Search

Submitted by Barbara Celi Braga Camargo (b.camargo@unesp.br) on 2021-07-21T09:42:31Z No. of bitstreams: 1 Tese_final_bcamargo.pdf: 87943169 bytes, checksum: f3a084a8682acccc23962924048d7d08 (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2021-07-29T02:51:19Z (GMT) No. of bitstreams: 1 camargo_bcb_dr_guara.pdf: 87943169 bytes, checksum: f3a084a8682acccc23962924048d7d08 (MD5) Made available in DSpace on 2021-07-29T02:51:19Z (GMT). No. of bitstreams: 1 camargo_bcb_dr_guara.pdf: 87943169 bytes, checksum: f3a084a8682acccc23962924048d7d08 (MD5) Previous issue date: 2021-05-19 Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) Mais de 4 mil exoplanetas foram encontrados desde a descoberta, em 1995, do primeiro exoplaneta orbitando uma estrela da sequência principal. Essas descobertas, devem-se,em sua maioria à bem sucedida missão Kepler. A quantidade de planetas que foram desco- bertos evidenciou uma diversidade de sistemas planetários e com isso, surgiram diversas dúvidas sobre quais seriam as condições necessárias para a formação de cada tipo de sis- tema. O próprio sistema Solar apresenta questões sobre sua formação não respondidas. Diante dessa complexidade é notório que para ser capaz de abranger todos esses sistemas, seja necessário explorar diferentes ambientes para a formação planetária. A utilização de códigos hidrodinâmicos, como o pacote FARGO, se tornou uma excelente ferramenta capaz de reproduzir satisfatoriamente a formação de planetas dentro de discos de gás. Neste trabalho, exploramos diversos sistemas e parâmetros para a modelagem dos discos protoplanetários a fim de analisar as possibilidades de formação de planetas nesses siste- mas. O sistema γ − Cephei é um sistema binário compacto, ou seja, a estrela secundária está muito próxima da primária. Para investigarmos a formação do planeta γ − Cephei Ab utilizamos, inicialmente, discos isotérmicos e radiativos e comparamos a evolução em ambos os casos. Para explorarmos a influência de uma estrela secundária na formação planetária, observamos a evolução dos discos protoplanetários e protoplanetas em dife- rentes cenários para a estrela secundária. Consideramos diferentes massas e semi-eixos maiores para a estrela companheira e avaliamos a evolução do sistema. Um ponto impor- tante a ser observado é a física dos discos protoplanetários, neste contexto, exploramos a auto-gravidade do disco protoplanetário e a influência na migração planetária de plane- tas gigantes. Para isso, aplicamos às condições do sistema Solar, explorando os planetas Júpiter e Saturno em diferentes condições de discos de gás. More than 4,000 exoplanets have been found since the discovery, in 1995, of the first exoplanet orbiting a star in the main sequence. Mostly due to the successful Kepler mission. The number of planets that were discovered showed a diversity of planetary systems and with that, several doubts about what would be the necessary conditions for the formation of each type of system. The Solar system itself presents unanswered questions about its formation. In view of this complexity, it is notorious, and evident, that to be able to cover all these planetary systems, it is necessary to explore different scientific theories. The use of hydrodynamic codes, such as the FARGO package, has become an excellent tool capable of satisfactorily reproducing the formation of planets inside gas disks. In this work, we explore several systems and parameters for modeling protoplanetary disks. The γ − Cephei system is a compact binary system, that is, the secondary star is very close to the primary. To investigate the formation of the planet γ − Cephei b, we initially used isothermal and radioactive disks and compared the evolution in both cases. To explore the influence of a secondary star on planetary formation, we observe the evolution of protoplanets inside the disks in different scenarios for the secondary star. We consider different masses and semi-major axes for the second star and evaluate the evolution of the system. An important point to note is the physics of protoplanetary disks, in this context, we explore the self-gravity of the protoplanetary disk and its influence on the planetary migration of giant planets. For this, we apply the conditions of the Solar system, exploring the planets Jupiter and Saturn in different conditions of gas disks FAPESP: 2016/24561-0 Capes - 001

Submitted by Leandro Esteves de Paula (leandro.esteves@unesp.br) on 2021-05-17T17:36:37Z No. of bitstreams: 1 Dissertação_corrigida.pdf: 6339204 bytes, checksum: 9775bda0a2f14b6449a6e3ca44f50669 (MD5) Rejected by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br), reason: Solicitamos que realize correções na submissão seguindo as orientações abaixo: Após apresentar o trabalho e realizar as correções da banca. Solicitar a ficha catalográfica http://www2.feg.unesp.br/#!/biblioteca/trabalho-conclusao-de-curso/ depois acrescentar ao trabalho após a folha de rosto. Informações de fomento ... faltou os números do financiamento no texto Seria importante revisar as referências ao menos incluir a data de acesso para os documentos disponíveis em acesso eletrônico Agradecemos a compreensão. on 2021-05-25T21:30:59Z (GMT) Submitted by Leandro Esteves de Paula (leandro.esteves@unesp.br) on 2021-05-26T14:59:06Z No. of bitstreams: 1 dissertacao_leandro_esteves.pdf: 7053012 bytes, checksum: 99026a73d5e9f008db6ad9ac5ebb45a3 (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2021-06-02T19:00:01Z (GMT) No. of bitstreams: 1 paula_le_me_guara.pdf: 7053012 bytes, checksum: 99026a73d5e9f008db6ad9ac5ebb45a3 (MD5) Made available in DSpace on 2021-06-02T19:00:01Z (GMT). No. of bitstreams: 1 paula_le_me_guara.pdf: 7053012 bytes, checksum: 99026a73d5e9f008db6ad9ac5ebb45a3 (MD5) Previous issue date: 2021-04-22 Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) As super-Terras quentes são planetas com tamanho entre 1 e 4 Raios da Terra e período menor que 100 dias,são provavelmente o tipo de planeta mais abundante em estrelas do mesmo tipo do Sol. O principal modelo para explicar as fases finais de formação dos sistemas de super-Terras é conhecido como modelo de migração. Ele sugere que tais planetas se formam em regiões mais distantes da estrela no disco protoplanetário, mas devido a interação gravitacional com o gás do disco migram até aborda interna do disco, se estabelecendo em cadeias de ressonância. Após a dissipação do disco de gás as super-Terras podem atravessar uma fase de instabilidades, onde ocorrem principalmente colisões, quebrando as cadeias ressonantes. Esse é um mecanismo que auxilia o modelo a reproduzir importantes características dos sistemas de super-Terras observados. Majoritariamente os modelos numéricos de formação planetária assumem que colisões durante as fases finais e intermediárias deformação planetária são, por simplicidade, perfeitamente agregativas. Este tipo de abordagem tem sido empregada tanto em modelos de formação do sistema solar quanto em modelos de formação de sistemas de exoplanetas. O objetivo desse estudo é analisar as consequências de um tratamento mais realístico de colisões, incluindo fragmentação e espalhamento, na fase final de formação dos sistemas de super-Terras quentes. Numa versão do pacote de integradores Mercury modificada para o estudo da formação de super-Terras, implementamos um modelo analítico para tratamento de colisões gigantes e fragmentação baseado em Leinhardt e Stewart (2011). Esse modelo analítico foi calibrado a partir de resultados de impactos em simulações de N-corpos de alta resolução. Após os testes necessários,performamos então dois conjuntos de simulações. No conjunto de acreção perfeita consideramos as colisões como perfeitamente agregativas, enquanto no conjunto de acreção imperfeita as simulações são realizadas utilizando o tratamento realístico de colisões no nosso novo código. Mostramos que eventos de fragmentação e espalhamento de planetas são comuns nas simulações durante o estágio final da formação de super-Terras quentes, compreendendo a fase do disco de gás e a evolução por longo período. Entretanto, verificamos que o tratamento realístico de colisões não tem influência significativa na arquitetura orbital dos sistemas e que portanto pode ser negligenciado devido ao seu custo computacional em comparação à sua influência no processo. Super-Earths are planets with sizes between 1 and 4 R‘ and periods smaller than „100 days, they are probably the most abundant planet type in stars with the same type as the Sun. The main model to explain the final stages of the formation of super-Earth systems is known as migration model. This model suggests that such planets form in regions of the protoplanetary disk distant from the star, but due to gravitational interaction with the disk’s gas they migrate to the disk’s inner edge, settling in resonant chains. After the gas disc has dissipated, the super-Earths can pass through a instability phase, where collisions occur breaking the resonant chains. This is a mechanism that helps the model to reproduce important characteristics of the observed super-Earth systems. Most numerical models of planetary formation assume that collisions during the final and intermediate phases of planetary formation are, for simplicity, perfectly aggregative. This type of approach has been used both by models of solar system formation and exoplanet systems formation. The aim of this study is to analyze the consequences of a more realistic collision treatment, including fragmentation and scattering, in the final stage of the formation of hot super-Earth systems. In a version of the integrator package Mercury modified to study the formation of super-Earths, we implemented an analytical model for the treatment of giant collisions and fragmentation based on Leinhardt e Stewart (2011). This analytical model was calibrated from impact results of high resolution N-body simulations. After the necessary tests, we then performed two sets of simulations. The perfect accretion set considers the collisions to be perfectly aggregative, while the imperfect accretion set simulations are performed using the realistic collision treatment in our new code. We show that planet fragmentation and scattering events are common in simulations during the final stage of hot super-Earths formation, comprising the gas disk phase and the long-term evolution. However, we found that the realistic collision treatment has no significant influence on the orbital architecture of the systems and can therefore be neglected due to its computational costs in comparison to its influence over the process. FAPESP: 2020/07689-8 FAPESP: 2019/02936-0

