Diversidad de Sistemas Planetarios en Discos de Baja Masa

Transcripción

1 Diversidad de Sistemas Planetarios en Discos de Baja Masa María Paula Ronco 1 & Gonzalo Carlos de Eĺıa 1,2 1 Fac. de Cs. Astronómicas y Geofísicas, Univ. Nac. de La Plata 2 Instituto de Astrofísica La Plata, CONICET-UNLP 55a. Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía Mar del Plata, Septiembre 2012

2 Introducción El proceso de acreción que da lugar a la formación de planetas de tipo terrestre está fuertemente ligado a la distribución de masa en el sistema y a la presencia de gigantes gaseosos.

3 Introducción El proceso de acreción que da lugar a la formación de planetas de tipo terrestre está fuertemente ligado a la distribución de masa en el sistema y a la presencia de gigantes gaseosos. Trabajos Actuales: (Greaves et al. 2006, Cumming et al. 2008) Muchos Sistemas Planetarios podrían no contener gigantes gaseosos. (Mordasini et al. 2009, Miguel et al. 2011) Los sistemas más comunes en el universo son aquellos formados únicamente por planetas de tipo terrestre.

4 Introducción El proceso de acreción que da lugar a la formación de planetas de tipo terrestre está fuertemente ligado a la distribución de masa en el sistema y a la presencia de gigantes gaseosos. Trabajos Actuales: (Greaves et al. 2006, Cumming et al. 2008) Muchos Sistemas Planetarios podrían no contener gigantes gaseosos. (Mordasini et al. 2009, Miguel et al. 2011) Los sistemas más comunes en el universo son aquellos formados únicamente por planetas de tipo terrestre. Objetivo General: Analizar la diversidad de sistemas planetarios que podrían formarse alrededor de estrellas de tipo solar, en ausencia de gigantes gaseosos y considerando diferentes perfiles de densidad superficial.

5 Introducción Motivación

6 Introducción Motivación Por qué queremos estudiar estos sistemas? Buscamos determinar teóricamente si son blancos de interés observacional.

7 Introducción Motivación Por qué queremos estudiar estos sistemas? Buscamos determinar teóricamente si son blancos de interés observacional.

8 Introducción Motivación Por qué queremos estudiar estos sistemas? Buscamos determinar teóricamente si son blancos de interés observacional. Por qué podrían ser blancos de interés? Qué buscamos en particular? Buscamos encontrar planetas en la Zona Habitable, ricos en agua y con masas similares a la de la tierra. Buscamos planetas potencialmente habitables.

9 Introducción Motivación Por qué queremos estudiar estos sistemas? Buscamos determinar teóricamente si son blancos de interés observacional. Por qué podrían ser blancos de interés? Qué buscamos en particular? Buscamos encontrar planetas en la Zona Habitable, ricos en agua y con masas similares a la de la tierra. Buscamos planetas potencialmente habitables.

10 Perfiles de Densidad Superficial: En base a los trabajos observacionales de Andrews et. al. que proponen que la estructura de un disco es de la forma:

11 Perfiles de Densidad Superficial: En base a los trabajos observacionales de Andrews et. al. que proponen que la estructura de un disco es de la forma: Σ(a) = Σ 0 ( a a c ) γ e ( a ac )2 γ

12 Perfiles de Densidad Superficial: En base a los trabajos observacionales de Andrews et. al. que proponen que la estructura de un disco es de la forma: Σ(a) = Σ 0 ( a a c ) γ e ( a ac )2 γ Miguel et al. utiliza un Modelo Semianaĺıtico para hacer un estudio estadístico de los posibles sistemas planetarios resultantes variando los parámetros libres del modelo.

13 Perfiles de Densidad Superficial: Sin mig CmigI=0.01 CmigI=0.1 CmigI=1 a c [UA] γ=0.5 a c [UA] γ=1 40 a c [UA] γ= M d [M Sol ] M d [M Sol ] M d [M Sol ] M d [M Sol ]

14 Condiciones Iniciales para el Disco: Masa Total del disco: 0,03M Región de Estudio: 0,5UA y 5UA. Posición de la Línea de Hielo: 2,7UA. Estrella central de masa y metalicidad solar.

