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Planetologia Extrasolare Cenni teorie formazione pianeti Extrasolari R.U. Claudi.

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Presentazione sul tema: "Planetologia Extrasolare Cenni teorie formazione pianeti Extrasolari R.U. Claudi."— Transcript della presentazione:

1 Planetologia Extrasolare Cenni teorie formazione pianeti Extrasolari R.U. Claudi

2 Le orbite dei pianeti sono quasi circolari e complanari I pianeti giganti si formano solo a grandi distanze dalla stella centrale Nelle zone centrali (ed in particolare nella regione di abitabilità) dovrebbero formarsi pianeti rocciosi Previsioni del modello standard

3 Migrazione: 3 processi fisici distinti 1) Il pianeta interagisce marealmente con il disco di gas (e polvere). Avviene nei primi 3-5 Myr, poi il disco di gas viene dissipato. Caso degli hot Jupiters? 2) Migrazione per scattering di planetesimi. Avviene nelle fasi finali di formazione dei pianeti e continua fino a che tutti i planetesimi sono stati spazzati via. Il sistema solare. E il caso anche di altri pianeti extrasolari? 3) Migrazione per espulsione di uno o piu pianeti dal sistema. Avviene al termine del processo di formazione planetaria, dopo un periodo di evoluzione dinamica caotica. E il caso di pianeti extrasolari eccentrici?

4 Conservazione dellenergia GM ٭ / 2 ( 1 / a p + 1 / a s ) = GM ٭ / 2 ( 1 / a p ) Sempre migrazione verso linterno Migrazione per close encounters (S-U-N) H = (a (1 – e 2 ) ) ½ cos i Componente z di L Se H > H p migrazione verso esterno Se H < H p migrazione verso interno Migrazione per scattering (solo G)

5 Migrazione di tipo I: pianeti piccoli. migrazione verso linterno Risonanze di Lindblad e corotanti (gia note per i dischi planetari) causano la formazione di onde di densita a spirale, trasferimento di momento angolare dal pianeta al disco. Il momento torcente delle risonanze esterne piu forte rispetto a quelle interne: migrazione verso linterno Corotante: m (n - P ) = 0 Lindblad: m (n - p) = ± Verticale: m (n - p) = ± p = pattern speed: velocita angolare dei termini perturbativi nello sviluppo del potenziale gravitazionale del pianeta m p = m n p + k p + p p cr = j p + j + p p + p + q p + q Attenzione: n non e Kepleriano per la pressione del gas! n gas < n Kep

6 Problema: un pianeta di 10 M Terra a 5 AU in un disco con 0.02 M sole cade nel sole in 8 x 10 4 anni!! I = ( ) -1 M star 2 / (M p r p 2 ) (c / r p p ) 2 p -1 Differenza tra i momenti torcenti esterno e interno Onde di densita causate da risonanze

7 migrazione di tipo II Il pianeta cresce e si forma un gap in corrispondenza allorbita del pianeta: migrazione di tipo II Variazione di densita nel disco. II = 3 x 10 5 ( / ) -1 yr

8 Migrazione tipo I Massa del pianeta 1 M Terra Il pianeta cresce rapidamente in massa: 10 M Terra Migrazione tipo II Il pianeta raggiunge la sua massa finale mentre rimane agganciato al moto viscoso del disco. Cosa impedisce al pianeta di cadere sulla stella?

9 Quando la pressione magnetica del campo della stella equivale la pressione dovuta allevoluzione viscosa del disco la materia viene deviata dal campo. Il disco viene svuotato e linflow segue le linee di campo. Questo avviene in prossimita del raggio di corotazione. R c = (GM * P * / 4 2 ) 1/3 Periodo di rotazione delle stelle T-Tauri ~ 1-10 giorni P = 1 giorno Rc ~ 0.02 AU P= 5 giorni Rc ~ 0.06 AU P = 10 giorni Rc ~ 0.09 AU 21 pianeti extrasolari orbitano entro 0.09 AU dalla stella (51 Peg, Ups And b, Tau Boo......) LA MAGNETOSFERA DELLA STELLA

10 PROBLEMA 1: SISTEMARE I TEMPI SCALA Formazione pianeti giganti: Core-accretion: ~ 2-5 x 10 6 yr Instabilita: ~ 10 3 yr Migrazione planetaria: Tipo 1: 10 4 – 10 5 yr Tipo 2: 10 5 – 10 6 yr Vita media del disco di gas: 2-5 x 10 6 yr PROBLEMA 2: LE ORBITE DI MOLTI PIANETI SONO ECCENTRICHE Migrazione planetaria richiede orbite circolari. Se orbite eccentriche (e > 1.1 h/r) la migrazione puo anche invertirsi! (Papaloizou & Larwood 2000)

11 PROBLEMA 3: SISTEMI CON PIU DI UN PIANETA. 1) Per la migrazione di tipo I, cosa succede alle onde di densita? Se sovrapposizione, i momenti torcenti si intrecciano. Non ci sono simulazioni al momento. 2) Le mutue perturbazioni tra i pianeti fanno aumentare le eccentricita e la migrazione si puo invertire. Inoltre, non si sa se il pianeta riesce ad aprire un gap in presenza delle perturbazioni del secondario. Mancano simulazioni e i vari autori glissano.... PROBLEMA 4: LA MIGRAZIONE PER SCATTERING DI PLANETESIMI RICHIEDE DENSITA VOLTE LA MMSN PROBLEMA 4: LA MIGRAZIONE PER SCATTERING DI PLANETESIMI RICHIEDE DENSITA VOLTE LA MMSN (Murray et al. 1998).

12 3. Interazioni tra pianeti giganti(modello dei Jumping Jupiter) 3. Interazioni tra pianeti giganti (modello dei Jumping Jupiter) ( Weidenschilling & Marzari 1996 ; Marzari & Weidenschilling 2002 ) 1) 2) 3) modello standard I pianeti giganti si formano oltre la frost–line secondo il modello standard (fase caotica) I pianeti effettuano incontri ravvicinati (fase caotica) Espulsione Espulsione di un pianeta in orbita iperbolica Inserimento Inserimento di un altro in orbita eccentrica, interna ed inclinata, interna ed inclinata, Le orbite sono interne, eccentriche e con elevate inclinazioni mutue

13 FORMAZIONE DEI PIANETI IN SISTEMI STELLARI BINARI ~ 50% delle stelle in sistemi binari Picco del semiasse ~ 50 AU, picco delleccentricita DOMANDA: e possibile la formazione dei pianeti nonostante le perturbazioni gravitazionali della stella compagna? L1551 IRS5: dischi attorno a ciascuna componente (infrarosso, Rodriguez et al. 1998). Le masse dei dischi sono circa 0.04 M SUn > MMSN

14 Troncamento del disco dovuto alle perturbazioni della secondaria. (Artymowicz & Lubow 1994) = 0.3 e = 0 = 0.3 e = 0.3 Diversi valori di viscosita Log = -14, -11, -8...

15 Stabilita a lungo termine di orbite planetarie in sistemi binari con stelle vicine. (Holman & Wiegert 1999)

16 ALCUNI DEI PROBLEMI APERTI Formazione dei pianeti giganti e presenza del core: il modello standard funziona ancora? Massima massa di un pianeta (nana bruna?) Migrazione planetaria: tempi scala e processi fisici coinvolti. Come fermare le migrazione? I pianeti di tipo terrestre possono sopravvivere in presenza di un gigante gassoso che migra? Gli Hot Jupiters possono evaporare? Sistemi come il nostro sono rari? La dinamica e stabilita di orbite di tipo S e P in sistemi stellare binari (e multipli)


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