso de discos no irradiados, una expresión
analítica para la posición de la línea de hielo de la especie dada por:
T
γΣ
( )=
, (UA)
ν( c )
donde γ es el exponente del perl de densidad supercial, Σ la densidad a 5.2 UA y
ν( c ) y µ( c ) son, para cada molécula, función de la temperatura de
condensación/captura c a 1 UA en el disco.
x
rice x
0
µ( c )
T
0
T
T
T
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Posiciones de las Líneas de Hielo
Los autores logran encontrar, para el caso de discos no irradiados, una expresión
analítica para la posición de la línea de hielo de la especie dada por:
T
γΣ
( )=
, (UA)
ν( c )
donde γ es el exponente del perl de densidad supercial, Σ la densidad a 5.2 UA y
ν( c ) y µ( c ) son, para cada molécula, función de la temperatura de
condensación/captura c a 1 UA en el disco.
Para el caso de discos irradiados las líneas de hielo/clatrato están corridas hacia la
derecha (más alejadas de la estella central). Sin embargo, si la línea de hielo del H O
está corrida en 0.5 UA más, las posiciones de las líneas de hielo de moléculas más
volátiles como CO, N y CH muestran una dispersión mayor variando de 3 UA hasta
16 UA para modelos con formación de clatratos. Los modelos sin clatratos en discos
irradiados nunca condensan moléculas altamente volátiles como las recién mencionadas
dentro de las 30 UA pues la temperatura no baja lo suciente.
x
rice x
0
µ( c )
T
0
T
T
T
2
2
4
Ver:
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?
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Posiciones de las Líneas de Hielo
Los autores logran encontrar, para el caso de discos no irradiados, una expresión
analítica para la posición de la línea de hielo de la especie dada por:
x
µ(Tc )
UA)
donde γ es el exponente del perl de densidad supercial, Σ la densidad a 5.2 UA y
ν( c ) y µ( c ) son, para cada molécula, función de la temperatura de
condensación/captura c a 1 UA en el disco.
Para el caso de discos irradiados las líneas de hielo/clatrato están corridas hacia la
derecha (más alejadas de la estella central). Sin embargo, si la línea de hielo del H O
está corrida en 0.5 UA más, las posiciones de las líneas de hielo de moléculas más
volátiles como CO, N y CH muestran una dispersión mayor variando de 3 UA hasta
16 UA para modelos con formación de clatratos. Los modelos sin clatratos en discos
irradiados nunca condensan moléculas altamente volátiles como las recién mencionadas
dentro de las 30 UA pues la temperatura no baja lo suciente.
( )=
rice x
γΣ0
ν(Tc )
,
(
0
T
T
T
2
2
4
Ver:
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Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Relación de masas hielo:roca
Como resultado de lo anterior, la relación de masas hielo:rocas (rocas = minerales +
refractarios orgánicos) en planetesimales, cambia como función de la posición de las
líneas de hielo/clatratos.
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Relación de masas hielo:roca
Como resultado de lo anterior, la relación de masas hielo:rocas (rocas = minerales +
refractarios orgánicos) en planetesimales, cambia como función de la posición de las
líneas de hielo/clatratos.
Se encuentra, básicamente, que por detrás de la línea de hielo del H O hay un
marcado crecimiento en las relaciones hielo/roca que va con la distancia a la estrella
central. Teniendo en cuenta todas las suposiciones físico-químicas, la cantidad de hielo
incorporada en planetesimales más allá de la línea de hielo va desde un 10 % a un 60 %
respecto a la masa total.
2
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Relación de masas hielo:roca
Como resultado de lo anterior, la relación de masas hielo:rocas (rocas = minerales +
refractarios orgánicos) en planetesimales, cambia como función de la posición de las
líneas de hielo/clatratos.
Se encuentra, básicamente, que por detrás de la línea de hielo del H O hay un
marcado crecimiento en las relaciones hielo/roca que va con la distancia a la estrella
central. Teniendo en cuenta todas las suposiciones físico-químicas, la cantidad de hielo
incorporada en planetesimales más allá de la línea de hielo va desde un 10 % a un 60 %
respecto a la masa total.