15 Condiciones Iniciales para el Disco: Distribución Bimodal de Planetesimales y Embriones. Disco de sólidos - Gas completamente disipado. Perfiles de Densidad de Sólidos propuestos por Andrews 2009 para γ = 0,5, γ = 1 y γ = 1,5. Etapa de crecimiento oligárquico. Contenido de agua según la ley: 10 5, r < 2 UA, 10 3, 2 UA < r < 2,5 UA, Fracción de Agua por Masa = 0,05, 2.5 UA < r < 2,7 UA, 0,5, r > 2,7 UA, (Raymond et al.)

16 Simulaciones Numéricas Utilizamos el integrador híbrido del código Mercury (Chambers 1999). Por cada perfil, generamos 3 corridas distintas para luego poder hacer una estadística. Se dejó evolucionar el Sistema por 200 millones de años.

17 Resultados Preliminares Perfil Gamma 0.5: Perfil Gamma 1: Perfil Gamma 1.5:

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21 Resultados Finales a 200 Millones de Años: Disco Total (0.5 UA 5 UA) γ = 0,5 γ = 1 γ = 1,5 N f /N i 25% 23.33% 13.33% M e 0.12M 0.68M 1.36M e t i t Disco Interno (0 UA 2 UA) γ = 0,5 γ = 1 γ = 1,5 M T 0.27M 1.96M 3.82M M i e 0.04M 0.72M 1.55M Zona Habitable (0.8 UA 1.5 UA) γ = 0,5 γ = 1 γ = 1,5 N ZH P agua 2.35% 3.83% 21.16%

22 Resultados Finales a 200 Millones de Años: Disco Total (0.5 UA 5 UA) γ = 0,5 γ = 1 γ = 1,5 N f /N i 25% 23.33% 13.33% M e 0.12M 0.68M 1.36M e t i t Disco Interno (0 UA 2 UA) γ = 0,5 γ = 1 γ = 1,5 M T 0.27M 1.96M 3.82M M i e 0.04M 0.72M 1.55M Zona Habitable (0.8 UA 1.5 UA) γ = 0,5 γ = 1 γ = 1,5 N ZH P agua 2.35% 3.83% 21.16%

23 Conclusiones 1 Generamos Sistemas Planetarios sin Gigantes para 3 perfiles diferentes. 2 Se observan diferencias significativas en cuanto a: Escalas de tiempo de acreción. Estado de excitación del disco. Masa media de embriones. Contenido de Agua. 3 Independientemente del perfil, encontramos planetas en la ZH y ricos en Agua. 4 El Perfil γ = 1,5 resulta ser el de mayor interés debido a que modela planetas similares a la Tierra y con el más alto contenido de agua.

24 Conclusiones 1 Generamos Sistemas Planetarios sin Gigantes para 3 perfiles diferentes. 2 Se observan diferencias significativas en cuanto a: Escalas de tiempo de acreción. Estado de excitación del disco. Masa media de embriones. Contenido de Agua. 3 Independientemente del perfil, encontramos planetas en la ZH y ricos en Agua. 4 El Perfil γ = 1,5 resulta ser el de mayor interés debido a que modela planetas similares a la Tierra y con el más alto contenido de agua.

25 Conclusiones 1 Generamos Sistemas Planetarios sin Gigantes para 3 perfiles diferentes. 2 Se observan diferencias significativas en cuanto a: Escalas de tiempo de acreción. Estado de excitación del disco. Masa media de embriones. Contenido de Agua. 3 Independientemente del perfil, encontramos planetas en la ZH y ricos en Agua. 4 El Perfil γ = 1,5 resulta ser el de mayor interés debido a que modela planetas similares a la Tierra y con el más alto contenido de agua.

26 Conclusiones 1 Generamos Sistemas Planetarios sin Gigantes para 3 perfiles diferentes. 2 Se observan diferencias significativas en cuanto a: Escalas de tiempo de acreción. Estado de excitación del disco. Masa media de embriones. Contenido de Agua. 3 Independientemente del perfil, encontramos planetas en la ZH y ricos en Agua. 4 El Perfil γ = 1,5 resulta ser el de mayor interés debido a que modela planetas similares a la Tierra y con el más alto contenido de agua.

27 Sistema Kepler-22 Sistema sin Gigantes Gaseosos. Kepler 22-b en la ZH. Estrella de masa y metalicidad solar. Radio del Planeta 2,25R.

28 Muchas Gracias!!!