Giant planet formation at inner and outer edges of dead zones

ZS. SÁNDOR; O. M. GUILERA

La Plata

Workshop; IX Taller Latinoamericano de Ciencias Planetarias; 2018

En el modelo est\'andar de acreci\'on del n\'ucleo, la formaci\'on de planetas gigantes ocurre a trav\'es de dos procesos principales: primero, se forma un n\'ucleo masivo por la acreci\'on del material s\'olido presente en el disco protoplanetario; luego, cuando el n\'ucleo excede cierto valor cr\'{\i}tico} (t\'{\i}picamente mayor a $10~\text{M}_{\oplus}$) se produce un crecimiento acelerado de la envoltura gaseosa del planeta y grandes cantidades de gas son acretadas en un corto per\'{\i}odo de tiempo hasta que el planeta alcanza su masa final. De esta manera, la formaci\'on de un n\'ucleo masivo tiene que ocurrir cuando a\'un hay gas disponible en el disco. Este es un punto crucial en el modelo est\'andar de formaci\'on de planetas gigantes. Este fen\'omeno impone una fuerte restricci\'on temporal para la formaci\'on de los planetas gigantes dado que las vidas medias de los discos protoplanetarios observados estan entre $\sim 1 \times 10^{6}$~a\~nos y $\sim 1 \times 10^{7}$~a\~nos. Por otro lado, si un disco protoplanetario presenta una zona de baja viscosidad (usualmente conocida como {\it zona muerta}, una regi\'on del disco inactiva desde el punto de vista viscoso) el material gaseoso se acumula en los bordes de esta zona y genera m\'aximos en la densidad superficial de gas. Estos m\'aximos de densidad a su vez generan m\'aximos de presi\'on. Dado que el decaimiento orbital del material s\'olido, debido a la fuerza viscosa que genera el disco de gas, es proporcional al gradiente (local) de la presi\'on del gas, se espera que el material s\'olido sea acumulado en estos m\'aximos de presi\'on, incrementando considerablemente la densidad superficial de s\'olidos en tales posiciones. En esta charla mostraremos que si se tiene en cuenta el decaimiento orbital de los planetesimales una cantidad significativa de los mismos son acumulados en los m\'aximos de presi\'on generados por una zona de baja viscosidad en el disco de gas. Este fen\'omeno favorece la formaci\'on de n\'ucleos masivos dado que los m\'aximos de presi\'on/densidad tambi\'en actuan como trampas planetarias dado que anulan la migraci\'on tipo I de los planetas en formaci\'on