Dispersión planetaria en estrellas de baja masa: formación y evolución de reservorios de cuerpos helados

ZANARDI, M.; G. C. DE ELÍA; GUILERA, O.M.; R. P. DI SISTO; A. BRUNINI

La Plata

Congreso; Reunión Anual de la AAA; 2015

AAA

En la actualidad se han descubierto varios sistemas planetarios  alrededor de estrellas de diferentes tipos espectrales. A partir de estudios de evolución estelar, es ampliamente aceptado que las estrellas de baja masa resultan ser las más abundantes en el Universo. Por lo tanto, creemos que el estudio de la formación yevolución de los planetas y los reservorios de pequeños cuerpos  alrededor de esas estrellas es de interes relevante. En particular, hemos decidido centrarnos en estrellas tipo M0, que tienen una masa de 0.5 masas solares. El objetivo general de este trabajo es analizar los procesos de scattering planetario involucrando tres planetasgigantes alrededor de estrellas M0. En particular, estamos  interesados en estudiar la conguracion final de los sistemas  planetarios como así también las poblaciones remanentes de  pequeños cuerpos. Estos reservorios pueden ser similares al disco dispersado y a la nube de Oort de nuestro Sistema Solar. Este estudio fue llevado a cabo haciendo uso de dos códigos numéricos diferentes. Primero, usamos un modelo semianalítico para denir las propiedades del disco protoplanetario que dio lugar a la formacióon de los tres planetas gigantes cuya masa es equivalente a la de Júupiter. El  planeta más interno fue ubicado en la línea de hielo ( 0.5 UA) mientras que los otros dos planetas fueron ubicados sobre órbitas con semiejes mayores cercanos al límite de estabilidad. Vale la pena notar que estos sistemas fueron generados asumiendo un disco protoplanetario masivo y de alta metalicidad, y planetesimales grandes. Por lo tanto, a partir de lo obtenido con el modelo semianalítico, realizamos simulaciones dináamicas usando un código de N-cuerpos. De este modo, ubicamos los tres planetas gigantes junto con un disco de planetesimales, los cuales fueron distribuídos entre 2 UA y 30 UA. Para realizar esto, usamos 1000 partículas de prueba, las cuáles interactúan gravitatoriamente con los planetas pero no interactúan entre sí. En general, las simulaciones fueronintegradas por 1000 millones de años con el n de estudiar la estabilidad de los reservorios de planetas menores resultantes de los diferentes sistemas. Resultados preliminares sugieren la existencia de poblaciones de pequeños cuerpos con propiedades orbitalessimilares a los reservorios del disco dispersado y la nube de Oort de nuestro Sistema Solar. De acuerdo a la evolucióon temporal de sus inclinaciones, distinguimos dos clases dinámicas de objectos en los reservorios análogos a la nube de Oort. Por un lado, cuerpos que mantienen sus órbitas retróogradas durante toda la integración y porotro lado, objetos cuyas inclinaciones sufren cambios signicativos, adquiriendo periodicamente órbitas directas y retróogradas a lo largo de su evolución.Un resultado relevante obtenido a partir de nuestras simulaciones indica la existencia de reservorios análogos a la nube de Oort en sistemas sin planetas gigantes. En estos casos, los gigantes gaseosos fueron removidos ya sea porque colisionaron con la estrella central o bien fueron eyectados del sistema. En particular, también estamos interesados en estudiar si estas nubes u otro reservorio de planetas menores pueden ser una fuente importante de agua para aquellos planetas que podran haberse formado en la zona habitable del sistema.Creemos que el presente trabajo nos permitirá fortalecer nuestro conocimiento sobre la distribución de los planetas gigantes y la existencia de poblaciones de planetas menores alrededor de estrellas de baja masa.