2
Abundancia molar media de la especie relativa a todos los hielos (la suma de H O,
CO, CO , CH OH, CH , NH , N y H S) en planetesimales para todos los modelos.
x
2
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3
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2
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Abundancias Finales:
Resumen de la CQ de planetesimales que se encuentran por detrás de la última línea
de hielo (N ).
Notar que dado que por detrás de la última línea de hielo ya están todas
las moléculas volátiles condensadas, los planetesimales por detrás de ella contienen a
2
Importante:
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Química
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Conclusiones
Formación
Resultados
Comparación con Abundancias Cometarias
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Comparación con Abundancias Cometarias
Objetivo
Un objetivo del trabajo es poder contrastar las abundancias halladas con datos
obtenidos a partir del estudio de cometas reales. Mumma & Charnley (2011) presentan
un review sobre la taxonomía de más de 100 cometas del Sistema Solar.
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Comparación con Abundancias Cometarias
Objetivo
Un objetivo del trabajo es poder contrastar las abundancias halladas con datos
obtenidos a partir del estudio de cometas reales. Mumma & Charnley (2011) presentan
un review sobre la taxonomía de más de 100 cometas del Sistema Solar.
Valores mínimos (zona oscura) y
valores máximos (zona iluminada)
de las razones molares de la
especie relativa al H O de la
fase gaseosa del disco (amarillo),
planetesimales (rojo) y de
observaciones cometarias (azul).
Estos resultados tienen en cuenta
los modelos de disco irradiado y
no irradiado.
x
2
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Comparación con Abundancias Cometarias
En general hay acuerdo entre los resultados hallados en los modelos y los
observados.
Las diferencias que existen entre ambos pueden deberse a la elección de una
abundancia molecular inicial más alta del ISM comparada con la real de la
nebulosa protosolar.
Además, otros procesos pueden dar lugar a estas diferencias, como ser por
ejemplo la evolución dinámica de los cometas hasta la actualidad.
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Comparación con Abundancias Cometarias
En general hay acuerdo entre los resultados hallados en los modelos y los
observados.
Las diferencias que existen entre ambos pueden deberse a la elección de una
abundancia molecular inicial más alta del ISM comparada con la real de la
nebulosa protosolar.
Además, otros procesos pueden dar lugar a estas diferencias, como ser por
ejemplo la evolución dinámica de los cometas hasta la actualidad.
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Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Comparación con Abundancias Cometarias
En general hay acuerdo entre los resultados hallados en los modelos y los
observados.
Las diferencias que existen entre ambos pueden deberse a la elección de una
abundancia molecular inicial más alta del ISM comparada con la real de la
nebulosa protosolar.
Además, otros procesos pueden dar lugar a estas diferencias, como ser por
ejemplo la evolución dinámica de los cometas hasta la actualidad.
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Química
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Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Resumiendo ...
Se computó la CQ de hielos en planetesimales usando diferentes condiciones
iniciales físico-químicas.
Se variaron las abundancias de CO, se tomaron modelos con y sin material
refractario orgánico, con y sin formación de clatratos, con discos irradiados y no
irradiados.
Algunas hipótesis o suposiciones:
1 Atomos: C, H, O, N, S - abundancia solar ( están entre minerales,
refractarios orgánicos y volátiles).
2 CQ del disco: H2 O, CO, CO2 , CH3 OH, CH4 , NH3 , N2 y H2 S como las
especies volátiles más abundantes del ISM y de los cometas del SS.
3 Todas las especies del ISM se asumen como las iniciales en la fase
gaseosa del disco, implicando que la temperatura es lo sucientemente
alta como para sublimar todos los hielos entre 0 y 30 UA.
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Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Resumiendo ...
Se computó la CQ de hielos en planetesimales usando diferentes condiciones
iniciales físico-químicas.
Se variaron las abundancias de CO, se tomaron modelos con y sin material
refractario orgánico, con y sin formación de clatratos, con discos irradiados y no
irradiados.
Algunas hipótesis o suposiciones:
1 Atomos: C, H, O, N, S - abundancia solar ( están entre minerales,
refractarios orgánicos y volátiles).
