Teoría de formación de planetas

1. Teoría de formación de planetas Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

2. 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.) Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

3. Creación del Disco Protoplanetario (D.P) l=wr2 (1) GM/r2=w2r (2) r=l2/GM ≈ 100 UA Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

4. 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) Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

5. 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 Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

6. 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) Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

7. La formación se determina por el perfil de Temperatura radial del DP en la fase de pre-SP: T(r)= (Ls/16πσr2) ¼ (4) • Para un planeta orbitando una estrella de 1 Msol y un disco de 0.02 Msol, el rc=5 UA Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

8. 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) Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

9. ¿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 Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

10. Migración de los H.J (Estudio de 51 Pegasi) • El protoplaneta interactúa tidalmente con el disco durante su crecimiento. • Si m>40vM/(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. Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

11. Haciendo estimaciones de la edad (~5x106 yr) y radio del disco (~100 UA), y del factor H≈0.1, da que m≈1MJ (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. Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

12. 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. Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

13. Simulación:Formación 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. Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile

14. ¿Será que en el S.S hubo alguna vez un H.J que migró all the way al Sol? Pilar Lapuente Junio, 2005 Pontificia Universidad Católica de Chile