Search

En este trabajo presentamos un nuevo código de evolución colisional del Cinturón de Asteroides, ubicado entre Marte y Jupiter. Ceres y Vesta son los cuerpos más grandes y masivos del cinturón de Asteroides. Si bien no han sufrido impactos catastróficos, han transcurrido por eventos de craterización. Se ha detectado una familia de asteroides asociada a Vesta, sin embargo, ninguna se ha encontrado para Ceres. En este trabajo, realizamos simulaciones numéricas que representan la evolución colisional del cinturón de asteroides a lo largo de la edad del Sistema Solar. Para ello, desarrollamos un código que sigue el modelo delineado por el código BOULDER en el que, para una dada colisión entre 2 asteroides, se predice la masa del mayor remantente, mayor fragmento y la pendiente de la distribución acumulada de fragmentos. Además, para una descripción más realista del mismo, realizamos una división del Cinturón de Asteroides en 6 poblaciones (inner, middle, pristine, outer, cybele, high inclination), delimitadas por las resonancias de movimientos medios con Jupiter, considerando sus respectivas probablilidades y velocidades de impactos mutuos. Este trabajo permitirá cuantificar la tasa generación de fragmentos de Ceres y Vesta, y la vinculación entre dichos fragmentos con las poblaciones de NEAs y otros asteroides del cinturón., Universidad Nacional de La Plata

This work is the second part of a project that attempts to analyze the formation of Solar system analogues (SSAs) from the gaseous to the post-gas phase, in a self-consistently way. In the first paper (PI) we presented our model of planet formation during the gaseous phase which provided us with embryo distributions, planetesimal surface density, eccentricity and inclination profiles of SSAs, considering different planetesimal sizes and type I migration rates at the time the gas dissipates. In this second work we focus on the late accretion stage of SSAs using the results obtained in PI as initial conditions to carry out N-body simulations. One of our interests is to analyze the formation of rocky planets and their final water contents within the habitable zone. Our results show that the formation of potentially habitable planets (PHPs) seems to be a common process in this kind of scenarios. However, the efficiency in forming PHPs is directly related to the size of the planetesimals. The smaller the planetesimals, the greater the efficiency in forming PHPs. We also analyze the sensitivity of our results to scenarios with type I migration rates and gap-opening giants, finding that both phenomena act in a similar way. These effects seem to favor the formation of PHPs for small planetesimal scenarios and to be detrimental for scenarios formed from big planetesimals. Finally, another interesting result is that the formation of water-rich PHPs seems to be more common than the formation of dry PHPs., Instituto de Astrofísica de La Plata

En esta Tesis Doctoral estudiamos la formación, evolución y probabilidad de detección de planetas de tipo terrestre orbitando objetos de masa 0,08 M⊙ cercana al límite subestelar. Para estudiar el proceso de formación y evolución planetaria en tales sistemas, desarrollamos experimentos numéricos haciendo uso de un código de N-cuerpos preexistente, al cual modificamos incluyendo de manera secuencial efectos relevantes a los escenarios de trabajo. En una primera instancia, analizamos los procesos de formación y evolución planetaria posteriores a la disipación del gas en el disco. Para ello, se incluyó en el código de N-cuerpos los efectos de marea con la contracción y evolución del período de rotación del objeto central, y efectos de relatividad general. El resultado más importante es que ambos efectos juegan un rol primario en la evolución de los sistemas ya que permiten la supervivencia de planetas de tipo terrestre en órbitas compactas cercanas al objeto central e incluso dentro de la zona habitable. En una segunda instancia, analizamos la formación y evolución planetaria incluyendo etapas tempranas en las que está presente un disco de gas y etapas posteriores a la disipación del disco. Para la interacción entre los embriones planetarios y el gas del disco adoptamos dos prescripciones diferentes e independientes de la literatura que fueron incluidas en el código de N-cuerpos que previamente modificamos incluyendo los efectos de marea y relatividad general. La estructura del disco de gas es descripta a partir de perfiles radiales de densidad superficial, temperatura y altura. Los resultados indican que las propiedades físicas y orbitales de los planetas dependen fuertemente de la prescripción utilizada para modelar la interacción entre los embriones y el gas. Sólo una prescripción permite la supervivencia de planetas en la zona habitable y, además, da lugar a una distribución de cociente de períodos orbitales de planetas adyacentes que es consistente con la derivada a partir de exoplanetas de tipo terrestre observados alrededor de estrellas con masas M⋆ < 0,14 M⊙. Finalmente calculamos la probabilidad de detección de los sistemas simulados y de los pocos planetas terrestres observados en torno a objetos cercanos al límite subestelar. Para ello desarrollamos un código que simula tránsitos, cambios en velocidad radial y en movimiento propio de estrellas debido a la interacción con sus sistemas planetarios e incluyendo valores realistas de errores y muestreo temporal. Empleamos un análisis de frecuencias básico para la detección de planetas. Para estrellas a distancias d ≤ 12 pc los resultados muestran que el método de velocidad radial es el más eficiente y permite la detección de 100% de sistemas como los observados y de hasta 85% para los sistemas simulados. Con el método de tránsito se detecta 2% de los sistemas observados y 1% de los sistemas simulados. Los resultados muestran que el método de movimientos propios no es capaz todavía de detectar los sistemas de interés pero calculamos que lo será con los datos de Gaia DR5. Entender la formación y evolución de planetas terrestres en el límite subestelar es fundamental para estimar el número de planetas habitables en la Galaxia. Esta tesis aporta resultados relevantes para el tratamiento teórico de estos sistemas y ofrece estimaciones realistas sobre la detección de las contrapartes observacionales., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

