Cenni teorie formazione Pianeti Extrasolari

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

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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?
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Migrazione per close encounters (S-U-N)
Componente z di L
H (a (1 e2) )½ cos i

• Se H gt Hp migrazione verso esterno
• Se H lt Hp migrazione verso interno

Migrazione per scattering (solo G)
Conservazione dellenergia GM? / 2 ( 1 / ap 1 /
as) GM? / 2 ( 1 / ap ) Sempre migrazione
verso linterno
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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
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 np
k ?p p ?p

?cr j ?p j ? p ?p p ? q ?p q?
Attenzione n non e Kepleriano per la pressione
del gas!
ngas lt nKep
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Differenza tra i momenti torcenti esterno e
interno
Onde di densita causate da risonanze
?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!!
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Il pianeta cresce e si forma un gap in
corrispondenza allorbita del pianeta migrazione
di tipo II
?II 3 x 105 (? / 10-4) -1 yr
Variazione di densita nel disco.
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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.
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LA MAGNETOSFERA DELLA STELLA
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.
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......)
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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 gt 1.1 h/r) la
migrazione puo anche invertirsi! (Papaloizou
Larwood 2000)
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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).
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3. Interazioni tra pianeti giganti (modello dei
Jumping Jupiter) ( Weidenschilling Marzari 1996
Marzari Weidenschilling 2002 )
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 frostline
secondo il modello standard
Le orbite sono interne, eccentriche e con elevate inclinazioni mutue
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FORMAZIONE DEI PIANETI IN SISTEMI STELLARI BINARI

• 50 delle stelle in sistemi binari
• Picco del semiasse 50 AU, picco
  delleccentricita 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 gt MMSN
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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
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Stabilita a lungo termine di orbite planetarie
in sistemi binari con stelle vicine. (Holman
Wiegert 1999)
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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)