Submitted by Luana Liberato Mendes (luana.l.mendes@unesp.br) on 2019-04-18T20:21:42Z No. of bitstreams: 1 Dissertação.pdf: 4780026 bytes, checksum: 209f00a6e5429d0a4c993139ce76d8ce (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2019-04-25T12:08:28Z (GMT) No. of bitstreams: 1 mendes_ll_me_guara_par.pdf: 1592574 bytes, checksum: 3b7595df8cd4fc0d9c61f356bf30eb06 (MD5) Made available in DSpace on 2019-04-25T12:08:28Z (GMT). No. of bitstreams: 1 mendes_ll_me_guara_par.pdf: 1592574 bytes, checksum: 3b7595df8cd4fc0d9c61f356bf30eb06 (MD5) Previous issue date: 2019-02-26 Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) Encontrar um planeta como a Terra fora do Sistema Solar parece ser dificil. Quando olhamos para os dados dos quase 4000 exoplanetas descobertos até o momento vemos que nenhum deles é similar à Terra. Uma alternativa para encontrar um outro planeta como a Terra seria olhar para as regiões coorbitais dos exoplanetas gigantes, sendo que sistemas coorbitais podem ser descritos como os sistemas onde dois ou mais corpos compartilham uma mesma órbita média. Nosso objetivo neste trabalho é formar um planeta com a massa da Terra que seja coorbital a um corpo bastante massivo, como um planeta gigante ou uma anã marrom. Para isso nós fizemos várias simulações utilizando o pacote Mercury de integração numérica para o problema de N-corpos. Com os resultados analisamos como a razão de massa do sistema e a separação entre os corpos afetam a região de estabilidade coorbital, e então determinamos seus limites radial e angular. Tendo a região de estabilidade coorbital bem definida para cada um dos sistemas estudados, nós fizemos novas simulações numéricas distribuindo dentro da região de estabilidade coorbital 500 planetesimais que cujas massas somadas totalizam 2 ou 3M⊕. Nossos resultados mostraram que é possível formar planetas terrestres com massas iguais ou maiores que a da Terra nas regiões coorbitais. Esta formação é mais provável para os sistemas cujo corpo secundário possui uma órbita com semi-eixo maior menor que 1ua, sendo que os diferentes valores de razão de massa não afetam o processo de formação planetária nas regiões coorbitais Finding an Earth-like planet outside Solar System seems to be a difficult task. When we look at the data from the almost 4000 exoplanets discovered until now we see that none of them is similar to our Earth. An alternative to find other planet like Earth would be to look at the co-orbital regions of the giants exoplanets, being that co-orbital systems can be described as those systems where two or more bodies share the same mean orbit. Our main goal in this work is to form a planet co-orbiting with another massive body, like a giant planet, with the same mass of the Earth. To do that we have performed a series of numerical simulations with the package of computational integrators for the N-body problem called Mercury. With the results we have analyzed how the stable co-orbital region is affected by the system’s mass ratio and by the radial separation between bodies, and then we have determined the radial and angular limits of the stable co-orbital region. Having this region well determined for each one of the studied systems, we have performed new numerical simulations distributing 500 planetesimals within the stable co-orbital region, in which the sum of the planetesimals’s masses are equal to 2 or 3MEarth. Our results have shown that it is possible to form terrestrial planets with masses equals or bigger than the Earth’s inside the stable co-orbital regions. This formation is more likely to happen for the systems in which the secondary body has an orbit with semi-major axis smaller than 1au, being that the variety of values of the secondary body’s mass ratio does not affect the planetary formation process inside the stable co-orbital regions 001

Submitted by Patrick Franco de Oliveira (pk_franco@yahoo.com.br) on 2019-01-21T21:24:57Z No. of bitstreams: 1 patrick_franco_tese.pdf: 5004045 bytes, checksum: 610042e6a0c0cbd4f67a9d22605aeb18 (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2019-01-22T12:06:55Z (GMT) No. of bitstreams: 1 oliveira_pf_me_guara.pdf: 5004045 bytes, checksum: 610042e6a0c0cbd4f67a9d22605aeb18 (MD5) Made available in DSpace on 2019-01-22T12:06:55Z (GMT). No. of bitstreams: 1 oliveira_pf_me_guara.pdf: 5004045 bytes, checksum: 610042e6a0c0cbd4f67a9d22605aeb18 (MD5) Previous issue date: 2018-11-26 Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Estudos de formação planetária são normalmente baseados em simulações numéricas de N-corpos, onde as colisões envolvendo planetesimais e embriões são geralmente consideradas construtivas, ou seja, geram um novo corpo cuja massa é a soma das massas dos planetas envolvidos e o momento linear total é conservado. Essa aproximação funciona razoavelmente bem para a formação da Terra, Vênus e Marte. Entretanto, o planeta Mercúrio apresenta características que o classificam como sendo um corpo formado basicamente de núcleo, devido à estreita camada de manto. Isso supostamente seria consequência de acreções ineficientes, em que dois corpos em estágio avançado de formação (protoplanetas) colidem e resultam em dois outros corpos com parte da matéria podendo ser perdida. Este tipo de informação pode ser obtida a partir de simulações numéricas em que sejam registradas as condições de colisão. Aqui, nós utilizamos parâmetros para nos ajudar a analisar as colisões, a eterminar colisões de acreção ineficiente e, posteriormente analisar se estas colisões levar a condição da formação de um planeta como Mercúrio de acordo com os cenários propostos por alguns trabalhos, tais como Asphaug & Reufer (2014). Nesse sentido, realizamos simulações baseadas nos modelos de simulações numéricas de N-corpos conforme Izidoro et al. (2014), analisamos as simulações numéricas de Izidoro et al. (2015) e reproduzimos os mapas dos resultados de colisão a partir das leis de escala determinadas por Leinhardt & Stewart (2012) a fim de determinar os casos de acreções ineficientes (regimes de acreção parcial, hit-and-run e erosão). Com isso, conseguimos encontrar casos de análogos a Mercúrio nas simulações. Planetary formation studies are usually based on numerical simulations of N-bodies, where collisions involving planetesimals and embryos are generally considered constructive, that is, they generate a new body whose mass is the sum of the masses of the planets involved and the total linear momentum is preserved. This approximation works reasonably well for the formation of Earth, Venus, and Mars. However, the planet Mercury presents characteristics that classify it as being a body basically formed of core, due to the narrow layer of mantle. This is supposed to be a consequence of inefficient accretions, in which two bodies in advanced stage of formation (protoplanets) collide and result in two other main bodies with part of the matter being able to be lost. This type of information can be obtained from numerical simulations in which the collision conditions are recorded. Here, we used parameters to help us analyze collisions, to determine collisions of inefficient accretion and then analyze if these collisions lead to the condition of the formation of a planet like Mercury according to the scenarios proposed by some works, such as Asphaug and Reufer (2014). In this sense, we perform simulations based on numerical simulations of N-bodies as Izidoro et al. (2014), we analyzed the numerical simulations of Izidoro et al. (2015) and we reproduce the maps of the collision results from the scaling laws derived by Leinhardt Stewart (2012) to determine cases of inefficient accretions (partial accretion, hit-and-run and erosion regimes). With this, we could find cases of Mercury-analogues in the simulations.