2 CQ del disco: H2 O, CO, CO2 , CH3 OH, CH4 , NH3 , N2 y H2 S como las
especies volátiles más abundantes del ISM y de los cometas del SS.
3 Todas las especies del ISM se asumen como las iniciales en la fase
gaseosa del disco, implicando que la temperatura es lo sucientemente
alta como para sublimar todos los hielos entre 0 y 30 UA.
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Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Resumiendo ...
Se computó la CQ de hielos en planetesimales usando diferentes condiciones
iniciales físico-químicas.
Se variaron las abundancias de CO, se tomaron modelos con y sin material
refractario orgánico, con y sin formación de clatratos, con discos irradiados y no
irradiados.
Algunas hipótesis o suposiciones:
1 Atomos: C, H, O, N, S - abundancia solar ( están entre minerales,
refractarios orgánicos y volátiles).
2 CQ del disco: H2 O, CO, CO2 , CH3 OH, CH4 , NH3 , N2 y H2 S como las
especies volátiles más abundantes del ISM y de los cometas del SS.
3 Todas las especies del ISM se asumen como las iniciales en la fase
gaseosa del disco, implicando que la temperatura es lo sucientemente
alta como para sublimar todos los hielos entre 0 y 30 UA.
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Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Resumiendo ...
Se computó la CQ de hielos en planetesimales usando diferentes condiciones
iniciales físico-químicas.
Se variaron las abundancias de CO, se tomaron modelos con y sin material
refractario orgánico, con y sin formación de clatratos, con discos irradiados y no
irradiados.
Algunas hipótesis o suposiciones:
1 Atomos: C, H, O, N, S - abundancia solar ( están entre minerales,
refractarios orgánicos y volátiles).
2 CQ del disco: H2 O, CO, CO2 , CH3 OH, CH4 , NH3 , N2 y H2 S como las
especies volátiles más abundantes del ISM y de los cometas del SS.
3 Todas las especies del ISM se asumen como las iniciales en la fase
gaseosa del disco, implicando que la temperatura es lo sucientemente
alta como para sublimar todos los hielos entre 0 y 30 UA.
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Química
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Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Se demostró que los hielos incluídos en planetesimales están formados en su
mayoría por hielo de H O, CO, CO y CH OH.
Se mostró que la posición de la línea de hielo de la mayoría de las especies
volátiles sigue una ley de potencias como función de la densidad supercial inicial
Σ del disco a 5.2 UA.
Que la relación de masas hielos/rocas varía en función de la distancia a la estrella
central.
A grandes rasgos hay acuerdo entre la CQ de los planetesimales hallados en los
modelos y los cometas del SS.
En particular, hay un mayor acuerdo entre la relación hielo:roca (∼ 1 + −0,5) de
planetesimales sin refractarios orgánicos y la relación hielo:rocas de cometas
(∼ 1). Esto entonces sugiere que los planetesimales y cometas contienen
pequeñas fracciones de refractarios orgánicos formados antes de la condensación
de especies de gas durante el enfriamiento del disco.
2
2
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Química
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Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Se demostró que los hielos incluídos en planetesimales están formados en su
mayoría por hielo de H O, CO, CO y CH OH.
Se mostró que la posición de la línea de hielo de la mayoría de las especies
volátiles sigue una ley de potencias como función de la densidad supercial inicial
Σ del disco a 5.2 UA.
Que la relación de masas hielos/rocas varía en función de la distancia a la estrella
central.
A grandes rasgos hay acuerdo entre la CQ de los planetesimales hallados en los
modelos y los cometas del SS.
En particular, hay un mayor acuerdo entre la relación hielo:roca (∼ 1 + −0,5) de
planetesimales sin refractarios orgánicos y la relación hielo:rocas de cometas
(∼ 1). Esto entonces sugiere que los planetesimales y cometas contienen
pequeñas fracciones de refractarios orgánicos formados antes de la condensación
de especies de gas durante el enfriamiento del disco.
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Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Se demostró que los hielos incluídos en planetesimales están formados en su
mayoría por hielo de H O, CO, CO y CH OH.
Se mostró que la posición de la línea de hielo de la mayoría de las especies
volátiles sigue una ley de potencias como función de la densidad supercial inicial
Σ del disco a 5.2 UA.
