Formación y evolución dinámica de reservorios externos en escenarios de dispersión planetaria

En el trabajo de esta Tesis Doctoral se presentan los estudios realizados acerca de la formación y propiedades dinámicas de reservorios externos de cuerpos menores que evolucionan bajo los efectos de perturbadores planetarios internos y excéntricos que resultan de fuertes inestabilidades dinámicas c...

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Detalles Bibliográficos
Autor principal: Zanardi, Macarena
Otros Autores: Brunini, Adrián
Formato: Tesis Tesis de doctorado
Lenguaje:Español
Publicado: 2018
Materias:
Ciencias Astronómicas
Planetas
evolución dinámica
reservorios de cuerpos menores externos
perturbadores excéntricos
Acceso en línea:http://sedici.unlp.edu.ar/handle/10915/67493
https://doi.org/10.35537/10915/67493
Aporte de:
SEDICI (UNLP) de Universidad Nacional de La Plata
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description En el trabajo de esta Tesis Doctoral se presentan los estudios realizados acerca de la formación y propiedades dinámicas de reservorios externos de cuerpos menores que evolucionan bajo los efectos de perturbadores planetarios internos y excéntricos que resultan de fuertes inestabilidades dinámicas como aquellas asociadas al escenario de dispersión planetaria. Para realizar esta investigación combinamos resultados de simulaciones de N-cuerpos con criterios analíticos derivados a partir de una teoría secular con el fin de lograr un mejor entendimiento de los procesos dinámicos involucrados en estos escenarios de trabajo. Para el desarrollo de este estudio hicimos uso de un código de N-cuerpos con el fin de generar un gran conjunto de simulaciones numéricas para analizar los procesos dinámicos involucrados en la formación y evolución de un sistema planetario sometido a fuertes eventos de inestabilidad. Dichos sistemas estuvieron inicialmente compuestos por tres planetas gigantes ubicados cerca de su límite de estabilidad dinámica junto con un disco externo de partículas de prueba inicialmente frío, alrededor de estrellas de 0.5 M⊙, 1 M⊙ y 1.5 M⊙. En el comienzo, realizamos un estudio detallado de los sistemas formados por un único planeta excéntrico sobreviviente posterior al evento de inestabilidad. Nuestros resultados muestran la existencia de reservorios externos compuestos por partículas sobre órbitas directas (Tipo-P) y retrógradas (Tipo-R) como así también partículas cuyo plano orbital oscila de directo a retrógrado durante su evolución. Estas últimas, las cuales llamamos partículas Tipo-F, experimentan un mecanismo de Lidov-Kozai excéntrico y muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente, las cuales evolucionan dentro de un régimen de libración. Sobre tales trayectorias, la inclinación oscila alrededor de 90◦ , mientras que la longitud del nodo ascendente libra centrado en 90 ◦ o 270◦, siendo medida respecto del pericentro del planeta interno. Además nuestro estudio sugiere que el tamaño de la región de libración depende fuertemente de la excentricidad del planeta gigante interno. En simultáneo a este tratamiento basado en simulaciones numéricas, llevamos a cabo una comparación con un estudio analítico sobre la evolución de una partícula de prueba externa bajo los efectos de un perturbador excéntrico interno hasta el nivel octopolar de la aproximación secular. Dicho desarrollo teórico significó un excelente complemento para nuestro estudio numérico ya que nos permitió lograr una mejor comprensión del comportamiento dinámico de las partículas que componen los reservorios externos de nuestra investigación. Luego, hemos modelado e incorporado al código de N-cuerpos efectos relativistas (RG) con el fin de estudiar cómo se modifican las propiedades dinámicas particularmente en sistemas alrededor de estrellas de 0.5 M⊙ . En particular, dicho efecto produce una precesión en el pericentro del planeta interno excéntrico y tal efecto se ve reflejado en la dinámica de las partículas externas. Nuestros resultados indican que cuando los efectos de la RG son incluidos, los valores extremos de la longitud del nodo ascendente de las partículas Tipo-F son obtenidos para inclinaciones retrógradas, mientras que las inclinaciones máximas y mínimas permitidas se incrementan en comparación con aquellas derivadas sin considerar los efectos de la RG. De acuerdo a esto, si la RG es incluida