Submitted by TAÍS ALVES SILVA RIBEIRO (taisalsiri@hotmail.com) on 2018-10-02T18:03:27Z No. of bitstreams: 1 Dissertacao_certa.pdf: 20657410 bytes, checksum: d693c41e2509cbc2849f995113ce5400 (MD5) Rejected by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br), reason: Solicitamos que realize correções na submissão seguindo as orientações abaixo: • A capa e ficha catalográfica não são consideradas para contagem de páginas. a paginação deve aparecer no canto superior direito a partir da introdução, realizei a contagem das páginas e seu trabalho deve iniciar com o número 15*, após você precisa atualizar a numeração nas listas e no sumário. • Precisa adequar suas referências de acordo com a ABNT 6023 para cada tipo de documento (principalmente artigos de periódicos, artigo publicado em eventos, trabalho acadêmico(tese, dissertações etc), assim, sobre a elaboração das referencias e citações favor solicitar revisão com a bibliotecária Juciene (juciene.pedroso@unesp.br) Mais informações acesse o link: http://www2.feg.unesp.br/Home/Biblioteca21/diretrizes-2016.pdf Agradecemos a compreensão. on 2018-10-02T19:34:08Z (GMT) Submitted by TAÍS ALVES SILVA RIBEIRO (taisalsiri@hotmail.com) on 2018-10-05T13:09:35Z No. of bitstreams: 1 dissertação_correta.pdf: 20638194 bytes, checksum: 4ad859be9baee51c207bfe90cad14bce (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2018-10-05T19:07:02Z (GMT) No. of bitstreams: 1 ribeiro_tas_me_guara.pdf: 20638194 bytes, checksum: 4ad859be9baee51c207bfe90cad14bce (MD5) Made available in DSpace on 2018-10-05T19:07:02Z (GMT). No. of bitstreams: 1 ribeiro_tas_me_guara.pdf: 20638194 bytes, checksum: 4ad859be9baee51c207bfe90cad14bce (MD5) Previous issue date: 2018-02-21 Submitted by TAÍS ALVES SILVA RIBEIRO (taisalsiri@hotmail.com) on 2018-04-24T12:32:11Z No. of bitstreams: 1 Dissertacao.pdf: 20609749 bytes, checksum: a18d083a1bd5b26da4e1633ea672e9fb (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2018-04-25T14:48:36Z (GMT) No. of bitstreams: 1 ribeiro_tas_me_guara.pdf: 20609749 bytes, checksum: a18d083a1bd5b26da4e1633ea672e9fb (MD5) Made available in DSpace on 2018-04-25T14:48:36Z (GMT). No. of bitstreams: 1 ribeiro_tas_me_guara.pdf: 20609749 bytes, checksum: a18d083a1bd5b26da4e1633ea672e9fb (MD5) Previous issue date: 2018-02-21 Item merged in doublecheck by Luana Priscila Costa (luana@reitoria.unesp.br) on 2019-04-23T14:08:10Z Item was identical to item(s): 159243, 155308 at handle(s): http://hdl.handle.net/11449/157251, http://hdl.handle.net/11449/153721 Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) Ocultações estelares de Chariklo em 2013 revelaram algo que era desconhecido até o momento: anéis de partículas em torno de um corpo celeste do Sistema Solar diferente de um planeta. Este fato despertou o interesse da comunidade científica a respeito de assuntos como, por exemplo, o processo de formação desses anéis, por quanto tempo eles existirão, qual a probabilidade de corpos como o de Chariklo possuírem anéis ou ainda como eles se mantêm estáveis ao redor de um pequeno objeto, se comparado aos planetas. Neste trabalho estamos interessados em determinar o modelo físico de Chariklo através da manutenção da estrutura atual dos anéis. Acreditamos que este centauro é um corpo semelhante a um elipsoide, entretanto não sabemos com exatidão as dimensões de seus semieixos físicos a, b e c. As razões entre os valores destes semieixos resultam em diferentes valores para os termos de achatamento e elipticidade de Chariklo, que podem ser representados pelos termos J 2 e C 22 em seu potencial gravitacional. Além de determinar os limites para a forma de Chariklo, queremos também estudar quais são os efeitos que o achatamento e elipticidade do corpo central provocam na dinâmica das partículas dos anéis. Para isso, fizemos simulações numéricas usando um integrador que leva em conta os termos relacionados aos coeficientes J 2 e C 22 . O sistema que integramos é composto por Chariklo sendo orbitado por uma partícula com aproximadamente a mesma distância em que estão os anéis, fazendo uso dos elementos orbitais osculadores. O objetivo dessas simulações foi reproduzir as características físicas dos anéis obtidas através das ocultações estelares, entretanto apenas conseguimos fazer essa reprodução usando valores de J 2 e C 22 muito pequenos, o que contradiz a hipótese do centauro ter diferenças significativas entre seus semieixos físicos. Para valores maiores de J 2 e C 22 as partículas descrevem órbitas com excentricidades muito altas, gerando uma grande variação no raio orbital. Diante disso, passamos a estudar o sistema fazendo uso dos elementos orbitais geométricos encontrados nos artigos de Borderies; Longaretti (1987), Longaretti; Borderies (1991), Borderies-Rappaport; Longaretti (1994) e Renner; Sicardy (2006). Estes trabalhos mostram que o uso de elementos orbitais osculadores, em simulações de partículas que orbitam corpos que são muito achatados, não é adequada. Assim sendo, utilizamos esses novos elementos em nossas simulações considerando apenas o termo J 2 e o efeito de altas excentricidades, que antes ocorria, foi corrigido. No entanto, ao adicionarmos o termo C 22 , a excentricidade das órbitas das partículas voltou a aumentar significativamente, efeito que havia ocorrido quando usamos elementos osculadores nas simulações considerando o termo J 2 . Então, fazemos uma discussão sobre uma possível forma de diminuir a excentricidade provocada pela elipticidade de Chariklo. Por fim, além do estudo sobre a dinâmica das partículas este trabalho conta com uma análise, usando seções de Poincaré, de uma possível ressonância responsável pela estabilidade dos anéis. Chariklo’s stellar occultations in 2013 revealed something that was unknown to date: particle rings around a celestial body of the Solar system other than a planet. This fact has aroused the interest of the scientific community on issues such as the process of forming these rings, how long they will exist, how likely Chariklo bodies are to have rings or how stable they are around of a small object, compared to the planets. In this work we are interested in determining Chariklo’s physical model by maintaining the current structure of the rings. We believe that this centaur is a body similar to an ellipsoid, but we do not know exactly the dimensions of its physical axes a, b, and c. The ratios between the values of these semi axes result in different values for the Chariklo flattening and ellipticity terms which can be represented by the terms J2 and C22 in its gravitational potential. In addition to determining the limits for the Chariklo form, we also want to study the effects of flattening and ellipticity on the dynamics of ring particles. For this, we did numerical simulations using an integrator that takes into account the terms related to the coefficients J2 and C22. The system we integrate is composed of Chariklo being orbited by a particle approximately the same distance as the rings, making use of the orbital osculating elements. The objective of these simulations was to reproduce the physical characteristics of the rings obtained through stellar occultations, however we can only do this reproduction using values of J2 and C22 very small, which contradicts the hypothesis of the centaur to have significant differences between their physical semi axis. For values greater than J2 and C22 the particles describe orbits with very high eccentricities, generating a large variation in the orbital radius. Therefore, we proceed to study the system making use of the geometric orbital elements found in the Borderies and Longaretti (1987), Longaretti and Borderies (1991), Borderies-Rappaport and Longaretti (1994) and Renner and Sicardy (2006). These studies show that the use of orbital osculating elements in simulations of particles orbiting bodies that are very flattened is not adequate. Therefore, we use these new elements in our simulations considering only the term J2 and the effect of high eccentricity that before happened was corrected. However, in addition to adding the term C22, an eccentricity of the orbits of the particles has again increased significantly, an effect that has occurred when using osculating elements in the simulations considering the term J2. So we did discuss about a possible way to lessen the eccentricity brought about by Chariklo’s elipticity. Finally, besides the study on the dynamics of the particles, this work has an analysis, using sections of Poincaré, of a possible resonance responsible for the stability of the rings 2016/03727-7