Que la relación de masas hielos/rocas varía en función de la distancia a la estrella
central.
A grandes rasgos hay acuerdo entre la CQ de los planetesimales hallados en los
modelos y los cometas del SS.
En particular, hay un mayor acuerdo entre la relación hielo:roca (∼ 1 + −0,5) de
planetesimales sin refractarios orgánicos y la relación hielo:rocas de cometas
(∼ 1). Esto entonces sugiere que los planetesimales y cometas contienen
pequeñas fracciones de refractarios orgánicos formados antes de la condensación
de especies de gas durante el enfriamiento del disco.
2
2
3
0
La Plata - Octubre 2014
Meteoritos de vapor a polvo y planetas
Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Se demostró que los hielos incluídos en planetesimales están formados en su
mayoría por hielo de H O, CO, CO y CH OH.
Se mostró que la posición de la línea de hielo de la mayoría de las especies
volátiles sigue una ley de potencias como función de la densidad supercial inicial
Σ del disco a 5.2 UA.
Que la relación de masas hielos/rocas varía en función de la distancia a la estrella
central.
A grandes rasgos hay acuerdo entre la CQ de los planetesimales hallados en los
modelos y los cometas del SS.
En particular, hay un mayor acuerdo entre la relación hielo:roca (∼ 1 + −0,5) de
planetesimales sin refractarios orgánicos y la relación hielo:rocas de cometas
(∼ 1). Esto entonces sugiere que los planetesimales y cometas contienen
pequeñas fracciones de refractarios orgánicos formados antes de la condensación
de especies de gas durante el enfriamiento del disco.
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Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Se demostró que los hielos incluídos en planetesimales están formados en su
mayoría por hielo de H O, CO, CO y CH OH.
Se mostró que la posición de la línea de hielo de la mayoría de las especies
volátiles sigue una ley de potencias como función de la densidad supercial inicial
Σ del disco a 5.2 UA.
Que la relación de masas hielos/rocas varía en función de la distancia a la estrella
central.
A grandes rasgos hay acuerdo entre la CQ de los planetesimales hallados en los
modelos y los cometas del SS.
En particular, hay un mayor acuerdo entre la relación hielo:roca (∼ 1 + −0,5) de
planetesimales sin refractarios orgánicos y la relación hielo:rocas de cometas
(∼ 1). Esto entonces sugiere que los planetesimales y cometas contienen
pequeñas fracciones de refractarios orgánicos formados antes de la condensación
de especies de gas durante el enfriamiento del disco.
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Meteoritos de vapor a polvo y planetas
Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Resumen y Conclusiones
Se demostró que los hielos incluídos en planetesimales están formados en su
mayoría por hielo de H O, CO, CO y CH OH.
Se mostró que la posición de la línea de hielo de la mayoría de las especies
volátiles sigue una ley de potencias como función de la densidad supercial inicial
Σ del disco a 5.2 UA.
Que la relación de masas hielos/rocas varía en función de la distancia a la estrella
central.
A grandes rasgos hay acuerdo entre la CQ de los planetesimales hallados en los
modelos y los cometas del SS.
En particular, hay un mayor acuerdo entre la relación hielo:roca (∼ 1 + −0,5) de
planetesimales sin refractarios orgánicos y la relación hielo:rocas de cometas
(∼ 1). Esto entonces sugiere que los planetesimales y cometas contienen
pequeñas fracciones de refractarios orgánicos formados antes de la condensación
de especies de gas durante el enfriamiento del disco.
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2
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Meteoritos de vapor a polvo y planetas
Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Continuando ...
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Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Continuando ...
Trilogía de Trabajos:
1
From stellar nebula to planets: The refractory components
2
From stellar nebula to planetesimals
3
From planetesimals to planets: volatile molecules
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Continuando ...
Trilogía de Trabajos:
1
From stellar nebula to planets: The refractory components
2
From stellar nebula to planetesimals
3
From planetesimals to planets: volatile molecules
Características del Modelo de Formación:
Los planetesimales ya están formados en el disco protoplanetario.
La CQ de los planetesimales es provista por el trabajo anterior.
