Estudo da interação entre o disco protoplanetário e os planetas: simulações numéricas

• Main Author: Luiz Henrique Guimarães dos Santos
• Other Authors: Adriana Benetti Marques Valio
• Language: Portuguese
• Published: Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE) 2014
• Online Access: http://urlib.net/sid.inpe.br/mtc-m21b/2014/06.11.15.17

Entender a interação de planetas ainda embebidos no disco protoplanetário é crucial para conhecermos o processo de formação de planetas, inclusive do Sistema Solar. Para tanto precisamos compreender as características dos exoplanetas descobertos nas últimas duas décadas, seus métodos de detecção e a estatística destes planetas. Este trabalho apresenta um estudo teórico mais aprofundado sobre as características do disco protoplanetário e os torques que surgem sobre o planeta em sua interação com o disco e os consequentes tipos de migração orbital que podem ocorrer. Para verificar a teoria, realizamos simulações numéricas utilizando o código hidrodinâmico FARGO. Foram feitas seis séries de simulações com planetas de quatro massas distintas (tipo Terra, Super-Terra, Netuno e Júpiter) inseridos no disco gasoso e com diferentes configurações de inicialização. Buscando observar as características físicas da interação disco-planeta estimamos a velocidade de migração para diferentes perfis radiais de densidade superficial do disco. Como resultado marcante destas simulações encontramos a rápida taxa de variação radial dos planetas e uma massa limite na formação dentro do disco, equivalente a aproximadamente 10 M$_{Jup}$, após o qual o planeta cai rapidamente sobre sua estrela hospedeira. Além disto, para aumentar o tempo de existência do planeta dentro do disco, analisamos o comportamento da migração na presença de saltos no perfil radial de densidade superficial do disco, verificando o seu travamento e um cenário que possibilitaria ao planeta se formar antes da dissipação total do disco de acresção. Considerando os resultados das simulações e suas limitações, discutimos os possíveis cenários finais de sistemas planetários. Verificamos a possibilidade de um planeta gigante estimular o aparecimento destes saltos radiais de densidade e que a variação radial da borda deste salto levaria o planeta em seus limites, podendo definir a sua órbita final. === To understand the interaction of planets still embedded in protoplanetary disks is crucial to the process of planet formation, including that of our own Solar System. For this purpose, we need to know the characteristics of exoplanets discovered in the last two decades, their detection methods, and statistics of these planets. This work presents a theoretical study more depth on the characteristics of the protoplanetary disk is needed as well as that of the torques that act on the planet in their interaction, and the resulting types of orbital migration that can occur. To verify the theory, we performed numerical simulations using the hydrodynamic code FARGO. Six series of simulations with planets of four different masses (Earth, Super-Earth, Neptune, and Jupiter types) embedded in a gaseous disk were done with different initial setups. A study of the physical characteristics of disc-planet interaction was made by estimating the migration velocity for different radial profiles of the disk surface density. As a result of these simulations we find the rapid rate of radial variation of planets and a mass limit the formation within the disk, equivalent to approximately 10 M$_{Jup}$, after which the planet falls quickly on its host star. Furthermore, to increase the lifetime of the planet within the disk, anaIyzed the migration behavior in the presence of jumps in the radial density profile surface of the disk, checking your lock and a scenario that would allow the planet is formed before the complete dissipation of the accretion disk. Considering the simulation results and its limitations, we discussed the possible final scenarios of planetary systems. We checked the possibility of a giant planet stimulate the appearance of these jumps radial density and radial variation of the edge of this planet would jump at their Iimits and can define its final orbit.