planetas extrasolares y la diversidad de sistemas...

Planetas extrasolares y la diversidad de sistemas

planetarios: contrastando la teorıa con laobservacion.

(MNRAS 2011)

Yamila Miguel, Octavio M. Guilera & Adrian Brunini

Fac. de Cs. Astronomicas y Geofısicas, Univ. Nac. de La PlataInstituto de Astrofısica La Plata, CONICET-UNLP

Primera Reunion Anual Binacional entre la Asociacion Argentinade Astronomıa y la Sociedad Chilena de Astronomıa

54a. Reunion Anual de la Asociacion Argentina de Astronomıa

Primavera 2011

Miguel, Guilera & Brunini (FCAGLP-IALP) Diversidad Sistemas Planetarios 54a RAAAA, primavera 2011 1 / 14

A la fecha, unos 600 planetas extrasolares han sido descubiertos:

a. ∼ 550 por el metodo de velocidad radialb. ∼ 150 por transitosc. ∼ 15 por lentes gravitacionalesd. ∼ 25 por imagen directae. ∼ 15 por timing !

Esta muestra esta fuertemente dominada por el metodo de velocidades radiales, elcual favorece la deteccion de planetas masivos con semiejes chicos.


Estamos interesados en planetas que orbitan estrellas similares a nuestro Sol(0,7− 1,4 M⊙ y NO binarias o sistemas multiples). A principios de ano esta muestra era

de 315 planetas:

237 sistemas con 1 solo planeta

78 sistemas con 2 o mas planetas


Estamos interesados en planetas que orbitan estrellas similares a nuestro Sol(0,7− 1,4 M⊙ y NO binarias o sistemas multiples). A principios de ano esta muestra era

de 315 planetas:

237 sistemas con 1 solo planeta

78 sistemas con 2 o mas planetas

Nuestra clasificacion de los sistemas planetarios:

i. sistemas jovianos calientes y“tibios”: aquellos sistemas con todos sus planetasgigantes a menos de 1 UA de su estrella central

ii. sistemas analogos al solar: aquellos sistemas con todos sus planetas gigantes entre1-30 UA

iii. sistemas mixtos: aquellos sistemas con planetas gigantes a menos de 1 UA y planetasgigantes entre 1-30 UA

iv. sistemas jovianos frios: sistemas con sus planetas gigantes a mas de 30 UA

v. sistemas sin planetas gigantes (rocosos): todos sus planetas tiene masas mayores a lade Mercurio y menores a 15 M⊕

vi. sistemas fallidos: sistemas con embriones planetarios con masas menores a la Masade mercurio


Tipo de sistemas planetarios Porcentaje de sistemas planetarios observados (%)(segun nuestra clasificacion)

Jovianos calientes y“tibios” 52.38

Analogos al solar 31.43

Mixtos 16.19

Jovianos frios 0

Sin planetas gigantes (rocosos) 0

Fallidos 0


Objetivos

Desarrollamos un modelo semianalıtico para modelar la formacion desistemas planetarios basado en el modelo de inestabilidad nucleada ybajo el regimen de de crecimiento oligarquico, y para estudiarestadısticamente:

1. la diversidad de arquitecturas de los sistemas planetarios2. que factores son de importancia para poder reproducir la distribucion

semieje - masa de los exoplanetas observados


La estructura de los discosBasados en el trabajo de Andrews et al. 2009, usamos que la densidad superficial de gasde nuestros discos es de la forma

Σg (R) = Σ0g

(

R

RC

)−γ

e−

(

RRC

)2−γ

, γ ≈ 0,4− 1,1, con valor medio de ∼ 0,9 !"#$%&' () *+%, -'. /0 1- &!. '2.134! 0'-1.5 !

0

2

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6

8

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N

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distribucion gaussiana-logaritmica conµ = −2,05 y σ = 0,85. Ademas, a partirde la masa del disco calculamos Σ0

g :

Σ0g = (2− γ)

Md

2πR2C

!"#$%&' () *+%, -'. /0 1- &!. '2.134! 0'-1.5 !

0

2

4

6

8

10 100 1000

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distribucion gaussiana-logaritmica conµ = 3,8 y σ = 0,18.


La densidad superficial de solidos esta dada por:

Σs(R) = Σ0sηice

(

R

RC

)−γ

e−

(

RRC

)2−γ

, ηice =

{

1 si R > Rice

1/4 si R < Rice

donde

Σ0s = Σ0

g z⊙10[Fe/H], con z⊙ = 0,0149 (Lodders, 2003) !"#$%&' () *+%, -'. /0 1- &!. '2.134! 0'-1.5 !