Los planetesimales se formaron
y no se considera la migración radial del
polvo.
in situ
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Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo Dinámico de la Migración Planetaria
Se ubican inicialmente 10 embriones planetarios en el disco que inicialmente
tienen la composición química del disco a esa distancia de la estrella central.
Se distribuyen al azar entre 0 y 30 UA y presentan masas del orden de la de la
Luna (10 ).
Se hacen modelos variando la locación de los 10 embriones y variando las
características del disco.
−2
M⊕
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Modelo Dinámico de la Migración Planetaria
Se ubican inicialmente 10 embriones planetarios en el disco que inicialmente
tienen la composición química del disco a esa distancia de la estrella central.
Se distribuyen al azar entre 0 y 30 UA y presentan masas del orden de la de la
Luna (10 ).
Se hacen modelos variando la locación de los 10 embriones y variando las
características del disco.
−2
M⊕
Migración:
∆mxp (r , t )
=
Γgx (r )∆Mp (r , t ),
( , )
=
Mp r
x (r , t )
=
m
Γgx (r )
=
x (r )
Σmxp (r )
Mp r t
m
p
( 0 , t 0 ) + ∆Mp (r , t ),
p
p 0 0
x (r , t ) + ∆mx (r , t ),
m
p
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Tipos de Planetas:
Mpls (masa sólida del planeta) relativa a Mplall (núcleo + envoltura).
s ≥ 20M⊕ (envoltura > 60wt % de M all ) DNI y DI
Grupo A: Gigantes gaseosos Mpl
pl
s
Grupo B: Tipo Neptunos 1 − 5M⊕ ≤ Mpl ≤ 10 − 20M⊕ (núcleo ∼ 40 − 90 %) DNI y DI
s ≤ 1 − 5M⊕ (envoltura < 10 %) DNI - M s ≤ 5 − 10M⊕
Grupo C: Tipo Terrestres Mpl
pl
DI
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Química
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Conclusiones
Formación
Resultados
Relación Hielos/Rocas:
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Modelos Físicos
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Relación Hielos/Rocas:
moléculas volátiles condensadas respecto a la masa total: moléculas volátiles +
minerales + compuestos orgánicos.
α Planetas helados u oceánicos - masas sólidas entre 0.01 y 5
(DNI)
y hasta 10 (DI). Están formados mayormente por hielos con envolturas
gaseosas muy pequeñas.
β Planetas secos tipo terrestres sin casi envolturas con un máximo de
entre 1 a 2 % de volátiles, mayormente H O.
Planetas gigantes gaseosos y tipo Neptunos con masas sólidas de entre
1-5 a 500 . La masa en hielos respecto a la total (sólida) varía entre un 16 % y
un 43 % entre los diferentes modelos.
Grupo
:
M⊕
M⊕
Grupo
:
2
Grupo
:
M⊕
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Hielos/(Minerales+Orgánicos)
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Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Hielos/(Minerales+Orgánicos)
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Introducción
Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especie X/Todas las especies:
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Modelos Físicos
Suposiciones Físicas
Química
Comparación
Conclusiones
Formación
Resultados
Especie X/Todas las especies:
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Química
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Conclusiones
Formación
Resultados
Resultados:
Los planetas rocosos sólo contienen una muy leve cantidad de hielos que está
compuesta principalmente por H O, tanto para los modelos con DNI como con
DI.
Los modelos con DI contienen siempre mayor cantidad de H O relativa a otras
especies, lo que se debe a tener más altas temperaturas en el disco que
disminuyen la cantidad de especies altamente volátiles en los planetesimales
iniciales.
Los planetas helados presentan aproximadamente la misma CQ que los
planetesimales y esto se debe a que crecen practicamente in situ.
En cambio, los gigantes se han movido en el disco y han acretado planetesimales
de diversas zonas del disco. Presentan abundancias que pueden variar
ampliamente dependiendo de donde se formaron (más allá o más aquí de la línea
de hielo del agua.)
2
2
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Conclusiones
Formación
Resultados
Fin Clase 1
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Conclusiones
Formación
Resultados
?
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Conclusiones
Formación
Resultados
?
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