CAPITULO 4: Formación de un Sistema Planetario. Nebulosa de Orion. Reflector de 1m OAN - Créditos Franco Della Prugna

Transcripción

1 CAPITULO 4: Formación de un Sistema Planetario Nebulosa de Orion. Reflector de 1m OAN - Créditos Franco Della Prugna

2 FORMACION DE PLANETAS Perryman 2011 Ollivier et al 2009

3 Observables en el sistema solar Los planetas internos son rocosos y los externos gaseosos (aunque existen numerosos Hot Jupiters). Los planetas gaseosos son más enriquesidos en metales pesados en relación al sol. La masa del sol es 99.86% del sistema solar (0.14 % planetas y cuerpos pequeños) En contraste a la masa casi todo el momento angular es distribuido en los planetas. Lang_sun= 4π m r 2 / 5 p = 1.1e42 kg.m²/s y Lang_planetas = mvr = 2π m r 2 / p = 3.1e43 kg.m²/s Múltiples satélites alrededor de planetas gigantes. Lunas de hielo con grandes inclinaciones debieron ser atraídas durante la última fase de formación del S.S. Evidencias constantes de colisiones. Los planetas se formaron de material que no ha pasado por calentamiento extremo, tal como si el material planetario fuera expulsado del sol.

4 Observables en el sistema solar Dos anillos de escombros (asteroides). Algunos localizados en orbitas en resonancia (e.g. plutinos con Neptuno) Nube de Oort (falta confirmación observable de la forma y del tamaño)

5 Chushiro Hayashi Masa mínima de la nebulosa solar (Minimum Mass Solar Nebula-MMSN) MMSN es la cantidad de material mínima que se requiere para formar el sistema solar. Weidenschilling (1977) and Hayashi (1981) realizaron los cálculos con un censo de solidos presentes en el sistema solar (planetas y asteroides). Este censo fue corregido añadiéndole la cantidad de H y He necesaria para llegar a una composición solar (98.5% =>H+He). La dependencia radial de la MMSN nos da: INNER PART inestable Estos estudios estiman una MMSN entre 0.01 y 0.07 Msun para un disco hasta 40 AU Ajuste para formar Kepler-SuperEarth (Caroline Morley)

6 Masa mínima de la nebulosa solar: SNOWLINE La densidad en la parte sólida del MMSN no es una función continua, ya que a cierta distancia se esperan temperaturas suficientemente bajas para congelar el agua y generar estructuras de hielos. En parte más interna los hielos se subliman. En condiciones de baja presión (mid-plane of disks) hielos de agua son estables si T<150K-170K. El gas no es afectado por este fenómeno. El tipo de hielo (T condensación) y la estrella central me definen diferentes snowlines 170K 2.7 AU Fig Schulz 2005

7 Masa mínima de la nebulosa solar: SNOWLINE 1Lsun

8 Édouard Roche ( ) Limite de Roche El limite de Roche o la esfera de Roche es la distancia (R) mínima para que las partículas o polvo puedan crecer debido la fuerza gravitacional entre las partículas (F) sea mayor que la fuerza de marea del objeto central (F1-F2). También se considera la distancia mínima para que un cuerpo formado sea estable ante las fuerzas de marea. ΔF=F1-F2 F1= F2=

9 John William Hill ( ) Limite de Hill La esfera de Hill es la región en donde la fuerza gravitatoria de un cuerpo (planeta) orbitando un objeto central (estrella) domina sobre la fuerza gravitatoria del objeto central y la fuerza centrifuga de un objeto (partícula) moviéndose Keplerianamente alrededor del segundo objeto. Fg2>Fg1+Fc Fg2= Fg1= Fc=

10 Colisiones y crecimiento Básicamente, el crecimiento de sólidos (granos de polvo) depende de 1) número colisiones entre partículas ( => densidad y velocidad) y de la adhesión que pueda tener las partículas de polvo al chocar (colisiones inelásticas, porosidad, estructuras fractales). Cuando el solido es relativamente masivo, la fuerza gravitacional puede acretar material o puede re-ensamblar un objeto destruido por colisiones. El tamaño del grano y las propiedades del disco (fluido) define diferentes mecanismos que se pueden activar. Colisión inelástica

