Cenni teorie formazione Pianeti Extrasolari

Planetologia
Extrasolare
Cenni teorie formazione pianeti Extrasolari
R.U. Claudi
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
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?
Migrazione per close encounters (S-U-N)
Componente z di L
H = (a (1 – e2) )½ cos i
Se H > Hp migrazione verso esterno
Se H < Hp migrazione verso interno
Migrazione per scattering (solo G)
Conservazione dell’energia
GM‫ ٭‬/ 2 ( 1 / ap + 1 / as) = GM‫ ٭‬/ 2 ( 1 / a’p )
Sempre migrazione verso l’interno
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 l’interno
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 < nKep
Onde di densita’ causate
da risonanze
Differenza tra i momenti torcenti
esterno e interno
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!!
Il pianeta cresce e si forma un gap in corrispondenza
all’orbita del pianeta: migrazione di tipo II
II = 3 x 105 ( / 10-4) -1 yr
Variazione di densita’
nel disco.
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.
LA MAGNETOSFERA DELLA STELLA
Quando la pressione magnetica del campo della stella equivale la
pressione dovuta all’evoluzione viscosa del disco la materia viene
deviata dal campo. Il disco viene svuotato e l’inflow 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......)
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 > 1.1 h/r) la migrazione puo’ anche invertirsi!
(Papaloizou & Larwood 2000)
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).
3. Interazioni tra pianeti giganti (modello dei Jumping Jupiter)
( Weidenschilling & Marzari 1996 ; Marzari & Weidenschilling 2002 )
1)
I pianeti giganti si formano
oltre la frost–line secondo il
modello standard
2)
I pianeti effettuano incontri
ravvicinati (fase caotica)
3)
Espulsione di un pianeta in
orbita iperbolica
Inserimento di un altro
in orbita eccentrica,
interna ed inclinata,
Le orbite sono interne, eccentriche e con elevate inclinazioni mutue
FORMAZIONE DEI PIANETI IN SISTEMI STELLARI BINARI
~ 50% delle stelle in sistemi binari
Picco del semiasse ~ 50 AU, picco dell’eccentricita’ 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
> MMSN
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
Stabilita’ a lungo
termine di orbite
planetarie in sistemi
binari con stelle
vicine. (Holman &
Wiegert 1999)
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)