Tema de investigación

El objetivo de nuestro tema de investigación es contribuir a la comprensión de los procesos que dan lugar a la formación de sistemas planetarios como un todo. Específicamente queremos calcular la interacción que surge entre dos (o mas) embriones planetarios que crecen simultáneamente en un mismo disco protoplanetario que evoluciona en el tiempo por viscosidad del disco gaseoso como así también por migración de planetesimales.

Aunque al presente se dispone de una descripción plausible de la formación de un planeta gigante, estos estudios siempre se realizaron bajo la hipótesis del crecimiento de un planeta aislado. Esta configuración es la mas sencilla posible y resulta natural que los primeros estudios de formación planetaria la adoptaran. Sin embargo, esta es poco realista e insuficiente para comprender globalmente tanto la formación del Sistema Solar como la de los sistemas planetarios extrasolares recientemente descubiertos. Aunque es difícil preveer los resultados que se encontrarán durante este estudio, es de esperar que el mismo sea capaz de ayudarnos a mejorar el entendimiento del mecanismo de inestabilidad nucleada como responsable de la formación de planetas gigantes. El mecanismo conocido como inestabilidad nucleada propone que un planeta gigante comienza su formación por acumulación de sólidos, los cuales son capaces de formar un embrión de varias veces la masa de la Tierra. A medida que el embrión crece es capaz de ligar el gas de la nebulosa que lo rodea. La acreción de gas inicialmente es muy lenta, sin embargo, cuando el embrión sólido supera unas 10 veces la masa de la Tierra la acreción de gas aumenta exponencialmente hasta que el planeta gigante de alguna manera limita la acreción de gas y termina su formación.

Este modelo es capaz de explicar el comienzo del proceso de formación planetaria pero no su finalización. Evidentemente, los procesos que determinan las masas planetarias finales han sido ignorados al establecer las hipótesis básicas del problema, en especial al considerar la constancia de las propiedades nebulares. Probablemente el cálculo de la formación planetaria en un contexto de un disco protoplanetario en evolución nos de una explicación natural del porque Júpiter tiene una masa de trescientas veces la de la Tierra mientras que su vecino Saturno es tres veces menos masivo.

Última modificación: 2011/12/22 14:46