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

Previsioni del modello standard 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

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?

Migrazione per close encounters (S-U-N) Componente z di L H = (a (1 – e2) )½ cos i Se H > Hp migrazione verso esterno Se H < Hp migrazione verso interno Migrazione per scattering (solo G) Conservazione dell’energia GM٭ / 2 ( 1 / ap + 1 / as) = GM٭ / 2 ( 1 / a’p ) Sempre migrazione verso l’interno

Migrazione di tipo I: pianeti piccoli. 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 l’interno 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 np + k p + p p N sono I potenziali gravitazionali cr = j p + j’  + p p + p’  + q p + q’ Attenzione: n non e’ Kepleriano per la pressione del gas! ngas < nKep

I = (2.7 + 1.1 ) -1 Mstar2 / (Mp  rp2 ) (c / rp p)2 p -1 Onde di densita’ causate da risonanze Differenza tra i momenti torcenti esterno e interno I = (2.7 + 1.1 ) -1 Mstar2 / (Mp  rp2 ) (c / rp p)2 p -1 Problema: un pianeta di 10 MTerra a 5 AU in un disco con 0.02 Msole cade nel sole in 8 x 104 anni!!

Il pianeta cresce e si forma un gap in corrispondenza all’orbita del pianeta: migrazione di tipo II II = 3 x 105 ( / 10-4) -1 yr Variazione di densita’ nel disco.

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

LA MAGNETOSFERA DELLA STELLA Quando la pressione magnetica del campo della stella equivale la pressione dovuta all’evoluzione viscosa del disco la materia viene deviata dal campo. Il disco viene svuotato e l’inflow segue le linee di campo. Questo avviene in prossimita’ del raggio di corotazione. Rc = (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......)

PROBLEMA 1: SISTEMARE I TEMPI SCALA Formazione pianeti giganti: Core-accretion: ~ 2-5 x 106 yr Instabilita’: ~ 103 yr Migrazione planetaria: Tipo 1: 104 – 105 yr Tipo 2: 105 – 106 yr Vita media del disco di gas: 2-5 x 106 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)

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’ 50-200 VOLTE LA MMSN (Murray et al. 1998).

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

FORMAZIONE DEI PIANETI IN SISTEMI STELLARI BINARI ~ 50% delle stelle in sistemi binari Picco del semiasse ~ 50 AU, picco dell’eccentricita’ 0.2-0.4 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 MSUn > MMSN

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

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

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)