11 De partículas microscopicas a granos (cms-size) En este régimen se consideran partículas relativamente pequeñas. Ellas están acopladas al movimiento del gas. Las velocidad diferencial es relativamente pequeña y las colisiones son constructivas generalmente. Las partículas de mayor tamaño tienden a asentarse en el plano medio del disco donde las colisiones son más frecuentes. La porosidad es importante. a) a pesar que el proyectil no se agregó al blanco (colisión elástica oblicua a 1.8 m/s), el proyectil sale con masa mayor luego del impacto. Por otro lado b), el 50% de los proyectiles se agregaron al blanco (V=24m/s). También se observa granos de polvo fractales (Dullemond et al 2006) La distribución de velocidades son básicamente térmicas, a menos que existan turbulencias o vórtices creados por inestabilidades en el disco (ver parámetro Tomree)

12 De granos (cms-size) a embriones (km-size) El mecanismo de crecimiento no está bien establecido. El grano ( o bloque) es suficientemente grande para que sus velocidades de colisión sean relativamente grandes para considerarlas constructivas (grano no acoplado al gas). Por otro lado, su masa no es suficientemente grande para que pueda efectivamente crecer por acreción gravitatoria. Varios mecanismos se han propuestos los cuales tienen sus pro y contras: creación de embriones en inestabilidades (Safronov, 1969), la distribución de velocidades está sesgada (skew) a bajos valores (Schulz 2005) o velocidades relativas amortiguadas por el gas (alta densidad del disco). En una colisión directa la energía cinética es Con M>>m y Δv es la velocidad relativa. La energía de destrucción puede variar de 10⁵ a 10⁹ erg/g, El último suficientemente grande para destruir un asteroide de 100km. Otro mecanismo de crecimiento relativamente rápido de grano se conoce como el mecanismo de Goldreich-Ward. - Se genera un disco relativamente delgado en donde la densidad de sólidos es mayor a la densidad del gas. - Puede volverse gravitacionalmente inestable (Q~1) si la densidad crítica es alcanzada. - En la parte interna (R~ pocos AU) la formación de embriones procede relativamente rápido.

13 De granos (cms-size) a embriones (km-size) Simulación de evolución de hielos en el sistema solar (Weidenschilling, 2000), indica que las colisiones de partículas de micras generan rápidamente granos de cms, estos se asientan creciendo al barrer el material en su camino. En el plano medio colisiones adicionales permiten un mayor crecimiento. El tiempo requerido para formar embriones depende de su distancia orbital, 2000yr a 1AU y 0.3Myr a 30 AU. Generalmente la tasa de crecimiento es: Colisiones Destructivas Constructivas

14 De embriones (km-size) a planetesimos (10³ km) A este tamaño efectos gravitacionales comienzan a ser importantes. Si dos cuerpos chocan, la velocidad de escape en el punto de choque es: Para embriones de 10km, esta velocidad es mayor que las velocidades relativas de planetasimos. Los solidos se adhieren por gravedad. La tasa de crecimiento del embrión es: En donde v es la velocidad relativa, R es el tamaño del embrión, ρs es la densidad de planetésimos y F es el factor de ensanchamiento gravitacional F=1+(ve/v)². A medida que el embrión crece su velocidad de escape incrementa aumentando F y dm/dt. Esto se conoce como crecimiento desbocado (runaway grow). El protoplaneta puede abrir una brecha en el disco de pocas veces el radio de Hill. El radio de Hill define la región en donde el embrión se puede alimentar (feeding zone). Entre 100 km y 1000km Los objetos más grandes crecen a expensas de los más pequeños, este crecimiento es relativamente más lento y se dice que existe un crecimiento oligárquico ( oligarchic growth).

15 De planetesimos (10³ km) a planetas La fase post oligárquica (post-oligarchic phase) se conoce también como fase de crecimiento caótico (chaotic growth phase). Aquí el planetésimo está relativamente aislado, pero existen fuertes interacciones dinámicas que conducen a colisiones caóticas y así a tasa de acreción. Esto está ligado a la máxima producción de polvo observado en discos de escombros jóvenes. Planetésimos de > 3000km pueden iniciar un fusión interna del material. La estructura interna del planetésimo empieza a transformarse debido a mecanismos in-situ (presión alta y temperatura alta).

