Estudo da formação e migração de um núcleo sólido planetário - Paula, Luiz Alberto de (2014)
Este trabalho tem como objetivo abordar a modelagem da formação e migração de um núcleo sólido planetário . Para isso, foi utilizado um modelo de acreção de planetesimais, baseado no trabalho de Inaba et al. (2000), no qual a taxa de acreção média depende da inclinação e excentricidade dos planetesimais, obtidas através da situação de equilbrio entre a interação com o protoplaneta e o arrasto do gás (Fortier et al., 2013). Para complementar esse cenário, foi includa a migração de tipo I, que ocorre devido à interação do planeta com o disco de gás. O modelo analtico que descreve essa migração teve como base o trabalho de Tanaka et al. (2002). O perfil de densidade de gás e sólidos foi obtido com base em três modelos diferentes para o disco. O primeiro é o modelo clássico da Nebulosa Solar, no qual o perfil de densidade decai com r 3/2 ; o segundo é um modelo hbrido, que utiliza medidas observacionais da densidade superficial do gás (Andrews e Williams, 2005) e uma estimativa analtica para a densidade volumêtrica do gás; por fim, o terceiro modelo é um disco de acreção que utiliza a parametrização de Shakura e Sunyaev (1973) com constante. Com o uso desses três perfis diferentes para o disco, foi possvel explorar a variação dos parâmetros livres do modelo e a possibilidade de formação de núcleos sólidos, da ordem de 10M Terra , num tempo menor que o tempo de vida do disco, estimado como menor que 10 × 10^6 anos. Em geral, a migração de tipo I é muito rápida, de modo que o protoplaneta cai na estrela antes mesmo de adquirir massa suficiente para iniciar a acreção de gás. No entanto, a análise revelou, para o disco hbrido, a possibilidade de se obter massas próximas de 10MTerra , num tempo da ordem de 2 × 10^6 anos, em distâncias de até 3.5 UA. Conclui-se, então, que modelos de acreção mais completos, assim como a obtenção deperfis de densidade de gás e sólidos dos discos protoplanetários mais coerentes, podem explicar a formação de núcleos sólidos num tempo hábil para a formação de planetas gigantes, sem a necessidade de fatores numéricos que reduzam a taxa de migração de tipo I.