Submitted by Tamires dos Santos de Moura null (tamiresmoura@hotmail.com) on 2016-08-26T16:55:16Z No. of bitstreams: 1 dissertacao.pdf: 3467990 bytes, checksum: 5dda701bb1d00619df06b7d38eef0bc1 (MD5) Approved for entry into archive by Ana Paula Grisoto (grisotoana@reitoria.unesp.br) on 2016-08-29T20:39:29Z (GMT) No. of bitstreams: 1 moura_ts_me_guara.pdf: 3467990 bytes, checksum: 5dda701bb1d00619df06b7d38eef0bc1 (MD5) Made available in DSpace on 2016-08-29T20:39:29Z (GMT). No. of bitstreams: 1 moura_ts_me_guara.pdf: 3467990 bytes, checksum: 5dda701bb1d00619df06b7d38eef0bc1 (MD5) Previous issue date: 2016-07-14 Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Tendo em vista que asteroides são objetos remanescentes dos primórdios do Sistema Solar, estamos interessados na composição deles. Existem missões que estão sendo analisadas com a finalidade de enviar sondas em direção a asteroides do grupo Near Earth Asteroids (NEAs), que representa uma das mais peculiares classes de objetos no Sistema Solar visto que suas órbitas podem se aproximar ou até mesmo cruzar a terrestre. Esse grupo é considerado representativo da população de asteroides, uma vez que podem fornecer informações sobre a mistura química a partir da qual os planetas teriam se formado a bilhões de anos atrás, possibilitando a compreensão da origem e evolução do Sistema Solar e quem sabe até a origem da vida na Terra. Dessa forma, um estudo detalhado a fim de compreender a superfície, a composição e a estrutura interna de um NEA será um grande passo para a Ciência. Nessa pesquisa, inicialmente reproduzimos os dados do potencial gravitacional pelo método dos poliedros para o asteroide 2063 Bacchus, um NEA, a fim de validar os resultados encontrados em Moura (2014). O método dos poliedros fornece uma precisão muito boa da forma irregular do corpo. Por meio de estudo dos modelos de potenciais gravitacionais para corpos não esféricos e implementação de rotinas computacionais foi realizada uma breve análise em relação ao formato do asteroide 2063 Bacchus, bem como das suas superfícies equipotenciais e curvas de velocidade zero. Os objetivos dessa dissertação são realizar um estudo detalhado a respeito dos pontos de equilíbrio no campo gravitacional de 2063 Bacchus, bem como da estabilidade desses pontos levando em consideração os autovalores da equação característica. Além disso, alteramos os valores do período de rotação e da densidade desse objeto a fim de verificar como a localização e a estabilidade dos pontos de equilíbrio alteram quando um parâmetro é mudado. A motivação principal é realizar um estudo o mais realista possível e, dessa forma, observar também como os pontos de equilíbrio se comportam quando introduzimos o efeito da força de pressão de radiação solar que, nesse caso, passam a ser chamados de pontos equivalentes. O trabalho possibilita ampliação do conhecimento não somente para o caso de asteroides, mas também para outros corpos não esféricos como cometas, contribuindo para o desenvolvimento de estudos direcionados a origem e evolução do Sistema Solar. Given that asteroids are remnant objects of the Solar system beginnings, we are interested in their composition. There are missions that are being analyzed with the purpose of sending probes toward asteroids from the group Near Earth Asteroids (NEAs), which is one of the most peculiar classes of objects in the solar system because their orbits can approach or even cross the Earth’s orbit. This group is considered representative of the population of asteroids, since they can provide information about the chemical mixture from which the planets would have been formed billions of years ago, enabling the understanding of the origin and evolution of the Solar System and maybe even on the origin of life on Earth. Thus a detailed study in order to understand the surface, the composition and internal structure of a NEA will be a big step for Science. In this research, initially we reproduce the data of the gravitational potential by the method of polyhedra for asteroid 2063 Bacchus, a NEA, in order to validate the results found Moura (2014). The method of polyhedra provides a very good accuracy of the irregular shape of the body. Through study of gravitational potential designs for non-spherical bodies and computational routines implementing a brief analysis was performed with respect to the asteroid shape of 2063 Bacchus, as well as its equipotential surfaces and zero-velocity curves. The objectives of this work are to conduct a detailed study on the equilibrium points in the gravitational field of 2063 Bacchus, and the stability of these points taking into account the eigenvalues of the characteristic equation. In addition, we varied the values of the rotation period and density of the object in order to see how the location and stability of equilibrium points changed when a parameter is altered. The main motivation is to achieve a more realistic study and thus, also observe how the equilibrium points behave when we introduce the effect of solar radiation pressure force. The new points are called equivalent points. The work enables expansion of the knowledge, not only in the case of asteroids, but also to other non-spherical bodies like comets, contributing to the development of studies addressing the origin and evolution of the solar system.

Made available in DSpace on 2015-12-10T14:24:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-07-29. Added 1 bitstream(s) on 2015-12-10T14:30:41Z : No. of bitstreams: 1 000852038.pdf: 6705690 bytes, checksum: fed6b575fb58363e4d0342e0e54a1385 (MD5) Realizamos dois diferentes estudos envolvendo o acoplamento spin-_orbita. Um deles foi sobre a origem da obliquidade de Urano, que ainda permanece desconhecida. Algumas teorias de formação foram publicadas nas ultimas décadas, sendo que as duas mais citadas: por meio de uma colisão (Urano sofreu uma grande colisão tangencial); e por meio de um efeito ressonante entre a rotação de Urano e um satélite. Focamos nosso estudo no modelo de ressonância. Baseado num artigo de Boué & Laskar (2010), no qual os autores estudam a origem da obliquidade de Urano por meio de uma ressonância que só ocorre na presença de um satélite de grande porte (Satélite X). Fizemos um estudo numérico do problema em questão. Utilizando _orbitas já integradas do Modelo de Nice, estudamos a possibilidade de obter a atual obliquidade de Urano devido a perturbações dos planetas gigantes, Sol e o Satélite X. Nossos resultados mostram que o Satélite X ocasiona crescimento na obliquidade de Urano, podendo assim ser o responsável pela atual configuração do eixo de rotação de Urano, onde esse crescimento da obliquidade ocorre somente para determinadas configurações de semi-eixo maior e massa do Satélite X, sendo máximo quando o ângulo ressonante ( _) (longitude do equador de Urano menos a longitude do nodo ascendente do Satélite X) é zero e mínima quando é 180 graus. Porém, assim como no estudo anterior, só foi possível reproduzir a atual obliquidade de Urano com Satélite X com massas excessivamente grandes, da ordem de 0; 01 da massa de Urano. As simulações mostraram também que o Satélite X causa instabilidade no sistema de satélites internos desestabilizando-os a ponto de extingui-los. Outro estudo realizado foi sobre a origem de sistemas binários de asteroides por meio de ruptura rotacional. O processo de fissão rotacional de asteroides ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) We conducted two different studies about the spin-orbit coupling. One of them was about the origin of Uranus obliquity, that still remains unknown. Some theories of formations have been published in the last decades, the two most cited is: by collision (Uranus suffered a great tangential collision) and by a resonance between Uranus rotation and a satellite. We focused our study on the resonance model. Based on article of Boué & Laskar (2010), in which the authors study the origin of Uranus obliquity by a resonance that occurs only in the presence of a large satellite (Satellite X). We did a numerical study of this problem. Using orbits previously integrated by Nice Model, we studied the possibility of obtaining the current Uranus obliquity due to disturbances of the giant planets, the Sun and the Satellite X. Our results show that the Satellite X causes growth in Uranus obliquity and so may be the responsible for the current configuration of the Uranus rotation axis. And this growth of obliquity occurs only for certain configurations of semi-major axis and mass of the Satellite X, and maximum when the resonant angle ( _) (Uranus's equator longitude less the longitude of the ascending node of the Satellite X) is zero and minimal when it is 180 degrees. However, as in the previous study, it was only possible to reproduce the current Uranus obliquity with Satellite X with excessively large masses, about 0:01 mass of Uranus. The simulations also showed that Satellite X causes instability in the satellite with internal orbits until extinguishing them. Another study was about the origin of binary asteroid systems through rotational fission. The process of rotational fission of asteroids has been studied theoretically Scheeres (2007) and numerically Jacobson & Scheeres (2011) with simplified models restricted to planar motion. However, the observed physical configuration of contact ... (Complete abstract click electronic access below)

Made available in DSpace on 2015-07-13T12:10:09Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-02-25. Added 1 bitstream(s) on 2015-07-13T12:25:42Z : No. of bitstreams: 1 000833288.pdf: 742183 bytes, checksum: 5e7cbe805fffa4418ccfb16e5d22734c (MD5) O sistema Ʋ Andromedae foi o primeiro sistema múltiplo descoberto cujo o corpo central é pertencente a sequência principal. Apesar de ser um sistema amplamente estudado seus dados ainda possuem incertezas. A detecção dos planetas que orbitam a estrela Ʋ Andromedae A foi através do método de velocidade radial. Este método revela apenas uma faixa de possíveis valores de massas, os quais são dependentes do valor da inclinação do plano de visada. A massa do planeta Ʋ And c , por exemplo, pode variar entre 1,9 MJ e 14,57 MJ , sendo MJ a massa de Júpiter, dependendo da inclinação escolhida. Os planetas apresentam valores de excentricidade altos, o que não é explicado pela teoria de formação do sistema Solar. O quarto planeta foi previsto teoricamente em 2011, com isso, grande parte dos trabalhos realizados até agora foram considerados apenas os outros três planetas. Primeiramente realizamos uma breve revisão bibliográfica sobre as pesquisas feitas no Sistema Ʋ Andromedae, desde a descoberta do primeiro planeta em 1997 até a previsão do quarto planeta em 2011. Separamos dois modelos para os nossos estudos. Abordamos em seguida, o estudo da perturbação secular no sistema Ʋ Andromedae A, notamos que o modelo com massas grandes apresentam uma maior variação de excentricidade. Em sequência é apresentado um estudo sobre a estabilidade do quarto planeta em diversos cenários, mostrando que o modelo de massas pequenas tem uma maior faixa de estabilidade quando comparado ao modelo de massas grandes The system Ʋ Andromedae was the first multiple system discovered whose the central body belong to the main sequence. Despite to be a widely studied system your data still have uncertainties. The detection of planets orbiting the star Ʋ Andromedae A was made using the radial velocity method. This method only give us possible values of masses, which are dependent on the value of the target plane tilt. The mass of the planet Ʋ And c, for example, can have a mass range between 1:9MJ and 14:57MJ , depending on the chosen inclination. The planets have high eccentricity values, which is not explained by the Solar System formation method. At this moment we know four planets for this system. The fourth planet was predicted theoretically in 2011, with this, the works made until now, just included three other planets. First we conducted a brief literature review on the research done about the system Ʋ Andromedae, since the discovery of the first planet in 1997 until the fourth planet in 2011. We separate two models for our studies. We approach then the study of secular perturbation in the system Ʋ Andromedae A, we note that the model with large masses have a greater variation of eccentricity. In sequence presents a study on the stability of the fourth planet in different scenarios, showing that the model of small masses have a greater range of stability when compared to the model of large masses