16 Planetas Gigantes Aun planetas con tamaños terrestres son muy pequeños para activar eficientemente acreción de gas. Se han propuestos dos escenarios para el origen de planetas gigantes: En el modelo de acreción al núcleo (core accretion model) inicialmente el planetésimo acreta solidos hasta alcanzar el tamaño requerido para que eficientemente se activ la acreción del gas (~10 masas terrestres). Al activarse la acreción de gas se activa otro mecanismo de migración ( de tipo I a tipo II). El problema principal con este modelo son los tiempos necesarios para llegar a los tamaños requeridos en escalas de tiempos menores al tiempo de disipación del disco. La eficiencia de acreción depende de la opacidad del polvo. Un aproximación más allá de la linea de hielos (~2.7AU) es dada por Tanaka et al (1999). Donde fσ es la razón entre la densidad superficial del disco y la densidad superficial de la MMSN. La envoltura crece en equilibrio hidrostático Runaway accretion Runaway growth

17 Planetas Gigantes

18 Planetas Gigantes Otra explicación del origen de planetas gigantes es a través de inestabilidades gravitacionales (Gravitational instability) el cual depende básicamente del parámetro de Tomree. Aunque los tiempos necesarios para formar planetas gigantes son generalmente menor al tiempo de disipación del disco. Inicialmente se requiere un disco relativamente masivo (~0.1Msun) el cual no concuerda con otros estimados tanto teóricos como observacionales (Md/M*~0.01). Otro problema es que no puede explicar el enriquesimiento metálico observado en los planetas gigantes del S.S. Turbulencias pueden activar o desactivar regiones inestables. Recordemos que Q~2 generan ondas espirales en el disco. Se proponen un disco relativamente masivos en la fase protoestelar. Las zonas inestables se originan más allá de 8 AU. Se requiere migración eficiente para explicar Hot-Jupiters. Dual mode or hybrid mechanisms: Core accretion y gravitational inestability pueden operar conjuntamente. Matsuo et al. (2007) sugiere que 90% de los planetas conocidos son consistentes con core accretion y 10% requiere inestabilidades de disco. El disco no se enfría al aumentar la densidad,

19 De granos de polvo a planetas

20 Migración Planetaria Migración tipo I se da en planetas con pequeños efectos gravitacionales sobre el disco (Mp<10Mearth). En principio el planeta se desplaza sobre el disco circunestelar (gas+polvo) con una velocidad v, la cual es menor que la rotación del anillo de gas interior pero mayor a la rotación del anillo de gas exterior. Debido a que la región exterior trata de frenar el disco y el anillo es de mayor tamaño al interior, el cual trata de acelerarlo, el planeta efectivamente se frena y el planeta cae en forma espiral hacia la estrella. v1>v>v2. v2 fr1 v1 a El tiempo de migración tipo I depende del semieje mayor (a), de la altura del disco (H) y de la densidad superficial del disco (σ) v v fr2 El torque del anillo externo sobre el planeta es mayor que el torque ejercido por el anillo interno. Por lo tanto el planeta se frena.

21 Migración Planetaria Migración tipo II : Se deben a la interacción de marea del planeta y el disco. Los torques ejercidos por el planeta sobre el disco son de tipo gravitacional. La perturbación es tal que partículas del anillo de gas interior se frenan (acelerando levemente el planeta), mientras que las partículas del anillo exterior se acelera (frenando levemente el planeta). Como el anillo exterior es más extenso conlleva a un frenado efectivo del planeta. Otro tipo de migración se da con la interacción de planeta y vórtices (migración tipo III) y entre planetas, este tipo de migración puede ser hacia adentro o hacia afuera. v1>v>v2. v2 a v1 v El tiempo de migración tipo II depende del semieje mayor (a), de la altura del disco (H) y del parámetro de viscosidad α La migración II en discos de masa baja no afecta los planetas más masivos La brecha creada es ~2RHill, y la transición de tipo I a tipo II ocurre cuando el RHill es mayor que H.

22 Migración Planetaria Phil Armitage U. de Colorado De 3 Mearth a 10 Mjup en más de 600 orbitas Pawel Artymowicz U. Toronto De 10 Mearth a 1.5 Mjup ~ 150 orbitas (1600yr a 5 AU)

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