Nuevos resultados en el cálculo de la formación de planetas gigantes A. Fortier, O.G. Benvenuto & A. Brunini.

Presentación del tema: "Nuevos resultados en el cálculo de la formación de planetas gigantes A. Fortier, O.G. Benvenuto & A. Brunini."— Transcripción de la presentación:

1 Nuevos resultados en el cálculo de la formación de planetas gigantes A. Fortier, O.G. Benvenuto & A. Brunini

2 Introducción formación de planetas gigantes dos teorías: • inestabilidad del disco protoplanetario • inestabilidad nucleada Objetivo : Objetivo : continuar el estudio de la formación planetaria ( Benvenuto & Brunini, 2005 ) teniendo en cuenta:  una tasa de crecimiento del núcleo sólido físicamente consistente  la interacción planetesimal – envoltura gaseosa del protoplaneta  la disipación del disco protoplanetario

3 Generalidades Tasa de crecimiento de sólidos: • crecimiento en fuga: la dispersión de velocidades está determinada por la interacción planetesimal-planetesimal • crecimiento oligárquico: la dispersión de velocidades está dominada por el embrión M ≤ M  crecimiento oligárquico  M

4 Evolución del disco protoplanetario: • local: la densidad nebular varía en la zona de alimentación del planeta • global: no se observan discos alrededor de estrellas con edades superiores a 10 7 años mecanismos de disipación Interacción planetesimal-envoltura gaseosa: v FDFD FGFG EDED p envoltura fricción con el gas intercambio de energía con la envoltura

5 Pollack et al. (1996): Etapa 1 • crecimiento en fuga durante todo el proceso • modelo detallado de la interacción planetesimal – envoltura gaseosa • evolución local de la densidad nebular Etapa 2 Etapa 3 gas sólidos

6 Resultados • crecimiento oligárquico • modelo simple de interacción planetesimal – envoltura • evolución local de la densidad nebular MSMS MGMG nebulosa de 3 masas mínimas MGMG MSMS nebulosa de 10 masas mínimas

7  evolución global del disco  = 10 millones de años nebulosa de 10 masas mínimas MSMS MGMG dM S /dt dM G /dt  evolución local del disco Etapa 1 Etapa 2

8 Conclusiones • discos protoplanetarios ≥ 10 nebulosas de masa mínima • no parece haber tres etapas en la formación de los planetas gigantes sino solo dos ( cuanto mayor es  mayor es dM S /dt el tiempo de formación es menor pero la masa del núcleo es mayor ) • resulta fundamental hacer un modelo de la evolución del disco