en las simulaciones, el rango de inclinaciones directas (retrógradas) asociado a la región de libración es reducido (incrementado) respecto a aquel obtenido en ausencia de RG. De este modo, la incorporación de efectos relativistas conduce a la supresión de partículas Tipo-F y a la producción natural de partículas Tipo-P, siendo esto más eficiente para partículas con bajas excentricidades y grandes semiejes. Además la RG conduce a la generación de partículas Tipo-F a partir de órbitas puramente retrógradas en ausencia de RG, aunque este mecanismo no resulta ser tan eficaz. Además, encontramos dos nuevas clases de partículas cuando los efectos de la RG son incluidos en las simulaciones. Por un lado, partículas externas cuyo plano orbital cambia de directo a retrógrado a lo largo de su evolución sin experimentar un acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. Por otro lado, partículas externas con órbitas retrógradas que muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. A partir de nuestra investigación, inferimos que la RG podría modificar significativamente las propiedades dinámicas de los reservorios de cuerpos menores externos que evolucionan bajo los efectos de un perturbador interno y excéntrico. Asimismo, hemos derivado expresiones analíticas hasta el nivel cuadrupolar de la aproximación secular de la variación temporal de la longitud del nodo ascendente y de la inclinación de las partículas que experimentan un mecanismo de Lidov-Kozai excéntrico cuando la RG es incluida. Dichas expresiones analíticas pueden explicar de manera satisfactoria el comportamiento dinámico observado en nuestras simulaciones de N-cuerpos. Finalmente, hemos realizado un estudio de los sistemas formados por dos planetas gigantes excéntricos sobrevivientes al evento de dispersión planetaria. En este contexto, analizamos tanto la estructura global de los reservorios externos así como también las propiedades dinámicas de las partículas que los componen. En estos sistemas, los reservorios externos también están compuestos por partículas sobre órbitas directas (Tipo-P) y retrógradas (Tipo-R) como así también partículas cuyo plano orbital oscila de directo a retrógrado durante su evolución (Tipo-F). Al igual que en el caso de un único planeta sobreviviente las partículas Tipo-F muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. Sin embargo, remarcamos que dicho acoplamiento se hace evidente cuando la longitud del nodo ascendente es medida respecto de la longitud del pericentro del planeta externo sobre el plano invariante. Cuando esto sucede, la inclinación de las partículas Tipo-F oscila alrededorde 90 ◦ , mientras que la longitud del nodo ascendente libra centrada en 90◦ o 270◦ de manera análoga a aquello descripto en sistemas con un único planeta sobreviviente. Sin embargo, es importante remarcar que las propiedades dinámicas de las partículas Tipo-F sometidas a la influencia de dos planetas internos y excéntricos resulta ser más compleja. Tanto en el caso de uno como de dos planetas sobrevivientes, la producción de partículas Tipo-F resulta ser eficiente en todos nuestros escenarios de trabajo evidenciando las mismas propiedades dinámicas. Por otra parte, estrellas jóvenes de baja masa que albergan planetas gigantes excéntricos deberían conservar sus reservorios de cuerpos menores externos mientras que, esto no sucede para estrellas más masivas en las cuales la remoción del material resulta ser significativa tanto a 10 Ma como a 100 Ma. Finalmente, destacamos que los reservorios resultantes son más extendidos cuanto más masiva es la estrella central. Estudiar la estructura global y las propiedades dinámicas de los reservorios externos que evolucionan bajo los efectos de planetas gigantes excéntricos resulta ser de interés en pos de comprender la formación y evolución de sistemas que han sufrido fuertes eventos de inestabilidad dinámica. Un claro entendimiento de la evolución dinámica de tales estructuras permitirá una correcta determinación de la emisión de polvo, lo cual podrá ser contrastado con datos observacionales derivados por telescopios tales como Spitzer y Herschel. Un análisis comparativo de estas características nos conducirá a un óptimo refinamiento de los modelos teóricos, y con esto a una mejor comprensión de esta clase peculiar de sistemas planetarios.

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