Made available in DSpace on 2015-07-13T12:10:10Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-02-23. Added 1 bitstream(s) on 2015-07-13T12:25:42Z : No. of bitstreams: 1 000833337.pdf: 2142013 bytes, checksum: 3f893ea77ac33507cb859a6e7a01ff23 (MD5) Dados observacionais obtidos em 1995 durante a passagem da Terra pelo plano dos anéis de Saturno indicaram defasagens angulares nas posições previstas de Prometeu e Pandora. Usando dados adicionais as defasagens foram confirmadas com Prometeu cerca de -19º de sua longitude prevista e Pandora cerca de +25º. Uma possível relação caótica provocada pela ressonância 121:118 de movimento médio entre os dois satélites é atualmente aceita para explicar essas defasagens (Goldreich & Rappaport 2003b). Entretanto, um trabalho alternativo que analisa as evoluções temporais dos semieixos maiores dos satélites propõe que essas defasagens são consequência de dados iniciais não ideais que pertencem a um momento muito específico e não representam o comportamento dos satélites a maior parte do tempo (Cruz 2004). Neste trabalho reanalisamos as defasagens de Prometeu e Pandora por meio do estudo detalhado dos dois trabalhos citados, testando analítica e numericamente seus principais resultados. Os nossos resultados indicam que as defasagens observadas são originarias da utilização de uma condição inicial do momento de anti-alinhamento dos periapses orbitais dos satélites, que uma vez relacionados pela ressonância 121:118, geram as defasagens. É proposta uma maneira de mensurar a massa do anel F a partir do modelo dinâmico desenvolvido no trabalho, que resultou em um limite superior de massa demasiadamente grande para ser considerado. Além disso, partindo de um estudo da conservação angular, mensuramos novas densidades para Prometeu e Pandora de [0; 85 - 0; 99]g cm-³ e [0; 62 - 0; 85]g cm-³,respectivamente Observational data collected in 1995 during the passage of the Earth by the ring plane of Saturn indicated angular lags in the predicted positions of Prometheus and Pandora. Using additional data these lags were confirmed, with Prometheus being about -19º of their estimated longitude and Pandora about 25º. A possible chaotic relationship due to a 121:118 mean motion resonance between the two satellites is currently accepted to explain those lags (Goldreich & Rappaport 2003b). However, an alternative work analyses the temporal evolution of the satellites semi-major axes and suggests that these lags are the result of non-ideal initial data which corresponds to a particular time and do not represent the behavior of satellites most of the time (Cruz 2004). In this work, we reanalyzed the lags of Prometheus and Pandora through a detailed study of the two aforementioned papers, testing analytically and numerically their main results. The results indicate that the observed lag originate from an initial condition corresponding to the time alignment of anti-periapses orbital of the satellites, once their are related by the 121: 118 mean motion resonance, they generate lags. It is proposed a way to measure the mass of the F-ring, which is still unknown, from the dynamic model developed in this work, resulting in an excessively large mass of the upper limit to be considered. In addition, from a study of the angular momentum conservation, we measure new densities for Prometheus and Pandora as [0:85 - 0:99]g cm-³ and [0:62 - 0:85]g cm-³, respectively

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:32:09Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2013-03-06Bitstream added on 2014-06-13T21:03:28Z : No. of bitstreams: 1 costa_aif_dr_guara.pdf: 4600583 bytes, checksum: 3d77d0ac5008ebea1c760741e6b7ed43 (MD5) Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) O estudo da formação de planetas terrestres no Sistema Solar, é crucial para compre- endermos como outros sistemas planetários formam e também inferir as condições que poderiam ter influenciado a origem e evolução de vida na Terra. Esta Tese de douto- rado apresenta um estudo numérico da formação de planetas terrestres. Nosso objetivo principal é analisar o último estágio da formação desses planetas no Sistema Solar, em particular, a formação de Marte e a origem da água da Terra. Esses dois pontos têm intrigado cientistas ao longo de muitos anos. Enquanto que o planeta produzido ao redor de 1.5 UA é, em geral, muito mais massivo do que Marte, na grande parte das simulações, a origem da água da Terra é outro tema de intenso debate. Em vista disso, nós desenvol- vemos um cenário considerando uma depleção local de massa, no disco protoplanetário, a fim de analisarmos a origem da baixa massa de Marte, e também usamos um modelo composto para estudarmos a origem da água da Terra. Este trabalho apresenta um grande número de simulações numéricas explorando uma diversidade de parâmetros do sistema. Entre os principais podemos citar as variadas configurações de planetas gigantes, discos com diferentes perfis de densidade superficial de massa e modelos de distribuição de água. Nós também apresentamos um estudo dos efeitos de ressonâncias seculares nesses discos protoplanetários. Os principais resultados desses experimentos apontam a possibilidade da formação de planetas similares a Marte ao redor de 1.5 UA, especialmente, quando é considerado uma escala de depleção local, no disco protoplanetário, moderadamente alta (50-75%), localizada ao redor de 1.5 UA. Isto é observado juntamente com a formação de planetas do tipo Terra, em torno de 1 UA do Sol, com substanciais... The study of terrestrial planet formation in the Solar System is crucial to understand how other planetary systems form and to infer the conditions that favored the origin and evolution of life on Earth. In this Thesis we present a numerical study of the accretion of terrestrial planets. Our main goal is study the late stage of the terrestrial planet accretion in the Solar System, especially the formation of Mars and the origin of Earth’s water. These two points have intrigued scientists for many years. Whereas the planet formed around Mars’ semimajor axis is, in general, much more massive than Mars, the origin of Earth’s water is a matter of intense debate. In view of that, we have developed a scenario considering a local depletion in the density of the protosolar nebula in order to analyze the low mass of Mars, and also explored a compound model of water distribution to study the origin of Earth’s water. We have carried out extensive numerical simulations of the formation of terrestrial planets in protoplanetary disks exploring a large variety of parameters of the system, as different giant planet configurations, surface density profiles and water distribution models. We also have presented a study of the effects of secular resonances on the evolution of these protoplanetary disks. Our main results point to the possibility of the formation of Mars-sized bodies around 1.5 AU, especifically when is considered a scale of the disk local mass-depletion moderately high (50-75%) around 1.5 AU, as well as Earth-sized planets can form around 1 AU with substantial amount of water. Regarding the origin of Earth’s water, we find that the compound model incorporating both the principal endogenous and exogenous theories, play an important role by... (Complete abstract click electronic access below)

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:30:32Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2013-08-14Bitstream added on 2014-06-13T18:40:51Z : No. of bitstreams: 1 000732470.pdf: 8779217 bytes, checksum: 636afeee108114a23f86e8666c463685 (MD5) Muitos estudos sobre os satélites irregulares dos planetasgigantes têm sido publicados, especialmente motivados pelo exponencial aumento no número de objetos conhecidos proporcionado pela era observacional do CCD. Características peculiares, como órbitas altamente excêntricaseinclinadas,bem como distantes dos planetas, são incompatíveis com o modelo deformação local através deacreção de matéria do disco circumplanetário, de modoque apenas acaptura gravitacional explica a existência detal classe. No problema restrito de três corpos, capturasgravitacionais são de caráter temporário, de modo quefaz-se necessário um mecanismo não trivialde captura compatível com a existência desses objetos. Muitas têm sido propostas, mas as origens dos satélites irregulares de Júpiter, oplaneta com maior número de objetos da referidaclasse, ainda permanece indeterminada. Estudando o mecanismo de captura de asteroides binários,sob o cenário do problemade 4 corpos, consideram Sol eJúpiter como objetosprimários, obtivemos uma distribuição orbital de objetos capturados bastante semelhante à distribuição observada para os satélites irregular jovianos. O referido estudo também nos permitiucompreender as características intrínsecasmais relevantes do mecanismo.As evidencias nos permitem propor uma nova teoria consistente comas origens dos satélites irregulares,vinculada às origens da família Hilda de asteroides dos cinturão principal Irregularsatellites of the giant planets have been largely studied since the CCD observational era exponentially increased the number of known objects of such class. Peculiar features of these objects,suchas highly inclined and eccentric orbits, and alsotheir distancefrom the planet are strong signaturesof non locally formed objects. Since gravitational captures underthe three-body theories are temporary, a non trivialcapture mechanism is necessary to explain their origin. Many theories about the origins of suchobjects have beenproposed, but the origins of irregular satellites of Jupiter,in particular, still remain undetermined, and Jupiter is the planet with the larger population ofsuch objects. Here we presentefforts devoted to the comprehension of binary-asteroid capture mechanism. We obtained a comparable orbital distribution of captured objects to the distribution of known objects. Furthermore, many relevant features of the mechanism were elucidated. The evidences lead us to propose a consistent theory for the origins ofirregularJovian satellites constrained tothe origin of Hilda family’s of asteroid

