FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE DISCOS PROTOPLANETARIOS: Aplicación a los sistemas DM Tau y GM Aur. Ricardo Hueso & Tristan Guillot Laboratoire Cassini, Observatoire de la Côte d’Azur, Niza, Francia Presentación: 1

Plan de la charla 5.Conclusiones: Diferencias entre DM Tau y GM Aur 2 1.Introducción: Evolución de discos  Formación planetaria 2.Características observacionales: DM Tau y GM Aur 3.Modelos de discos protoplanetarios: Colapso y evolución viscosa. 4.Estudio sistemático del espacio de parámetros Prescripciones de viscosidad.

Introducción 3 Formación planetaria en discos

Introducción 4 Migración de partículas en la nebulosa Gas/100 Evolución comparativa del gas en la nebulosa protoplanetaria y de partículas sólidas no evaporativas de diferente tamaño.

Introducción 5 Migración + Evaporación-Condensación + Coagulación Necesidad de estudiar la formación del disco junto con su posterior evolución Necesidad de estudiar la formación del disco junto con su posterior evolución Escalas de tiempo comparables a la formación de la estrella y el disco Escalas de tiempo comparables a la formación de la estrella y el disco Formación y evolución dependientes de múltiples parámetros ,  cd,T cd, M 0 Formación y evolución dependientes de múltiples parámetros ,  cd,T cd, M 0 Exploración del espacio de parámetros y comparación con observaciones de sistemas concretos: DM Tau y GM Aur Exploración del espacio de parámetros y comparación con observaciones de sistemas concretos: DM Tau y GM Aur Fuerte dependencia de las condiciones iniciales

Guilloteau & Dutrey, 1998 Simon, Guilloteau & Dutrey, 2001 Hartmann et al CO Maps of disk emission: Temperature and S retrievals 6 Características observacionales: DM Tau y GM Aur

Evolución  El escenario más simple: Colapso de esferas isotérmicas sobre un núcleo preexistente: Shu (1977). Modelos de formación y evolución de discos Evolución de un disco viscoso con términos de fuente: Nakamoto and Nakagawa (1991) 7 R c Radio centrífugo Formación de disco por conservación del momento angular de la nube molecular: Cassen and Moosman (1981).

 =  cd = s -1 T cd = 10 K M 0 = 0.3 M  Ejemplo para DM Tau 8 n a =a c s H n b =b ( d W/ dR ) R 3 Explorar el espacio de parámetros Analizar la parametrización de la turbulencia

Formación de discos protoplanetarios: DM Tau and GM Aur 9

 10 veces menos viscosidad en GM Aur ??? 10 Formación de discos protoplanetarios: Acreción en DM Tau and GM Aur

Formación de discos protoplanetarios: La anómala reducida viscosidad de GM Aur R centrifugal disk  100 AU Valores elevados de S Formación estable de una línea de hielo a 5-10 AU Escenario muy favorable para la formación planetaria Evidencia observacional de un gap interno (5 AU) en el disco de GM Aur. Sargent et al; Rice, K. et al. 11

Conclusiones: La formación de planetesimales depende críticamente de las condiciones iniciales en el disco. Las escalas temporales de tiempo involucradas implican la necesidad de entender la formación inicial del disco. Modelos evolutivos básicos de discos incluyendo la formación y la evolución viscosa pueden ser formulados para diferentes sistemas, DM Tau y GM Aur siendo capaces de explicar las observaciones actuales: Las discrepancias entre DM Tau y GM Aur pueden ser explicadas por la presencia de un planeta gigante en el sistema más masivo de GM Aur. La formación de una línea de hielo es un resultado natural en modelos de discos difusivos. Dicha línea de hielo puede conducir a la formación de planetas gigantes en su localización. 12 Las observaciones más resolutivas de ALMA permitirán constreñir mucho mejor los modelos, identificar el mecanismo detrás de la turbulencia, los mecanismos disipativos de gas en la nebulosa y estudiar el tipo de partículas presentes a largos radios. Los resultados para DM Tau encajan con los valores experables de los parámetros fundamentales gobernando la formación y evolución del sistema.