Durante los ultimos años, el número de exoplanetas descubiertos a partir de la aplica- ción de diferentes técnicas de detección ha superado los 4100. Estos descubrimientos han abierto la puerta a una nueva era de investigaciones, las cuales nos desafían de manera continua en pos de comprender la verdadera naturaleza de la gran diversidad de planetas que se encuentran orbitando alrededor de otras estrellas. Desde un punto de vista teórico, los algoritmos numéricos más utilizados para analizar los procesos de formación y evolución planetaria son los denominados códigos de N- cuerpos. Estas herramientas numéricas resultan ser extremadamente eficientes para este tipo de tareas, ya que nos permiten computar las perturbaciones gravitacionales de una población de cuerpos masivos y describir su evolución. En particular, los códigos de N-cuerpos son principalmente utilizados para el desarrollo de simulaciones de acreción, las cuales nos conducen a la formación de un sistema planetario a partir de un conjunto de protoplanetas. Por muchos años, la gran mayoría de los trabajos destinados a analizar las propiedades físicas y dinámicas de planetas de tipo terrestre formados en una amplia diversidad de sistemas se basaron en la utilización de códigos de N-cuerpos cuya hipótesis principal establece que todas las colisiones derivan en mezclas perfectas, las cuales conservan la masa y el contenido de agua de los cuerpos interactuantes. Sin embargo, resulta claro que dicha hipótesis de trabajo genera un modelo simplificado que podría conducirnos a derivar resultados espúrios concernientes a las propiedades de los planetas formados en un dado sistema. Motivados por el hecho de contar con una herramienta de trabajo más precisa, el objetivo principal de la presente Tesis Doctoral fue llevar a cabo la construcción íntegra de un código numérico de N-cuerpos capaz de desarrollar un tratamiento realista de los procesos colisionales que tienen lugar durante la formación y evolución de un sistema planetario. El algoritmo colisional modelado estuvo basado en resultados de simulaciones hidrodinámicas, las cuales determinan diferentes regímenes dependiendo de la energía y el ángulo de impacto asociados a cada colisión. El código de N-cuerpos construido fue escrito en FORTRAN 90 y ha sido llamado D3. A partir del desarrollo del código de N-cuerpos D3, hemos llevado a cabo diversas aplicaciones con el objetivo central de analizar los procesos físicos y dinámicos asociados a la formación de planetas terrestres alrededor de estrellas de tipo solar en diferentes escenarios. En primera instancia, focalizamos la investigación en sistemas con gigantes gaseosos análogos a aquellos de nuestro Sistema Solar (Escenario I). Luego, centramos nuestro estudio en sistemas planetarios sin gigantes gaseosos debido a su elevada tasa de ocurrencia en el entorno solar (Escenario II). En particular, los análisis detallados estuvieron orientados fundamentalmente en pos de determinar las propiedades físicas de aquellos planetas de tipo terrestre formados en los diferentes escenarios de trabajo en la denominada zona de habitabilidad (ZH). Nuestro interés puso su foco en describir la estructura y composición de tales planetas, poniendo un énfasis particular en sus contenidos finales de agua. Haciendo uso del código D3, desarrollamos un total de 72 simulaciones de N-cuerpos para cada uno de nuestros dos escenarios de trabajo. En particular, 48 simulaciones fueron realizadas adoptando un modelo colisional realista para el tratamiento de los eventos de impacto, mientras que las 24 restantes asumieron un algoritmo simple con la hipótesis de que todas las colisiones derivan en mezclas perfectas. En términos generales, los sistemas planetarios producidos en nuestros dos escenarios de trabajo no muestran una fuerte dependencia con el modelo colisional adoptado para el desarrollo de las simulaciones de N-cuerpos en lo que respecta a la distribución de semiejes finales, al número total de planetas resultantes, y al número de planetas sobrevivientes en la ZH. Sin embargo, diferencias significativas son observadas en las propiedades físicas y orbitales de los planetas resultantes en ambos escenarios de estudio cuando se comparan simulaciones desarrolladas a partir de un modelo colisional realista y un modelo simple que sólo asume mezclas perfectas. En este sentido, nuestros análisis muestran que, por un lado, los planetas formados a partir de simulaciones de N-cuerpos que incluyen una prescripción colisional realista resultan ser menos masivos que aquellos producidos a partir de experimentos numéricos que sólo consideran mezclas perfectas. Por otra parte, las excentricidades orbitales de los planetas formados resultan ser menores cuando un modelo colisional realista es incluido en el desarrollo de las simulaciones. En lo que respecta a los planetas que sobreviven en la ZH, los resultados obtenidos son muy variados y dependientes del escenario dinámico de trabajo. En efecto, en sistemas que albergan gigantes gaseosos análogos a aquellos de nuestro Sistema Solar, los planetas que finalizan en la ZH pueden ser de dos clases independientemente del modelo colisional adoptado para el desarrollo de las simulaciones. Por un lado, planetas cuyas zonas de alimentación están restringidas a un entorno de la ZH, los cuales son llamados Clase A. Por otra parte, planetas con zonas de alimentación más ampliadas que alcanzan regiones más allá de la línea de hielo, los cuales son denominados Clase B. Mientras que los planetas Clase A poseen muy bajos contenidos de agua en su composición final, los planetas Clase B son verdaderos mundos de agua, mostrando contenidos porcentuales que pueden llegar hasta un 50 %. Nuestros resultados muestran que los contenidos finales de agua de los planetas Clase B no son sensibles al modelo colisional adoptado para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Sin embargo, la situación es más compleja para los planetas Clase A. En efecto, en este caso, los fragmentos colisionales generados en simulaciones con modelos realistas juegan un rol primario en las propiedades físicas finales de tales planetas. Además, el contenido final de agua de los mismos depende fuertemente del modelo adoptado para describir el transporte de volátiles luego de cada evento de impacto. En sistemas que no albergan gigantes gaseosos, la gran mayoría de los planetas que sobreviven en la ZH son aquellos clasificados como Clase B. Al igual que en el escenario dinámico anterior, la supervivencia de estos mundos de agua en la ZH no depende del modelo colisional adoptado para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Además, los contenidos finales de agua de dichos planetas muestran valores similares entre experimentos de N-cuerpos que utilizan un modelo colisional realista y aquellos que sólo asumen mezclas perfectas. Un resultado importante derivado a partir de la presente investigación indica que la incorporación de un modelo colisional realista que incluye fragmentación e impactos del tipo hit & run NO resulta ser una barrera para la formación y supervivencia de mundos de agua en la ZH alrededor de estrellas de tipo solar en diferentes escenarios dinámicos. Otro de los puntos importantes de nuestra investigación estuvo centrado en analizar la estructura y composición de los planetas terrestres que sobreviven en la ZH en nuestros dos escenarios de trabajo. En particular, analizamos la evolución temporal del núcleo y de un manto compuesto de roca y agua para cada uno de los modelos colisionales adoptados para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Cuando se asume que todos los eventos de impacto derivan en mezclas perfectas, las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas resultantes en la ZH conservan su valor inicial asignado, aunque se observan cambios en las fracciones individuales finales de roca y agua respecto de sus contenidos primordiales. Cuando un modelo colisional realista es incluido en las simulaciones de N-cuerpos, las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas que sobreviven en la ZH No conservan su valor inicial, pudiendo experimentar cambios drásticos a lo largo de la historia evolutiva. De acuerdo a nuestro análisis, la inclusión de un tratamiento realista de los procesos colisionales permite una mejora substancial en la descripción de las diferentes estructuras asociadas a los planetas de tipo terrestre formados en nuestros escenarios de trabajo. Finalmente, desarrollamos un estudio con el fin de evaluar la sensibilidad de nuestros resultados a la elección de la masa mínima Mmin asociada a los fragmentos generados en un evento de impacto en aquellos experimentos de N-cuerpos que incluyen fragmentación en nuestros dos escenarios de trabajo. Los análisis muestran que la frecuencia de colisiones, el número de planetas resultantes, la distribución de masas y excentricidades planetarias, así como también sus tiempos de formación no muestran una fuerte dependencia con el parámetro M min . Sin embargo, es posible observar variaciones a considerar en las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas que sobreviven en la ZH en función del Mmin , mostrando incluso diferencias en las fracciones finales individuales de roca y agua que componen el manto. Esta investigación nos sugiere la necesidad de desarrollar una elección cuidadosa del parámetro Mmin , la cual podría ser realizada en conformidad con los objetivos a alcanzar en los experimentos numéricos. La presente Tesis Doctoral representa el inicio de una nueva era de investigaciones en la cual nos centramos en describir de manera más realista las propiedades físicas de los planetas terrestres formados en una amplia diversidad de sistemas. Los objetivos generales que nos hemos propuesto nos conducirán a obtener una mejor comprensión sobre las características de los planetas que orbitan estrellas de diferentes tipos espectrales, derivando resultados concluyentes sobre la real naturaleza de los mismos., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