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2012-09-28Bitstream added on 2014-06-13T19:32:37Z : No. of bitstreams: 1 luiz_aa_me_guara.pdf: 4170869 bytes, checksum: c37028a6a12910f0de089bb77bab08b6 (MD5) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) A hipótese atualmente mais aceita da origem da Lua, é a de ela ter se formado a partir de restos gerados por uma grande colisão entre a proto-Terra e um proto-planeta de tamanho similar a Marte, conhecido como Theia. Simulações mostraram que pode-se reproduzir a falta de ferro na Lua, as massas da Terra e Lua, e o momento angular atual do sistema Terra-Lua. Para tal, a colisão deve ter ocorrido de modo peculiar. Assim sendo, foi proposto que os corpos Terra e Theia seriam coorbitais, de modo que a velocidade de impacto seria baixa. Tendo isto em vista, em nosso trabalho nos propusemos a estudar o processo de acresção de massa, como um possível mecanismo de formação de planetas coorbitais à Terra. O trabalho se divide em duas partes principais. Em um primeiro momento tentamos reproduzir o cenário da teoria descrita no primeiro parágrafo, ou seja, estudamos a possibilidade de formação de um corpo com massa D similar à de Marte e que seja coorbital com a Terra. Os presentes resultados das simulações numéricas mostram ser improvável a formação de um corpo com massa D e que seja coorbital com a Terra. Na segunda parte do trabalho estudamos a possibilidade de formação de Theia e da proto-Terra seguindo um perfil de densidades. Os resultados das simulações numéricas do modelo não levaram à formação de corpos com massas 1,0 C e 1,0 D, mas houve a formação de corpos de massa menor (t 0,6C). Isso mostrou que o modelo adotado é promissor, e então, ajustes de parâmetros e inserção de planetas similares a Júpiter e Saturno no sistema foram implementados. Os resultados dessas últimas simulações mostraram ser possível a formação da Terra e de Theia, mas com velocidades relativas de colisão 2 vezes maior do que a esperada (¤ 4km/s) The most accepted hypothesis of the origin of the Moon, she is to have formed from debris generated by a major collision between the proto-Earth and a proto-planet of si-milar size to Mars, known as Theia. Simulations showed one can reproduce the lack of iron in the Moon, the masses of the Earth and Moon, and the angular momentum of the current Earth-Moon system. To this end, the collision must have occurred in a particular way. Therefore, it was proposed that the bodies would be sharing the same orbit, i.e., Earth and Theia would coorbitals, so that the impact velocity and impact would be low subtle. In view of this, in our work we set out to study the process of mass accretion as a possible mechanism for the formation of planets coorbitals to Earth. The work is divided into two major parts. At first we tried to reproduce the scenario of the theory described in the first paragraph, ie, we study the possibility of forming a body with mass D similar to that of Mars and the Earth is coorbital. The present results of numerical simulations show that it is unlikely the formation of a body with mass D and is coorbital with Earth. In the second part of the paper we study the possibility of formation of Theia and proto-Earth following a density profile. The results of numerical simulations of the model did not lead to the formation of bodies with masses 1.0 C e 1.0 D, but there was the formation of bodies of mass smaller (t 0.6C). This showed that the model is promising, and then, parameter settings and insertion of planets similar to Jupiter and Saturn in the system were implemented. The results of these simulations showed latest possible formation of earth and Theia, but with relative rates of collision 2 times higher than expected (¤ 4km/s)

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:26:18Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2012-08-13Bitstream added on 2014-06-13T19:33:57Z : No. of bitstreams: 1 souza_aps_me_guara.pdf: 3297147 bytes, checksum: d926f5d394754a43b1b0835ad10e1efc (MD5) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Em Setembro de 2006 foi descoberto um anel tênue na mesma órbita dos satélites Jano e Epimeteu. Simulações numéricas indicaram que o tempo de vida deste anel seria de poucas décadas. A partir dessa constatação foi considerado como improvável que o anel tenha sido observado pela sonda Cassini no curto período de vida do anel, veri cado pelas simula ções. Logo, faz-se necessário a existência de um mecanismo que explique a estabilidade do anel. A criação de partículas para aneis por meio de ejeções dos satélites próximos é uma possível fonte de material. Para veri car esse fato é necessário comparar resultados experimentais (fotometria) com resultados teóricos baseados no modelo de produção de partículas via colisões. A grandeza a ser comparada é o I/F que representa a intensidade de radiação captada pelo detector proveniente do alvo espalhador. Por meio da fotometria das imagens foi possível obter o valor experimental de I/F. Já, o valor do I/F teórico foi obtido por meio de um modelo que converte as distribuições de partículas em termos da grandeza profundidade óptica. Para a obtenção desses valores de profundidade óptica foram necessários resultados de simulações numéricas (com pressão de radiação solar) que indicam a relação do tempo de vida das partículas no sistema relacionado com seus respectivos tamanhos. Além da profundidade óptica, esse valor teórico depende do ângulo de transmissão e a função de fase, cujo valor foi obtido por meio do calculador Wiscombe para espalhamento Mie. Os valores de I/F teórico e experimental foram comparados e os resultados encontrados, para as considerações adotadas no trabalho, mostram que não é possível justi car a estabilidade do anel por meio de colisões... In September of 2006 a faint ring was discovered at the same orbit of the satellites Janus and Epimetheus. Numerical simulations indicated that the lifetime of this ring would be just a few decades. Due to this veri cation it was considered improbable that the ring was detected by the Cassini spacecraft in the short period of time forseen by the simulations. Thus it is necessary to exist a mechanism that explains the stability of the ring. The creation of particles to the ring by ejections from close satellites is a possible source of material. In order to certicate this possibility it is necessary compare experimental results (photometry) with theoretical results based on a collision particles production model. The quantity to be compared is I/F, that represents the intensity of radiation that comes from the scattering object captured by the detector. Using the photometric results of the images it was possible to get the experimental value of I/F. However, the value of theorical I/F was obtained by a model that converts particles distributions in optical depth. In order to get these values of optical depth it was necessary some new results of numerical simulations (including Solar radiation pressure) that show the relation between lifetime and size of the particles in this system. Besides the optical depth, the transmission angle and the phase function, whose value is obtained by the Wiscombe calculator for Mie scattering, are required to obtain the nal value of the theoretical I/F. The values of theoretical and experimental I/F were compared and results that have been gotten under the considerations of this research indicate that it is not possible to explain the stability of this ring just by this collisions model. So the collisions do not... (Complete abstract click electronic access below)

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2011-05-27Bitstream added on 2014-06-13T20:33:08Z : No. of bitstreams: 1 boldrin_lag_me_guara.pdf: 3330498 bytes, checksum: 08e50694f19fe39f5f0bffa60c6c5946 (MD5) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) A compreensão do universo é um dos grandes desejos da humanidade desde o princípio, e o estudo do movimento dos corpos celestes é uma parte deste todo. Dentro deste contexto está nosso trabalho, que tem como meta o estudo da dinâmica de asteróides múltiplos do nosso sistema solar, sendo este composto pelo movimento de translação dos asteróides satélites (asteróides menores que orbitam um de maior porte) e o movimento de atitude do asteróide central (asteróide de maior porte). O estudo dos asteróides múltiplos é uma grande chave para o conhecimento do passado de nosso sistema solar, visto que os mesmos são remanescentes da formação dos planetas. Partindo dessa motivação, realizamos um trabalho sobre a dinâmica do sistema (87) Sylvia no qual estudamos por meio de simulações numéricas a dinâmica dos satélites de Sylvia perturbados por Sol e Júpiter (Winter et al, 2009). Neste estudo foi mostrado que Rômulo e Remo sofrem fortes perturbações seculares provenientes de Sol e Júpiter, que poderiam desestabilizá-los. Descobrimos também que o achatamento (J2) do corpo central é de extrema importância na estabilidade dos satélites. Partindo desse resultado, para este trabalho, decidimos fazer uma análise mais minuciosa do problema em questão. Para isso, nós realizamos simulações considerando o movimento de atitude do asteróide central, algo até agora não considerado por nós. Este movimento de atitude é perturbado pelos torques causados por seus satélites, Sol e planetas. Apresentaremos neste trabalho uma sucinta abordagem teórica de nosso modelo juntamente com uma revisão bibliográfica de alguns modelos analítico aproximados encontrados na literatura, alguns testes de nossa ferramenta computacional e um estudo de dois sistemas triplos de asteróides conhecidos. Os sistemas estudados foram (87) Sylvia e (45) Eugenia. Os resultados nos mostrou que... The understanding of the universe is one of the greats desires of humanity since the beginning, and the study of movement of celestial bodies is a part of it. Inside this context lies our work, which has as goal the study of the dynamics of multiple asteroids from our solar system, being this one compound of the movement of translation of the satellite asteroids (smaller asteroids which orbit one of larger size) and the movement of attitude of the central asteroid (largest size asteroid). The study of multiple asteroids is a great key for knowledge of our solar system past, since they are remaining objects of the formation of planets. Starting from that motivation, we developed a work about the dynamics of the system (87) Sylvia, in which we studied through numerical simulations the dynamics of Sylvia’s satellites perturbed by Sun and Jupiter (Winter et al, 2009). In this study, it has been shown that Romulus and Remus experience strong secular perturbations from Sun and Jupiter, which could destabilize them. We also found out that the flatness (J2) of the central body is of extreme importance in the stability of the satellites. Based on this result, for this work, we decided to do a closer analysis of the problem concerned. To do so, we developed simulations considering the movement of attitude of the central asteroid, which, so far, has not been considered by us. This movement of attitude is perturbed by torques caused by their satellites, Sun and planets. We will present in this work a brief theoretical approach of our model along with a bibliographic review of some approximate analytical models found in the literature, some tests of our computational tool and a study of two familiar triple systems of asteroids. The studied systems was (87) Sylvia and (45) Eugenia. The results has shown us that the movement of attitude of the central body experience great perturbation due to the Sun... (Complete abstract click electronic access below)