0 20 40 60 80

−1 −0.5 0 0.5 1

N

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Las metalicidades se obtienen de lamuestra CORALIE, ajustando unadistribucion gaussiana-logarıtmicacon µ = −0,02 y σ = 0,22(Mordasini et al. 2009)

Ambas componentes del disco (gas y solidos) evolucionan en el tiempo


Se colocan embriones en el disco:

i. el primer embrion en el radio interno del disco Rint = 0,068 (L⋆/L⊙)1/2

ii. se colocan embriones separados por 10 rhill hasta alcanzar al radio extermo0,95Md = 2π

∫ Rext

0Σg (R)R dR ⇒ Rext = 31/(2−γ)

RC

iii. la masa de cada embrion es la masa mınima para estar en el regimen de crecimientooligarquico (Ida & Makino, 2003)

iv. la tasa de acrecion de solidos es la correspondiente al crecimiento oligarquico

dMt

dt= cte.

ΣsM4/3t

e2mR1/2

em : excentricidad de los planetesimales en equilibrio(Thommes et al. 2003)

v. cuando un embrion alcanza la masa crıtica comienza la acrecion de gas

dMg

dt=

Mt

τg, τg = 8,35× 1010

(

Mt

Moplus

)

anos

esta expresion es obtenida de los resultados de Fortier et al. (2007, 2009) y de suTesis de Doctorado

vi. finalmente consideramos que cuando dos embriones estan a una distancia menor a3,5 rhill se fusionan


Evolucion orbital de los embriones

Consideramos 2 regımenes para la migracion planetaria:

migracion tipo I: actua sobre planetas de baja masa. Tasas de migracion dadas porel trabajo de Tanaka et al. 2002 (consideramos un factor ad-hoc que reduce estastasas en 10 y 100 veces)

migracion tipo II: para planetas gigantes que abren un gap en el disco


Condiciones iniciales

Generamos 1000 discos por simulacion, los cuales evolucionan por 20 millones de anos:

la masa del disco, el radio caractertistico y la metalicidad se escogen al azarsiguiendo una distribucion gaussiana-logarıtimica (como vimos anteriormente)

la masa de la estrella central se escoge al azar siguiendo una distribucion uniformeentre 0,7− 1,4 M⊙ (no hay correlacion entre la masa de la estrella central y lamasa del disco)

el tiempo de disipacion de la componente gasoesa del disco se escoge al azarsiguiendo una distribucion uniforme entre 1 y 10 millones de anos


Resultados

Cuadro: Porcentaje (%) de sistemas planetarios formados cuando se asume undisco con perfil γ = 1 (la media) y diferentes tasas de migracion tipo I

Tipo de sistemas planetarios Sin migracion cmigI = 0,01 cmigI = 0,1 cmigI = 1

Jovianos calientes y “tibios” 1.8 8.2 11.1 5.8

Analogos al solar 23.7 19.9 7.7 1.4

Mixtos 0 9.3 6.3 0.3

Jovianos frios 0 0 0 0

Sin planetas gigantes (rocosos) 73.4 61.6 72.8 88.3

Fallidos 1.1 1 2.1 4.2


0.01 0.1 1 0.01 0.1 1 0.01 0.1 1 0.01 0.1 1

Md [M_sun]

dt

[Fe/H]

Rc

Sin mig. CmigI= 1CmigI= 0.1CmigI= 0.01

sistemas sin planetasgigantes (rocosos)Sozzetti et al. 2009

Bajas metalicidades

Para todos loc casosdiscos de baja masaMd < 0.03−0.04 Msungeneran sistemas sin planetas gigantes (rocosos)

Los sistemas jovianos calientes y "tibios" presentan en general un solo planeta giganteEsto esta en acuerdo con los datos observacionales (Wright et al. 2009)


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Conclusiones

Generamos un modelo semianalıtico para estudiar estadısticamente la formacion desistemas planetarios en base a los ultimos resultados observacionales, encontrando que:

los sistemas planetarios sin planetas gigantes son los mas abundantes

una correlacion entre la metalicidad y la formacion de planetas gigantes (enacuerdo con los datos observacionales, Sozzetti et al. 2009)

los sistemas analogos al solar se forman en discos masivos y bajo tasas demigracion lentas

los sistemas jovianos calientes y“tibios” presentan en general un solo planetagigante (en acuerdo con la tendencia observacional, Wright et al. 2009)

la migracion juega un rol fundamental para poder reproducir estadısticamente eldiagrama semieje-masa de los exoplanetas observados. Sin embargo, reduccionesen las tasas de migracion tipo I son necesarias.


Conclusiones

Generamos un modelo semianalıtico para estudiar estadısticamente la formacion desistemas planetarios en base a los ultimos resultados observacionales, encontrando que:

los sistemas planetarios sin planetas gigantes son los mas abundantes

una correlacion entre la metalicidad y la formacion de planetas gigantes (enacuerdo con los datos observacionales, Sozzetti et al. 2009)

los sistemas analogos al solar se forman en discos masivos y bajo tasas demigracion lentas

los sistemas jovianos calientes y“tibios” presentan en general un solo planetagigante (en acuerdo con la tendencia observacional, Wright et al. 2009)

la migracion juega un rol fundamental para poder reproducir estadısticamente eldiagrama semieje-masa de los exoplanetas observados. Sin embargo, reduccionesen las tasas de migracion tipo I son necesarias.

Muchas gracias por la atencion !


planetas extrasolares y la diversidad de sistemas...

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