Sistemas planetarios sin gigantes gaseosos: Su dependencia con la disipación del gas

En este trabajo estudiamos la formación de planetas terrestres y su potencial habitabilidad en sistemas sin gigantes gaseosos, alrededor de estrellas de tipo solar. Elegimos estos discos ya que estudios observacionales y teóricos sugieren que estos sistemas planetarios formados sólo por planetas ter...

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Detalles Bibliográficos
Autor principal: San Sebastián, Irina Luciana
Otros Autores: Elía, Gonzalo Carlos de
Formato: Tesis Tesis de grado
Lenguaje:Español
Publicado: 2015
Materias:
Ciencias Astronómicas
Evolución Planetaria
Planetas
Acceso en línea:http://sedici.unlp.edu.ar/handle/10915/81915
Aporte de:
SEDICI (UNLP) de Universidad Nacional de La Plata
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description En este trabajo estudiamos la formación de planetas terrestres y su potencial habitabilidad en sistemas sin gigantes gaseosos, alrededor de estrellas de tipo solar. Elegimos estos discos ya que estudios observacionales y teóricos sugieren que estos sistemas planetarios formados sólo por planetas terrestres podrían ser los más comunes en el universo. Analizamos la dependencia de las arquitecturas finales de los sistemas planetarios con el tiempo de disipación de la componente gaseosa del disco protoplanetario. En términos generales cuanto mayor es el tiempo de disipación, mayor es la masa distribuída en embriones planetarios y menos masiva es la población de planetesimales al final de la fase gaseosa. Para llevar a cabo nuestro trabajo seleccionamos dos masas de discos protoplanetarios de 0.1M⊙ y 0.05M⊙, asegurándonos que no se formen en ellos planetas gigantes gaseosos. A su vez elegimos tres tiempos de disipación de la componente gaseosa: 1.5Ma, 2.5Ma y 5Ma, extraídos de estudios observacionales realizados por Mamajek (2009). Para determinar las distribuciones de embriones y planetesimales al final de la etapa gaseosa utilizamos un modelo semianalítico. Dichas distribuciones se adoptaron como condiciones iniciales para las simulaciones de N-cuerpos. Realizamos 3 simulaciones por cada tiempo de disipación adoptado para cada masa de disco. Nuestras simulaciones forman dos tipos de planetas en la zona habitable de los sistemas bajo consideración. Por un lado, mundos de agua provenientes de la región externa del disco, más allá de la línea de hielo que debido a sucesivas migraciones culminaron en la zona habitable. Los mundos de agua poseen entre un 21% y un 50% de agua. Por otro lado, planetas que se formaron “in situ” y acretaron sus contenidos finales de agua a partir de impactos de embriones y planetesimales provenientes del disco externo. Estos últimos muestran entre un 8% y un 25% de agua. Teniendo en cuenta el contenido porcentual de agua asociado a nuestro planeta, los planetas formados “in situ” con los menores contenidos de agua serán los de mayor interés astrobiológico. Nuestras simulaciones indican que tales planetas coexisten con súper tierras de 2M⊕ a 3M⊕ entre 2UA y 4UA, las cuales deberían ser observadas próximamente por la técnica de Microlentes Gravitatorios. Consideramos que este trabajo de Tesis representa una contribución a estudios observacionales abocados a la búsqueda de exoplanetas.
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