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2009-08-29Bitstream added on 2014-06-13T19:53:17Z : No. of bitstreams: 1 gaspar_hs_me_guara.pdf: 5532943 bytes, checksum: 36914104bcf66e5c6eede927677242df (MD5) Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) A existência de satélites irregulares é um tema de interesse científico há muito tempo devido às suas características peculiares, isto é, órbitas bem excêntricas, distantes do planeta e geralmente com altas inclinações em relação ao plano equatorial de seu planeta, chegando a ser em grande parte retrógradas. A existência de famílias de satélites irregulares, caracterizadas pela semelhança dos elementos orbitais dos satélites que as compõem é, ainda hoje, um fato não explicado. Tais características sugerem que os satélites irregulares não tenham sido formados juntamente com os planetas que estes orbitam, como se acredita ser o caso dos satélites regulares. Deste modo, uma explicação coerente para a existência dos mesmos é a captura gravitacional de corpos, formados em outras regiões, a partir de órbitas heliocêntricas após a ocorrência de um encontro próximo com o planeta. Entretanto, sob a dinâmica do Problema Circular Restrito de Três Corpos - PCR3C - capturas gravitacionais têm carater temporário, o que torna necessária a existência de um mecanismo de captura auxiliar. Isto tem incentivado, por anos, à proposição de vários modelos para explicar a existência dos satélites irregulares através da captura gravitacional, dentre os quais três se destacam na literatura: Dissipação por arrasto em gás, Pull-down capture – captura por puxão, interação colisional ou por encontros próximos com satélites pré-existentes, capturas de planetesimais durante encontros planetários e captura de asteróides binários. Considerando a dinâmica de 4-Corpos, investigamos numericamente a viabilidade de um modelo no qual um ente de um asteróide binário é capturado após sofrer um encontro próximo com um Júpiter, avaliando as condições que propiciam a captura de cada um dos membros, realizando um mapeamento dos parâmetros de modo... The existence of irregular satellites has been the focus of scientific interest for many years. That is due to their peculiar orbital features, i.e., highly eccentric orbits, large distance from the planet and, usually, with high inclination and many of them are retrograde. There are very well characterized families of irregular satellites, whose origin were not explained yet. These features suggest that irregular satellites were not formed together with the planet, during its formation stage, as were the regular ones. Therefore, an explanation for their existence is the gravitational capture of asteroids, originally in heliocentric orbits, that had a close encounter with the planet. However, considering only the Restrict Three Body Problem dynamics, it is not possible to accomplish permanent captures, being necessary the existence of an auxiliary mechanism. Then, several models were proposed in order to generate a permanent capture. Among the most important we found Gas drag dissipation, Pull-down capture, collisional and close encounters interactions with regular satellites, capture during planetary encounters and capture of binary asteroids. The current research had assessed how viable is a 4-body mechanism in which a member body of a binary asteroid remain captured after a close encounter with Jupiter. In order to accomplish that, we have mapped a set o parameters in order to find the proper conditions to yield the capture of one member. From the main results it is shown a very well permanent capture probability of the minor member when the primordial binary asteroid disrupts at a suitable “quadrature” configuration. Finally, it is also shown that this capture mechanism is well explained through energy exchanges.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:32:09Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2009-08-27Bitstream added on 2014-06-13T18:43:07Z : No. of bitstreams: 1 chanut_tgg_dr_guara.pdf: 931615 bytes, checksum: eb9339c7c510483431d4b235ce98cea8 (MD5) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Neste trabalho de tese exploramos a sugestão de Barge e Sommeria (1995) de captura de partículas em vórtices anticiclônicos que se formam devido a instabilidades na nebulosa proto-planetária. O problema dinâmico foi estudado através de simulações de um disco kepleriano bidimensional e incompressível. Examinamos o processo de concentração de partículas dentro de grandes vórtices através das equações do movimento para partículas individuais (com tamanho de 50 cm e 2,12 m) submetidas à gravidade solar e ao arrasto do gás nebular. Os vórtices levam à captura de um grande número de partículas. Mostramos que a eficácia das capturas não depende somente do valor do arrasto gasoso e da elongação do vórtice mas também do modelo do disco proto-planetário escolhido. Um achado muito importante nesse trabalho de tese pode começar a responder à questão sobre a formação planetária: colapso gravitacional ou coagulação? Quando incluímos a auto-gravidade, os resultados que obtivemos mostram que a acumulação das partículas dentro do vórtice é bem mais rápida. É um ponto muito importante na formação dos núcleos planetários até hoje bastante discutido. De fato, a formação dos núcleos planetários dos planetas gigantes precisa da acumulação de material maior que 1MÅ em muito pouco tempo para que o colapso ocorra antes do efeito gravitacional dentro do vórtice começar a expulsar os planetesimais A auto-gravidade até então bastante negligenciada por muitos autores pode ser uma ferramenta essencial a ser incluída no modelo de formação planetária para explicar tal fato. Outro resultado interessante que obtivemos foi que o crescimento por auto-sedimentação das partículas com tamanho sub-métrico, não é muito eficiente para formar planetesimais. Parece que os vórtices capturam partículas com um tamanho preferencial para formar planetesimais ou núcleos planetários. In this thesis, we explore the suggestion of Barge & Sommeria (1995) of dust-trapping in anticyclonic vortices forming due to instabilities in the protoplanetary nebula. The dynamical problem is studied through numerical simulations of a two-dimensional incompressible Keplerian disc. We examine the process of particle concentration inside large vortex through a non-collisional N body’s code for individual particles (with sizes of 50 cm and 2,12 m) subject to the solar gravity and the nebular gas drag. The vortices tend to capture a large number of particles. We show that the effectiveness of these captures depend not only on the value of the gaseous drag and the elongation of the vortices but also on the model of the protoplanetary disc chosen. A very important finding in this thesis can start to answer the question of the planetary formation: gravitational collapse or coagulation? When we include the self-gravity, the results that we found show that the accumulation of particles inside the vortices is faster. It is a very important point in the formation of planetary embryo until today highly discussed. In fact, the formation of the giant planets embryo need the accumulation of more material than 1MÅ in a very short time such that the collapse occurs before the gravitational effect inside the vortices start to eject the planetesimals. Self-gravity, until now neglected by many authors could be an essential tool to be included in planetary formation model to explain such fact. Another interesting result that we got was that the growth for auto-sedimentation of particles with sub-metric size, is not very efficient to form planetesimal. It seems that vortices capture particles with a preferential size to form planetesimals or planetary cores.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2009-02-20Bitstream added on 2014-06-13T18:07:03Z : No. of bitstreams: 1 costa_aif_me_guara.pdf: 12656046 bytes, checksum: d12f9cc2fe08d18561268d465751ded8 (MD5) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Nesse trabalho estudamos o processo de acresção de massa, como um possível mecanismo de formação de satélites coorbitais. Saturno é o único planeta conhecido a possuir sistemas de satélites coorbitais. Esses são, Tétis que possui Telesto em L4 e Calipso em L5 e também Dione que é coorbital com Helene e Polideuces, onde esses ocupam L4 e L5 respectivamente. Além desses há um par de satélites de massas comparáveis chamado Janus-Epimetheus que num sistema girante perfazem ambos órbitas do tipo ferradura. O sistema estudado constitui-se de Saturno (corpo central), um proto-satélite e uma nuvem de planetesimais distribuidos aleatorioamente dentro da região coorbital do sistema em torno de um dos pontos Lagrangianos estáveis. A massa relativa do proto-satélite é 10−6, para os planetesimais a massa relativa é de 10−12, 10−13 ou 10−14 . A colisão inelástica entre os corpos do sistema é considerada, mas um estudo das velocidades relativas de colisão é feito. Os resultados das simulações mostram a formação de corpos maiores, devido as colisões entre os planetesimais, dentro da região coorbital. Alguns planetesimais apresentam movimento coorbital capturados em torno dos pontos Lagrangianos, e ainda apresentam massa nal próxima a dos satélites coorbitais de Saturno. In this work, the process of accretion mass, as a possible mechanism for the coorbital satellites formation was studied. Saturn is the unique known planet to have coorbital satellite systems. These ones are Tethys which has Telesto around L4 and Calypso around L5 and also Dione which is coorbital with Helene and Polideuces where these ones occupy L4 and L5, respectively. Besides these ones there are some satellites called Janus-Epimetheus with masses comparable in a system where both have horseshoe-type orbits. The studied system is the case of Saturn (central body), a proto-satellite and a cloud of planetesimals randomly distributed within the region of coorbital system around one of the stable Lagrangian's points. The relative proto-satellite mass is 10−6, the relative mass for planetesimal is 10−12, 10−13 or 10−14. The inelastic collision among the planetesimals of the system is considered, but a study of the relative speed of collision is done. The results of the simulations show the formation of bigger planetesimals, due to of the collisions between planetesimals within the horseshoe region. Some planetesimals show coorbital movement captured around Lagrangian's points, and yet show nal mass close to the coorbital Saturn satellites.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2007-07Bitstream added on 2014-06-13T20:33:09Z : No. of bitstreams: 1 rodrigues_tff_me_guara.pdf: 3882200 bytes, checksum: e4811cba55aa397290361e12d6eed278 (MD5) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Universidade Estadual Paulista (UNESP) Neste trabalho investigamos a estabilidade de sistemas de satélites coorbitais de Saturno. Estudamos os satélites Tétis e Dione que possuem coorbitais, mas também investigamos as regiões de Mimas e Encelado que ainda não possuem nenhum satélite coorbital conhecido, no intuito de investigar a possibilidade de existência e ainda delimitar as fronteiras das regiões estável e do instável. Para encontrarmos possíveis satélitescoorbitais a Mimas ou Encelado,ou ainda explicar a ausência dos mesmos, e ainda delimitar as regiões de estabilidade de Dione e Tétis utilizamos o método do expoente H, que é uma medida da difusão do sistema baseada em uma lei de potência. O expoente H foi calculado com difusão em semieixo maior, longitude e excentricidade. Além do mapeamento do expoente H, fizemos o gráfico da evolução do desvio padrão e a contagem de picos, para assim verificarmos se não há nenhum tipo de erro na contagem de picos e seu comportamento. Também fizemos o gráfico do valor do expoente H em função do semi-eixo maior para cada satélite, onde são encontrados resultados relevantes. Para Dione e Tétis constatamos que ambos possuem regiões de estabilidade e instabilidade. Para Encelado e Mimas concluímos que eles também possuem regiões de baixa difusão e que poderiam perfeitamente abrigar coorbitais, que possivelmente se perderam durante a migração de Encelado para sua posição atual. In the present work we investigate the stability of Saturn’s coorbital satellite systems. We studied the satellites Thetis and Dione, which have coorbital satellites, but we also studied the regions of Mimas and Enceladus, which do not have any coorbital satellites known, in order to investigate the possibility of their existence and also to determine the borders of the stable and unstable regions. In order to find possible coorbitals of Mimas or Enceladus, or even explain the lock of them, and also to determine the stability regions of Dione and Thetis we used the method of the expoent H, which gives a measure of the system’s diffusion based on a power law. The H expoent was computed for diffusion in semi-major axis, longitude and excentricity. We generated maps of the H expoent and plots of the standard deviation evolution and of the pics, in order to identify any counting mistakes. We also produced plots the values of the H expoent as a function of the semi-major axis for each satellite, where we found some relevant results. In the cases of Dione and Thetis we found that both have regions of stability and unstability. In the case of Enceladus and Mimas we concluded that they also have low diffusion regions, that could harbour coorbital satellites. However, they were probably lost during the migration of Enceladus towards its present position.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2007-02Bitstream added on 2014-06-13T20:13:59Z : No. of bitstreams: 1 araujo_ran_me_guara.pdf: 540167 bytes, checksum: 19447329cebde1ebf3fd733fca4193d8 (MD5) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Universidade Estadual Paulista (UNESP) Neste trabalho é feito o estudo do fenômeno da captura gravitacional temporária e do conceito de esfera de influência, considerando o papel da velocidade relativa. Este estudo foi feito através de simulações numéricas do problema circular restrito de três corpos e através do monitoramento da energia do problema de dois corpos. No caso da captura gravitacional temporária nós acompanhamos a variação de energia do problema de dois corpos (partícula-corpo secundário), de uma partícula que sofre um encontro próximo com um corpo massivo (um planeta, por exemplo). A evolução dessa energia mostra se a partícula foi capturada, ou não, para algumas condições iniciais específicas. Este procedimento resultou na obtenção de funções matemáticas que permitem o cálculo do chamado raio de captura em função da velocidade relativa. No estudo numérico da esfera de influencia, a variação da energia do problema de dois corpos no tempo também foi acompanhada, mas desta vez nós acompanhamos a energia do problema partícula-corpo central, para uma partícula que sofre um encontro próximo com o corpo secundário. A evolução desta energia mostra se a partícula foi afetada significativamente, ou não, pela influência gravitacional do corpo secundário, para condições iniciais específicas. Este procedimento resulta na obtenção de funções matemáticas que permitem o cálculo do raio da esfera de influência em função da velocidade relativa. Finalmente, a manobra de swing-by foi aplicada no estudo do caso dos asteróides Vesta e Magnya com o objetivo de explicar sua distante localização orbital em relação aos demais membros da família do asteróide Vesta. Este estudo mostrou que uma mudança na órbita do Magnya não seria proporcionada apenas pelo swing-by, e que ele deveria sofrer a ação de outros mecanismos para causar tal mudança. This work studies the phenomenom of the temporary gravitational capture and the concept of sphere of influence, taking into account the relative velocity. It has been done through numerical simulations of the restricted three-body problem, and through the analysis of the two-body energy. In the case of the temporary gravitational capture we followed the temporal variation of the two-body energy (particle-secondary body) of a particle that suffers a close enconter with a massive body (a planet, for instance). The evolution of such energy shows if the particle was captured or not, for some specific initial conditions. This procedure results in mathematical functions to calculate the so called capture radius as a function of the relative velocity. In the numerical study of the sphere of influence, we also followed the temporal variation of the two-body energy but, at this time, we followed the energy particle-central body of a particle that suffers a close encounter with a massive body (called secondary body). The evolution of such energy shows if the particle was significantly affected by the gravitational influence of the secondary body or not, for some specific initial conditions. This procedure results in mathematical functions to calculate the sphere of influence as a function of the relative velocity. Finally, the swing-by maneuver was applied in the study of the case of the asteroids Vesta and Magnya, in order to explain its distant orbital localization relative to the localization of the others members of the Vesta’s family. This study showed that a change in the orbit of Magnya would not be proporcioned only by the swing-by, and that the asteroid Magnya should suffer the action of others mechanisms to cause it.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2005Bitstream added on 2014-06-13T18:28:53Z : No. of bitstreams: 1 chanut_tgg_me_guara.pdf: 2285261 bytes, checksum: d13950194a9ae47166573a8ecddd3d56 (MD5) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Universidade Estadual Paulista (UNESP) Neste trabalho estudamos as trajetórias de planetesimais , onde as órbitas decaem devido ao efeito de arrasto gasoso e são perturbadas pela gravidade de um satélite planetário cuja órbita é excêntrica. Cada planetesimal sofre basicamente uma dessas três possibilidades: (1) captura em ressonância com o satélite, (2) colisão com o satélite, acrescendo a massa do satélite, ou (3) difusão, passagem pelo satélite continuando a decair. Para algumas combinações da constante de arrasto e da excentricidade do satélite, mais de 10% dos planetesimais que encontram o satélite são capturados numa ressonância 1/1 com o satélite. Na maioria dos casos, essa captura ocorre devido à máxima aproximação desses planetesimais em relação ao satélite. Neste estudo, as condições iniciais são tais que não existe mais o ponto L4, porém, para altas excentricidades (0.05), ele acaba reaparecendo. A contribuição para a acreção de massa do satélite é de cerca de 30% do total das simulações. Na maioria dos casos, essa acreção planetária ocorre para pequenos valores da constante de arrasto e da excentricidade do satélite. Finalmente, as difusões representam o maior número das simulações e estão diretamente ligadas ao valor da constante de arrasto gasoso. In this work, we study trajectories of planetesimals whose orbits decay due to gas drag and are perturbed by the gravity of a planetary satellite on an eccentric orbit. Each planetesimal ultimately suffers one of the three possible fates: (1) trapping in a mean motion resonance with the satellite, (2) collision with the satellite increasing the satellite mass, or (3) diffusion, crossing the orbit of the satellite. For some combinations of drag rate and planetary eccentricity, over 10% of the planetesimals, which encounter the satellite, are trapped in the 1/1 resonance. In most of the cases, this trapping occurs due to a close approach between the planetesimal and the satellite. In this study, the initial conditions are such, that in theory, L4 does not exist anymore, but to a large satellite eccentricity (0.05), it reappears. The contribution for the mass accretion of the satellite is about 30% of the whole simulations. In most of the cases, this satellite accretion occurs for a low gas drag and satellite eccentricity. Finally, the diffusions represent the larger part of the simulations and are directly connected to the value of the drag rate.