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A F ORMAÇÃO

1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002. A F ORMAÇÃO. DO S ISTEMA S OLAR. Daniela Lazzaro Observatório Nacional Rio de Janeiro. Teorias de formação. 50 em 300 anos Descartes 1644  “turbilhões” Buffon 1755  colisão com cometa

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  1. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002 A FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR Daniela Lazzaro Observatório Nacional Rio de Janeiro

  2. Teorias de formação 50 em 300 anos • Descartes 1644  “turbilhões” • Buffon 1755  colisão com cometa • Kant 1765  nebulosa “primordial” • Laplace 1796  anéis concêntricos • Jeans-Jeffreys 1916  colisão com estrela • Safronov 1969  planetesimais • Cameron 1969  instabilidades 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  3. O método científico Formulação do problema 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  4. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  5. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  6. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo Comprovação do modelo novos dados previsões do modelo 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  7. Formulação do problema Como criar 9 corpos ? 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  8. Formulação do problema Como criar 9 corpos ? • quebrar algo grande juntar algo pequeno 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  9. Formulação do problema Como criar 9 corpos ? • quebrar algo grande juntar algo pequeno • Com que tipo de matéria ? 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  10. Formulação do problema Como criar 9 corpos ? • quebrar algo grande juntar algo pequeno • Com que tipo de matéria ? estelar fria 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  11. Formulação do problema Como criar 9 corpos ? • quebrar algo grande juntar algo pequeno • Com que tipo de matéria ? estelar fria Em que momento ? 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  12. Formulação do problema Como criar 9 corpos ? • quebrar algo grande juntar algo pequeno • Com que tipo de matéria ? estelar fria Em que momento ? congênitos capturados 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  13. Dados: órbitas co-planares e circulares 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  14. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  15. Dados: direção do movimento e rotação 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  16. Dados: dimensões 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  17. Massa (MT = 5,98 x 1024kg) Rotação (dias) Sol 343.000 27 Mercúrio 0,06 55 Venus 0,82 -244 Terra 1,00 1 Marte 0,11 1,03 Júpiter 317,9 0,41 Saturno 95,2 0,43 Urano 14,5 -0,6 Netuno 17,2 0,66 Plutão 0,002 6,4 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  18. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  19. Dados: composição química 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  20. Vínculos Observacionais Composição solar Direção de rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  21. Vínculos Observacionais Composição solar  nebulosa Direção de rotação  nebulosa em rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  22. Vínculos Observacionais Composição solar  nebulosa Direção de rotação  nebulosa em rotação Órbitas co-planares  disco Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  23. Colapso da nebulosa solar Nebulosa contrae  aumenta rotação (conservação momento angular) Material dos polos cai rapidamente no centro  formação de um disco No centro  corpo massivo e quente  materiais sólidos volatilizados Restante da nebulosa esfria  planetesimais No centro  processos nucleares  estrela No exterior  processos de accreção  planetas 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  24. Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol: (Cameron) Instabilidades gravitacionais  Proto-planetas gigantes gasosos Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol: (Safronov) Condensação + accreção  Planetesimais  Planetas 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  25. Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol: (Cameron) Instabilidades gravitacionais  Proto-planetas gigantes gasosos Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol: (Safronov) Condensação + accreção  Planetesimais  Planetas Modelo padrão 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  26. Nebulosa de Orion 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  27. Proplyds em Orion 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  28. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  29. -Pictoris 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  30. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  31. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  32. Previsões do modelo Processo de formação estelar comum no universo Existem muitos outros sistemas planetários 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  33. Planetas Extra-solares Primeiro descoberto 1995 Estatística: • ~130 “planetas” detectados • 2 sistemas planetários em torno de pulsar • 3 discos proto-planetários Métodos de detecção: • Perturbações gravitacionais • Velocidades radiais, variação de posição, variação na distância • Imagem direta • Ocultações (transitos) • Lentes gravitacionais 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  34. Perturbação gravitacional R = 696,000km RJ = 778,000km RT = 449km 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  35. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  36. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002 Observa P  determina VPL Observa K = V sin i

  37. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  38. Msini= 0.25MJ a = 0.041 U.A. P = 3.024 d e = 0 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  39. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  40. nuvem M > 0.08M T ~ 107 K T ~106 0.05 < M< 0.08 Fusão Nuclear H-He Lítio, Deutério Estrela Anã Marrom Definição de Planeta: 1) órbita em torno de uma estrela 2) processo de formação  3) MPL < 0.05 M  13 MJ 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  41. 0.2 MJ < MPL sin i < 11 MJ 0.04 UA < aPL < 2.5 UA 0 < ePL < 0.7 ~70% aPL < 1 UA Formação de “Hot-Jupiters” quente demais  condensação ? pouco material  núcleo ~10 MT ? pouco material  tempo < 3 x 106 anos ? pouco gás  gigante? altas excentricidades  disco?  Diferente do “modelo padrão” 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  42. Modelos propostos • Fragmentação da nuvem protoestelar •  massas > 7 MJ • Fragmentação do disco •  aglutinação? • Migração planetária •  interação com disco de gás • sobrevivência? 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  43. Sistema Solar Sistema pulsar 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

  44. 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

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