En nuestro trabajo estudiamos el rol dinámico de planetas gigantes masivos en sistemas planetarios que orbitan una estrella central de tipo solar, una vez disipado el gas del disco. Nos focalizamos en el estudio de la última etapa evolutiva de un sistema planetario, una vez formado un planeta gigante gaseoso en el sistema, con el fin de entender cómo afectan estos a la formación de planetas terrestres (planetas rocosos con una delgada capa gaseosa). Para llevar a cabo el análisis en esta etapa postgas, realizamos simulaciones de N − cuerpos utilizando el código Mercury, partiendo de distribuciones iniciales de embriones y planetesimales, calculadas a partir de perfiles de densidad superficial del gas y sólidos de un disco protoplanetario, y de un gigante masivo formado antes de que el gas se disipara del disco. Para cumplir nuestro objetivo de estudio, 163 simulaciones fueron realizadas variando en cada escenario la masa del gigante, siendo 3 Mj, 2 Mj, 1.5 Mj, 1 Mj, 1 Ms y 0.5 Ms, donde Mj representa la masa de Júpiter y Ms la masa de Saturno, las masas elegidas en cada caso. Dividimos nuestro análisis en dos áreas: el rol dinámico del gigante como perturbador masivo del sistema, y el rol del gigante en la formación de planetas potencialmente habitables. - Planeta gigante, como perturbador del sistema: estudiamos los cambios que sufre un sistema planetario, en su última etapa de evolución, en el cual se encuentra un único planeta gigante. Analizamos los cambios respecto a la acreción, eyección y supervivencia de los cuerpos del sistema en relación a cada gigante de cada escenario elegido. - Planeta gigante, como indicador de habitabilidad: analizamos en cada escenario como varía la cantidad y el tipo de planeta que logra ubicarse en la zona habitable, al finalizar cada simulación en relación con el planeta gigante considerado. Luego del análisis desarrollado en nuestro trabajo, presentamos los puntos de interés más relevantes: - Los gigantes más masivos de nuestro trabajo, 2 Mj y 3 Mj, son los que remueven más eficientemente embriones ricos en agua, principalmente a partir de eyecciones. - El escenario de 1 Mj parece representar un límite más allá del cual la eficiencia de migración de embriones externos comienza a disminuir. - Los perturbadores de 1 Ms, 1 Mj y 1.5 Mj son los escenarios más permeables, permitiendo el paso de una mayor cantidad de embriones externos al sistema interior, y más eficientes para la formación de mundos de agua en la zona habitable. - La formación de planetas en la zona habitable parece ser un proceso común en todos nuestros escenarios de trabajo, aunque en ninguno se formó un planeta tipo Tierra. - El perturbador de 0.5 Ms es el único que migra hacia el sistema interior en todas las simulaciones. Nos preguntamos cual será el límite para este tipo de comportamiento., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

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., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

Como indica el título de esta tesis, el objetivo general de nuestro trabajo es poder analizar la diversidad de sistemas planetarios que podrían formarse alrededor de estrellas de tipo solar y sin gigantes gaseosos. Nuestro interés particular es estudiar estos sistemas en discos de baja masa, pues podemos asegurar que en ellos no hay posibilidad de formar planetas gigantes gaseosos. Para poder lograr este análisis desarrollamos simulaciones de N-cuerpos orientadas a estudiar el proceso de formación de planetas terrestres. Las simulaciones tienen en cuenta distintos escenarios, consideran discos protoplanetarios con diferentes perfiles de densidad superficial y utilizan distintas configuraciones físicas y orbitales para formar los sistemas planetarios. Luego, el objetivo principal de este trabajo es analizar la potencial habitabilidad de los planetas terrestres que se forman en dichos sistemas y tratar de determinar teóricamente si son blancos de interés observacional. Básicamente nuestro estudio está orientado a responder la siguiente pregunta: ¿si existiera la posibilidad de observar sistemas formados únicamente por planetas de tipo terrestre, sería interesante estudiarlos en detalle?, ¿son los sistemas planetarios con sólo planetas terrestres blancos de interés astrobiológico?, ¿valdría la pena orientar nuestros grandes telescopios e instrumentos a este tipo de sistemas?, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas