Grupo de Ciencias Planetarias (GCP)

Planetesimal fragmentation and giant planet formation

2020-02-16T20:05:27Z

Articulo Astronomy and Astrophysics; vol. 565 Context. In the standard scenario of planet formation, terrestrial planets and the cores of the giant planets are formed by accretion of planetesimals. As planetary embryos grow, the planetesimal velocity dispersion increases because of gravitational excitations produced by embryos. The increasing relative velocities of the planetesimal cause them to fragment through mutual collisions. Aims. We study the role of planetesimal fragmentation on giant planet formation. We analyze how planetesimal fragmentation modifies the growth of giant planet cores for a wide range of planetesimal sizes and disk masses. Methods. We incorporated a model of planetesimal fragmentation into our model of in situ giant planet formation. We calculated the evolution of the solid surface density (planetesimals plus fragments) taking into account the accretion by the planet, migration, and fragmentation. Results. Incorporating planetesimal fragmentation significantly modifies the process of planetary formation. If most of the mass loss in planetesimal collisions is distributed in the smaller fragments, planetesimal fragmentation inhibits the growth of the embryo for initial planetesimals of radii smaller than 10 km. Only for initial planetesimals with a radius of 100 km, and disks larger than 0.06 M ⊙ , embryos achieve masses larger than the mass of Earth. However, even for these large planetesimals and massive disks, planetesimal fragmentation induces the quick formation of massive cores only if most of the mass loss in planetesimal collisions is distributed in the larger fragments. Conclusions. Planetesimal fragmentation seems to play an important role in giant planet formation. The way in which the mass loss in planetesimal collisions is distributed leads to different results, inhibiting or favoring the formation of massive cores.

Formación y evolución dinámica de reservorios externos en escenarios de dispersión planetaria

2020-02-17T04:04:50Z

Tesis de doctorado Brunini, Adrián; Di Sisto, Romina Paula Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata En el trabajo de esta Tesis Doctoral se presentan los estudios realizados acerca de la formación y propiedades dinámicas de reservorios externos de cuerpos menores que evolucionan bajo los efectos de perturbadores planetarios internos y excéntricos que resultan de fuertes inestabilidades dinámicas como aquellas asociadas al escenario de dispersión planetaria. Para realizar esta investigación combinamos resultados de simulaciones de N-cuerpos con criterios analíticos derivados a partir de una teoría secular con el fin de lograr un mejor entendimiento de los procesos dinámicos involucrados en estos escenarios de trabajo. Para el desarrollo de este estudio hicimos uso de un código de N-cuerpos con el fin de generar un gran conjunto de simulaciones numéricas para analizar los procesos dinámicos involucrados en la formación y evolución de un sistema planetario sometido a fuertes eventos de inestabilidad. Dichos sistemas estuvieron inicialmente compuestos por tres planetas gigantes ubicados cerca de su límite de estabilidad dinámica junto con un disco externo de partículas de prueba inicialmente frío, alrededor de estrellas de 0.5 M⊙, 1 M⊙ y 1.5 M⊙. En el comienzo, realizamos un estudio detallado de los sistemas formados por un único planeta excéntrico sobreviviente posterior al evento de inestabilidad. Nuestros resultados muestran la existencia de reservorios externos compuestos por partículas sobre órbitas directas (Tipo-P) y retrógradas (Tipo-R) como así también partículas cuyo plano orbital oscila de directo a retrógrado durante su evolución. Estas últimas, las cuales llamamos partículas Tipo-F, experimentan un mecanismo de Lidov-Kozai excéntrico y muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente, las cuales evolucionan dentro de un régimen de libración. Sobre tales trayectorias, la inclinación oscila alrededor de 90◦ , mientras que la longitud del nodo ascendente libra centrado en 90 ◦ o 270◦, siendo medida respecto del pericentro del planeta interno. Además nuestro estudio sugiere que el tamaño de la región de libración depende fuertemente de la excentricidad del planeta gigante interno. En simultáneo a este tratamiento basado en simulaciones numéricas, llevamos a cabo una comparación con un estudio analítico sobre la evolución de una partícula de prueba externa bajo los efectos de un perturbador excéntrico interno hasta el nivel octopolar de la aproximación secular. Dicho desarrollo teórico significó un excelente complemento para nuestro estudio numérico ya que nos permitió lograr una mejor comprensión del comportamiento dinámico de las partículas que componen los reservorios externos de nuestra investigación. Luego, hemos modelado e incorporado al código de N-cuerpos efectos relativistas (RG) con el fin de estudiar cómo se modifican las propiedades dinámicas particularmente en sistemas alrededor de estrellas de 0.5 M⊙ . En particular, dicho efecto produce una precesión en el pericentro del planeta interno excéntrico y tal efecto se ve reflejado en la dinámica de las partículas externas. Nuestros resultados indican que cuando los efectos de la RG son incluidos, los valores extremos de la longitud del nodo ascendente de las partículas Tipo-F son obtenidos para inclinaciones retrógradas, mientras que las inclinaciones máximas y mínimas permitidas se incrementan en comparación con aquellas derivadas sin considerar los efectos de la RG. De acuerdo a esto, si la RG es incluida en las simulaciones, el rango de inclinaciones directas (retrógradas) asociado a la región de libración es reducido (incrementado) respecto a aquel obtenido en ausencia de RG. De este modo, la incorporación de efectos relativistas conduce a la supresión de partículas Tipo-F y a la producción natural de partículas Tipo-P, siendo esto más eficiente para partículas con bajas excentricidades y grandes semiejes. Además la RG conduce a la generación de partículas Tipo-F a partir de órbitas puramente retrógradas en ausencia de RG, aunque este mecanismo no resulta ser tan eficaz. Además, encontramos dos nuevas clases de partículas cuando los efectos de la RG son incluidos en las simulaciones. Por un lado, partículas externas cuyo plano orbital cambia de directo a retrógrado a lo largo de su evolución sin experimentar un acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. Por otro lado, partículas externas con órbitas retrógradas que muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. A partir de nuestra investigación, inferimos que la RG podría modificar significativamente las propiedades dinámicas de los reservorios de cuerpos menores externos que evolucionan bajo los efectos de un perturbador interno y excéntrico. Asimismo, hemos derivado expresiones analíticas hasta el nivel cuadrupolar de la aproximación secular de la variación temporal de la longitud del nodo ascendente y de la inclinación de las partículas que experimentan un mecanismo de Lidov-Kozai excéntrico cuando la RG es incluida. Dichas expresiones analíticas pueden explicar de manera satisfactoria el comportamiento dinámico observado en nuestras simulaciones de N-cuerpos. Finalmente, hemos realizado un estudio de los sistemas formados por dos planetas gigantes excéntricos sobrevivientes al evento de dispersión planetaria. En este contexto, analizamos tanto la estructura global de los reservorios externos así como también las propiedades dinámicas de las partículas que los componen. En estos sistemas, los reservorios externos también están compuestos por partículas sobre órbitas directas (Tipo-P) y retrógradas (Tipo-R) como así también partículas cuyo plano orbital oscila de directo a retrógrado durante su evolución (Tipo-F). Al igual que en el caso de un único planeta sobreviviente las partículas Tipo-F muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. Sin embargo, remarcamos que dicho acoplamiento se hace evidente cuando la longitud del nodo ascendente es medida respecto de la longitud del pericentro del planeta externo sobre el plano invariante. Cuando esto sucede, la inclinación de las partículas Tipo-F oscila alrededorde 90 ◦ , mientras que la longitud del nodo ascendente libra centrada en 90◦ o 270◦ de manera análoga a aquello descripto en sistemas con un único planeta sobreviviente. Sin embargo, es importante remarcar que las propiedades dinámicas de las partículas Tipo-F sometidas a la influencia de dos planetas internos y excéntricos resulta ser más compleja. Tanto en el caso de uno como de dos planetas sobrevivientes, la producción de partículas Tipo-F resulta ser eficiente en todos nuestros escenarios de trabajo evidenciando las mismas propiedades dinámicas. Por otra parte, estrellas jóvenes de baja masa que albergan planetas gigantes excéntricos deberían conservar sus reservorios de cuerpos menores externos mientras que, esto no sucede para estrellas más masivas en las cuales la remoción del material resulta ser significativa tanto a 10 Ma como a 100 Ma. Finalmente, destacamos que los reservorios resultantes son más extendidos cuanto más masiva es la estrella central. Estudiar la estructura global y las propiedades dinámicas de los reservorios externos que evolucionan bajo los efectos de planetas gigantes excéntricos resulta ser de interés en pos de comprender la formación y evolución de sistemas que han sufrido fuertes eventos de inestabilidad dinámica. Un claro entendimiento de la evolución dinámica de tales estructuras permitirá una correcta determinación de la emisión de polvo, lo cual podrá ser contrastado con datos observacionales derivados por telescopios tales como Spitzer y Herschel. Un análisis comparativo de estas características nos conducirá a un óptimo refinamiento de los modelos teóricos, y con esto a una mejor comprensión de esta clase peculiar de sistemas planetarios.

Formación de sistemas planetarios mediante simulaciones de N-cuerpos

2020-02-16T20:05:47Z

Tesis de doctorado De Elía, Gonzalo Carlos; Brunini, Adrián; Giordano, Claudia Marcela; Beaugé, Cristian; Gallardo, Tabaré Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata Durante esta Tesis Doctoral nos dedicamos a estudiar la formación y evolución de sistemas planetarios, tanto durante su etapa gaseosa de formación, que involucra los primeros millones de años de vida de un sistema planetario, como durante la etapa post-gas, en la cual dominan las interacciones gravitatorias entre los planetas formados al final de la primera etapa. Focalizamos en la formación de planetas de tipo terrestre en las zonas internas del disco, particularmente en la zona de habitabilidad, que se forman en sistemas planetarios sin gigantes gaseosos y posteriormente en sistemas planetarios análogos al Sistema Solar, prestando particular atención a los procesos de acreción de agua durante toda la evolución. En primer lugar estudiamos la diversidad de sistemas planetarios sin gigantes gaseosos en discos de baja masa mediante el desarrollo de simulaciones de N-cuerpos, que analizan la evolución de la etapa post-gas, partiendo de condiciones iniciales arbitrarias. Luego, reiteramos el estudio considerando primero la evolución de dichos sistemas durante la etapa gaseosa por medio de un código semianalítico de formación, y utilizando luego los resultados como condiciones iniciales más realistas para el desarrollo de las simulaciones de N-cuerpos. Globalmente encontramos que existe una gran diversidad de sistemas planetarios formados en estos escenarios, algunos de los cuales son más propensos a la formación de planetas ricos en agua en la zona habitable. Además, determinamos que los resultados obtenidos utilizando condiciones iniciales más realistas, si bien son cualitativamente similares a los obtenidos con condiciones iniciales arbitrarias, presentan diferencias importantes en las historias de acreción de los planetas de la zona habitable, por ende en las masas y cantidades de agua finales que presentan. En segundo lugar estudiamos la formación de sistemas planetarios análogos al Sistema Solar. Para vincular la etapa gaseosa y la etapa post-gas de la forma más realista posible, mejoramos y actualizamos el código semianalítico de formación planetaria antes mencionado incorporándole el tratamiento de fenómenos relevantes. Estudiamos la evolución de una gran diversidad de sistemas planetarios mediante un primer estudio de síntesis poblacional que nos permitió determinar cuáles son los parámetros y escenarios que dan lugar a la formación de sistemas análogos al Sistema Solar. Luego, estudiamos la evolución post-gas de dichos sistemas mediante el uso de simulaciones de N-cuerpos, y utilizando las distribuciones de embriones y planetesimales al final de la etapa gaseosa como condiciones iniciales. Los resultados de la síntesis poblacional nos indican que los escenarios más favorables para la formación de sistemas como el nuestro son aquellos que presentan nulas o bajas tasas de migración, y que se formaron a partir de planetesimales pequeños. Las simulaciones de la etapa post-gas nos indican que la formación de planetas potencialmente habitables (PPHs) sería un proceso común en estos sistemas. Sin embargo, la eficiencia en la formación está directamente relacionada con el tamaño de los planetesimales. Cuanto menor es el tamaño de los planetesimales mayor es la eficiencia en la formación de PPHs. Además, los fenómenos de migración tipo I y tipo II en estos sistemas favorecerían la formación de PPHs si los sistemas se forman a partir de planetesimales pequeños. También determinamos que los planetas más comunes en la zona habitable serían Súper-Tierras ricas en agua. Finalmente, estos estudios nos permiten fortalecer nuestro conocimiento sobre la formación y evolución de sistemas planetarios y sobre la potencial habitabilidad de los planetas tipo terrestres que forman.

Una vuelta al sol vista desde mi escuela: Astronomía para la emancipación: una propuesta para la formación de ciudadanos críticos

2020-02-16T20:05:31Z

Objeto de conferencia VI Congreso Nacional de Extensión Universitaria, II Jornadas de Extensión de la Asociación de Universidades del Grupo Montevideo y I Jornadas de Extensión de Latinoamérica y Caribe (Rosario, 16 al 19 de septiembre de 2014) Según se indica en la bibliografía, la enseñanza tradicional de la Astronomía no favorece en los estudiantes la elaboración de conceptualizaciones adecuadas (Vosniadou S, 1992, 1994, 2005). Más aún, los docentes encargados de llevarla adelante tienen dificultades conceptuales similares (Camino N, 1995; Gangui A, 2007,2008; Martínez-Sebastià B, 2004). La repetición memorística de modelos científicos creados por otros genera, inclusive, conceptualizaciones erradas, tales como que en invierno hace frío porque la Tierra se encuentra más lejos del Sol o que el Sol sale por el Este todos los días del año. Tampoco se producen aprendizajes interrelacionados, que establezcan una red de contención de los nuevos conceptos por trabajar.Típicamente, estudiantes y docentes sostienen creencias inconsistentes entre sí y validadas únicamente por provenir de una autoridad científica (Maturana H, 2011). Ese tipo de conocimiento es inerte, incuestionable e inutilizable para construir nuevos conocimientos. Históricamente la creación de modelizaciones astronómicas posibilitó a la humanidad la construcción de una nueva imagen de sí misma y de su relación con el universo. La enseñanza dogmática de estos modelos les niega a los estudiantes la posibilidad de construir esta subjetividad y esta imagen de sí mismos. Cuando esos modelos son incorporados significativamente, el sujeto se empodera (Grupo Choiols, 2012). Por ejemplo, las conceptualizaciones geográficas relacionadas con los círculos mayores y menores del planeta no se correlacionan con los fenómenos astronómicos que provocan la construcción de esos modelos (Ecuador, Meridianos, Paralelos, etc.). Sin esta correlación, este tipo de conocimiento se percibe por el estudiante como arbitrario. Es por todo esto que proponemos trabajar construyendo modelos científicos consistentes con las propias observaciones y mediante procedimientos metodológicamente adecuados. La apropiación del conocimiento por parte del sujeto en situación experiencial favorece aprendizajes más significativos y perdurables, que se constituyen en subsumidores para nuevos procesos de aprendizaje (Moreira M, 2004). Dos ejemplos claros de ello son, por un lado, la comprensión cabal del significado de los mapas y otras cuestiones cartográficas que requieren de la construcción previa de los conceptos de “arriba” y “abajo”, de origen astronómico (y abordados en nuestra secuencia). En segundo lugar, la conceptualización de “marco de referencia” y de “movimiento relativo” son fundamentales para la comprensión de la mecánica clásica. En función de todo lo enunciado es que se consideró pertinente la presentación de este proyecto a la Convocatoria 2013 de Extensión de la Universidad Nacional de La Plata, resultando acreditado y subsidiado para la ejecución durante el corriente año. Consiste en el desarrollo de una secuencia didáctica completa en dos escuelas públicas de Barrio Jardín – La Plata-, que participan del proyecto. Los objetivos propuestos incluyen trabajar la imagen de ciencia y la naturaleza del conocimiento científico a partir de un tema que resulta atractivo para los niños, niñas y adolescentes: la astronomía. La elección de este tema excede el mero estudio de los astros ya que es central en la constitución de la imagen del Mundo, las representaciones cartográficas y la propia subjetividad del individuo. Además los temas abordados son de gran relevancia para el estudio de otras ciencias, como la Física. Para alcanzar estos objetivos se propone la realización de talleres con los docentes y experiencias de mediciones astronómicas directas con los alumnos. Para ello se emplean instrumentos astronómicos sencillos, durante los cuatro grandes eventos del año (solsticios y equinoccios), y se complementan con la construcción de modelos a partir de diferentes softwares e imágenes satelitales, trabajados sobre las netbooks del programa ConectarIgualdad de los estudiantes y docentes. Las experiencias se realizan en el predio de la plaza del barrio, posibilitando la interacción de los establecimientos educativos y los extensionistas con la comunidad.

Producción y estudio de cráteres en el sistema de satélites de Saturno por objetos Centauros

2020-02-17T04:04:53Z

Tesis de grado Di Sisto, Romina Paula Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata En nuestro Sistema Solar existen un gran número de evidencias de actividad colisional que pueden observarse en los planetas terrestres como Mercurio, Venus, Tierra y Marte, así como también son reﬂejadas en los satélites de los planetas. Varias misiones espaciales enfatizaron sus observaciones en los satélites de los planetas exteriores. Las observaciones de estos nuevos mundos motivaron a estudiarlos en detalle. En particular, la misión Cassini-Huygens actualmente recolecta imágenes de las superﬁcies de los satélites de Saturno. El objetivo del trabajo de tesis es estudiar, mediante simulaciones numéricas la producción de cráteres sobre las superﬁcies de los satélites de Saturno, con el ﬁn de comparar nuestros resultados con las observaciones de la misión Cassini-Huygens.

Formación de los planetas gigantes del Sistema Solar

2020-02-16T20:05:44Z

Tesis de doctorado Brunini, Adrián; Fernández, Julio A.; Melita, Mario Daniel; Cincotta, P. Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata El estudio de los sistemas planetarios es uno de los temas fundamentales de las ciencias astronómicas. El interés en nuestro Sistema Solar surgió en tiempos remotos. Hace casi dos décadas, Mayor y Queloz (1995) detectaron el primer planeta extrasolar en órbita alrededor de una estrella de tipo solar. Este notable descubrimiento ha hecho surgir desde entonces un enorme interés en el estudio de sistemas planetarios en general. Esta Tesis es una continuación natural de un proyecto de investigación que empezo hace más de diez años en el Grupo de Ciencias Planetarias del cual formo parte. En al año 2005, Benvenuto y Brunini desarrollaron un código para el cálculo de la formación de un planeta gigante basado en los códigos estandar de formación estelar. A partir de este nuevo código, la Dra. Andrea Fortier desarrolló su Tesis de Doctorado, profundizando sobre los fenómenos físicos que dan lugar a la formación de un planeta gigante y mejorando el código. Esta Tesis continúa esta línea de investigación enfocándose principalmente en la formación de los planetas gigantes del Sistema Solar. El objetivo de la misma es intentar contribuir a la comprensión de los procesos que dan lugar a la formación de sistemas planetarios como un todo. Se trabajó en la construcción de modelos de crecimiento planetario en el contexto de un disco protoplanetario realista que evoluciona en el tiempo. Específicamente, se estudió la interacción que surge entre dos (o más) embriones que crecen simultáneamente en un mismo disco protoplanetario. En relación a la formación de los planetas gigantes, actualmente se consideran dos modelos antagónicos para explicar la existencia de estos objetos, el modelo de inestabilidad gravitatoria y el modelo de inestabilidad nucleada o modelo de acreción del núcleo. El modelo de inestabilidad gravitatoria propone la formación de los planetas gigantes como consecuencia de inestabilidades hidrodinámicas en el disco protoplanetario. Estas inestabilidades producirían el colapso gravitatorio de una porción de la componente gaseosa del disco protoplanetario dando lugar a la formación de objetos con masas subestelares del orden de las de los planetas gigantes (la masa de Júpiter es un milésimo de la masa del Sol) en una escala de tiempo muy corta, de algunos miles de años. Esta corta escala de tiempo en la que se produce la formación planetaria es considerada la principal virtud de la teoría de inestabilidad gravitatoria. Por otro lado, el modelo de inestabilidad nucleada, actualmente el más aceptado por la comunidad científica, propone que el planeta comienza a formarse a través de la acreción de planetesimales (bloques fundamentales en el proceso de formación planetaria, con tamaños que van desde el metro a centenas de kilómetros). Inicialmente, el planeta tiene una masa pequeña, del orden de la masa de la Luna (aproximadamente un centésimo de la masa de la Tierra). El planeta aumenta su masa a expensas de los planetesimales, y al estar inmerso en un disco con una componente gaseosa, poco a poco comienza a ligar el gas circundante generando una envoltura gaseosa, la cual inicialmentre tiene una masa varios órdenes de magnitud menor que la del núcleo (llamaremos núcleo a la componente sólida, o de alta densidad, del planeta). Cuando el núcleo alcanza una masa del orden de diez veces la masa de la Tierra, se produce la inestabilidad nucleada. Las capas de la envoltura gaseosa ya no pueden ser sostenidas en equilbrio hidrostático, y se produce el colapso de la envoltura sobre el núcleo. De esta manera, el planeta acreta la mayor parte del gas que lo compone alcanzando su masa final en una escala de tiempo muy corta (de unos miles de años). La duración total del proceso es de algunos millones de años, la cual se suele citar como más larga que la escala de tiempo en que se ha observado que subsisten las nebulosas protoplanetarias (Mamajek, 2009). Esto constituye una evidente paradoja que tradicionalmente se ha planteado como la principal dificultad del modelo de inestabilidad nucleada. Sin embargo, una de las principales razones por las que se prefiere a este modelo frente al de inestabilidad gravitatoria está relacionada con la masa de los núcleos que predice. Los estudios, tanto teóricos como observacionales (estudio del pasaje de satélites artificiales en las proximidades de los planetas de nuestro Sistema Solar, estudio de la dinámica de los satélites naturales de los planetas gigantes del Sistema Solar) predicen que Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno tienen núcleos con masas del orden de una decena de veces la terrestre (Podolak et al., 2000; Saumon y Guillot, 2004; Guillot, 2005), tal como predice la teoría de inestabilidad nucleada. En referencia a la evolución del disco protoplanetario, éste sufre una evolución de gran complejidad, la cual es necesario modelar en forma detallada ya que afecta la capacidad de crecimiento de los planetas inmersos en el mismo. Además, el mismo disco es el sistema físico a través del cual se produce la interación planeta – planeta. Aquí no nos referimos simplemente a la interacción gravitatoria sino a la modificación de las poblaciones de planetesimales como consecuencia de la presencia de varias masas planetarias. Dichas masas fuerzan la migración de planetesimales modificando su densidad superficial. Ésta, a su vez, es la que alimenta a los planetas restantes. Por lo tanto un planeta afecta la disponibilidad de materia de la que podrían alimentarse los planetas restantes de un sistema en formación. Cabe destacar que los trabajos de Fortier et al. (2007, 2009) son los primeros en los que se considera el régimen de acreción de planetesimales conocido como de crecimiento oligárquico (Ida y Makino, 1993; Kokubo e Ida, 1998, 2000, 2002). Las simulaciones numéricas más detalladas muestran que el régimen de acreción según el cual los planetas sufren la mayor parte de su crecimiento es el crecimiento oligárquico. Según este régimen, el planeta, luego de alcanzar una masa algo menor a la lunar, es capaz de perturbar su entorno de forma tal que su crecimiento se autolimita. De esta forma el proceso de formación planetaria se vuelve más lento que el predicho por el crecimiento rápido conocido como crecimiento en fuga tal como el considerado por Pollack et al. (1996) u otros autores (Hubicky et al., 2005; Alibert et al., 2005; Dodson-Robinson et al., 2009; Mordacini et al., 2009). Sin embargo, en todos estos trabajos se considera la formación aislada de cada planeta, en donde los posibles efectos que un embrión planetario en formación podría ejercer sobre otros, que crecen simultáneamente en el mismo disco protoplanetario, son despreciados. Esta configuración, la más sencilla posible, es poco realista y resulta insuficiente para comprender de manera más global la formación de los planetas gigantes del Sistema Solar. En esta Tesis desarrollamos un código, en base a los trabajos de Fortier et al. (2007, 2009), en donde se calcula por primera vez –para este tipo de modelos– la formación simultánea de un numéro arbitrario de planetas gigantes inmersos en un disco protoplanetario en evolución. Aplicamos el nuevo modelo para calcular cómo la formación aislada de Júpiter y Saturno se modifica cuando se considera que ambos planetas se forman simultáneamente (Guilera et al., 2010). En este trabajo mostramos que la formación aislada de un planeta gigante puede sufrir cambios significativos cuando la formación del mismo se produce simultáneamente en presencia de otros embriones. En lo que respecta al Sistema Solar, el Modelo de Niza (una triología de trabajos que lleva su nombre debido a que sus autores lo desarrollaron en el Observatorio de la ciudad de Niza, Francia: Tsiganis et al., 2005; Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005) cambió el paradigma acerca de su formación. La configuración inicial de este modelo representa la configuración inicial del Sistema Solar exterior cuando la nebulosa primordial fue disipada, y propone que los planetas gigantes estaban en una configuración orbital mucho más compacta que la actual. Particularmente, el modelo propone que los planetas gigantes del Sistema Solar, una vez disipada la nebulosa primordial, se encontraban en órbitas circulares y coplanares, entre ~5.5 UA y ~14 UA (Unidad Astronómica: representa la distancia media entre la Tierra y el Sol, ~150 millones de km). Otro aspecto importante en el Modelo de Niza es la existencia de un disco residual de planetesimales detras de las órbitas de los planetas gigantes. Este disco de planetesimales interactuaría gravitatoriamente con los planetas gigantes y causaría la migración de los mismos a sus posiciones actuales. El éxito del Modelo de Niza radica en que el mismo puede explicar cuantitatívamente muchos aspectos actuales del Sistema Solar: las órbitas, excentricidades e inclinaciones de los planetas gigantes del Sistema Solar (Tsiganis et al., 2005); la existencia de los Troyanos de Júpiter (Morbidelli et al., 2005); el origen del Gran Bombardeo Tardío del Sistema Solar (Gomes et al., 2005) y la formación de la Región Transneptuniana (Levison et al., 2008). Sin embargo, todos estos estudios mencionados consideran que los planetas gigantes del Sistema Solar ya estaban formados, y no plantean discusión alguna acerca de la formación de los mismos. El primero en investigar este problema fue Desch (2007). Utilizando la configuración inicial propuesta por el Modelo de Niza, Desch recalculó la nebulosa solar mínima y considerando una población de planetesimales de 100 m de radio y el régimen de crecimiento oligárquico para los embriones, estimó de manera simple el tiempo de formación de los núcleos de los planetas gigantes. Desch encontró que los mismos podrían formarse en una escala de tiempo compatible con la vida media observada de los discos protoplanetarios. Continuando esta idea, Benvenuto et al. (2009) calcularon de manera detallada la formación aislada de los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar. Adoptando la configuración inicial propuesta por el Modelo de Niza, el nuevo modelo de nebulosa solar calculado por Desch y considerando una distribución de tamaños para los planetesimales, encontraron que los planetas gigantes del Sistema Solar pueden formarse en escalas de tiempo compatibles con la vida media observada de los discos protoplanetarios. Además, encontraron que las masas de los núcleos de los cuatros planetas están en perfecto acuerdo con las estimaciones teóricas y observacionales predichas para dichos cuerpos. No obstante, tanto Desch como Benvenuto et al. no tuvieron en cuenta un fenómeno muy importante: la migración de los planetesimales debido a la fricción gaseosa generada por el gas nebular. Thommes et al. (2003), Chambers (2006) y Brunini y Benvenuto (2008) mostraron que este fenómeno tiene una fuerte influencia en las escalas de tiempo de acreción, especialmente para los planetesimales pequeños (menores a 1 km de radio). Este fenómeno también es introducido por primera vez –para este tipo de modelos– en nuestro código, con el cual, continuando el trabajo de Benvenuto et al. (2009), calculamos por primera vez la formación simultánea de los planetas gigantes del Sistema Solar (Guilera et al., 2011). En este trabajo encontramos que el modelo de nebulosa solar propuesto por Desch no favorece la formación simultánea de los planetas gigantes del Sistemas Solar. Sin embargo, modelos de discos con perfiles de densidades superficiales más suaves (como los propuestos por los modelos de discos de acreción) si lo hacen. Aun más, para estos discos, encontramos que si la mayor parte de la masa del sistema está distribuida en planetesimales con radios menores o iguales a 1 km, la formación de los cuatro planetas gigantes puede darse en escalas de tiempo similares (siempre compatibles con la escala de tiempo de vida media observada para los discos protoplanetarios, condición necesaria que debe satisfacer todo modelo de formación de planetas gigantes). En este trabajo, mostramos que la evolución de la población de planetesimales juega un papel importante en el proceso de acreción y formación planetaria. En este estudio, dicha población evoluciona solo por la acreción de los embriones inmersos en el disco y por la migración debida al gas nebular. Sin embargo, la evolución de la población de planetesimales es un fenómeno complejo, y otros procesos pueden tener implicancias significativas, como por ejemplo la evolución colisional, la dispersión o la apertura de brechas en el disco de planetesimales (procesos complejos de incorporar en los modelos como en los que esta Tesis se basa). En lo que respecta a la evolución colisional de la población de planetesimales, a medida que los embriones crecen, debido a las excitaciones gravitatorias que producen, incrementan las velocidades relativas de los planetesimales. Este aumento en las velocidades relativas de los planetesimales causa la fragmentación de los mismos debido a las colisiones mutuas. Después de sucesivas colisiones destructivas los planetesimales van reduciendo sus tamaños. Inaba et al. (2003) y Kobayashi et al. (2010, 2011) encontraron que grandes cantidades de masa pueden perderse por la migración, debido a la fricción gaseosa del gas nebular, de los fragmentos pequeños productos de las colisiones entre planetesimales. Por otro lado, a medida que los embriones crecen, éstos comienzan a ligar el gas circundante. Inicialmente, estas envolturas son poco masivas pero relativamente bastante extendidas, y producen una fricción sobre los planetesimales, aumentando notablemente la sección eficaz de captura de los planetas. Los planetesimales más chicos de la distribución son quienes más sufren ambos efectos. Resulta entonces importante estudiar en forma detallada si la fragmentación de planetesimales y la generación de fragmentos pequeños favorece o inhibe la formación de un planeta gigante. La última etapa de esta Tesis estuvo basada en la generación de un modelo de fragmentación para incorporar en nuestro modelo global de formación planetaria. De esta manera, la población de planetesimales del disco protoplanetario evoluciona ahora por acreción de los embriones, migración orbital y fragmentación. Nuestros estudios (Guilera et al., 2014) muestran que el proceso de fragmentación de planetesimales inhibe fuertemente la formación de los planetas gigantes en un amplio rango de masas para los discos y para un amplio rango de tamaños para los planetesimales. Sin embargo, si la mayor parte de la masa que se pierde en las colisiones entre planetesimales se distribuye en los fragmentos más grandes producto de las mismas, el proceso de formación planetaria se ve favorecido siempre y cuando se considere una distrinbución inicial de planetesimales grandes (con radios del orden de 100 km). Finalmente, encontramos que en este caso, para planetesimales con tamaños menores o iguales a 10 km de radio, es imprescindible considerar un modelo más general en donde además de la fragmentación se tenga en cuenta la coagulación entre planetesimales.

Estudio empírico de la difusión caótica en sistemas conservativos

2020-02-17T04:04:56Z

Tesis de doctorado Cincotta, Pablo; Giordano, Claudia Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata Cuando queremos estudiar la dinámica de un sistema, por ejemplo una galaxia o un sistema planetario, es importante primero conocer en qué regiones del sistema una órbita tiene un comportamiento regular y en cuáles un comportamiento caótico. Las herramientas que utilizaremos para abordar esta cuestión son los llamados indicadores de caos. Existen en la literatura una gran cantidad de estos indicadores, de los cuales en este trabajo utilizaremos aquéllos basados en la evolución de la solución de las ecuaciones variacionales. Algunos ejemplos de este tipo de indicadores son el Máximo Exponente de Lyapunov (lLCE), el Indicador Rápido de Lyapunov (FLI) y su variante que considera solo la componente ortogonal (OFLI), el Factor de Crecimiento Exponencial Medio de Órbitas Cercanas (MEGNO), el Índice Menor de Alineamiento (SALI), entre otros. En el Capítulo 2 revisaremos las principales características de una variedad de este tipo de indicadores. Luego, en el Capítulo 3 presentaremos un código, escrito en FORTRAN, que integra de una forma eficiente todos los indicadores descriptos en el Capítulo 2. Hemos desarrollado dos versiones de este programa, una para mapas simplécticos y otra para flujos hamiltonianos. La primera será empleada en la segunda parte de este trabajo, y ambas versiones fueron utilizadas en la tesis doctoral del Dr. Nicolás Maffione. La segunda parte de este trabajo está dedicada al estudio, dentro de la región caótica, de la difusión, esto es, determinar si existe una variación secular de las integrales no perturbadas del sistema. Para valores perturbativos muy pequeños se encontraron escenarios en los que la difusión no era detectable a causa de las oscilaciones introducidas por los efectos de deformación del conjunto de variables utilizadas, por lo que recurrimos al uso de las formas normales. Dado que no existía hasta el momento una implementación de esta técnica para el caso de mapas, en este trabajo se creó, por primera vez en la literatura, dicha implementación. Esta herramienta es una sucesión de transformaciones canónicas que permite describir, de una forma más clara, la dinámica del sistema, eliminando justamente los efectos de deformación. En el Capítulo 4 presentaremos, de una manera detallada, el mecanismo para la construcción de las formas normales para un mapa simpléctico 4D cuasi-torsional general. En el Capítulo 5 mostraremos cómo aplicar dicho mecanismo a dos mapas estándar acoplados. Dado que las formas normales se construyen mediante series de Fourier, presentaremos los resultados de la medición de los tiempos de CPU empleados para distintos órdenes de este desarrollo. También presentaremos una estimación empírica del orden óptimo para el cual construir la forma normal, para dos escenarios distintos. Finalmente, en el Capítulo 6 llevaremos a cabo el estudio de la difusión, que es el objetivo central de este trabajo. Este estudio lo realizaremos a través de la medición de la desviación cuadrática media de la acción en la dirección de la resonancia con respecto a su valor inicial. Estudiaremos un ensamble de 103 partículas considerando varios escenarios distintos mediante la variación del parámetro de acoplamiento del mapa.

Diversidad de sistemas planetarios sin gigantes gaseosos en discos de baja masa

2020-02-17T04:04:33Z

Tesis de grado Elía, Gonzalo Carlos de Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata Como indica el título de esta tesis, el objetivo general de nuestro trabajo es poder analizar la diversidad de sistemas planetarios que podrían formarse alrededor de estrellas de tipo solar y sin gigantes gaseosos. Nuestro interés particular es estudiar estos sistemas en discos de baja masa, pues podemos asegurar que en ellos no hay posibilidad de formar planetas gigantes gaseosos. Para poder lograr este análisis desarrollamos simulaciones de N-cuerpos orientadas a estudiar el proceso de formación de planetas terrestres. Las simulaciones tienen en cuenta distintos escenarios, consideran discos protoplanetarios con diferentes perfiles de densidad superficial y utilizan distintas configuraciones físicas y orbitales para formar los sistemas planetarios. Luego, el objetivo principal de este trabajo es analizar la potencial habitabilidad de los planetas terrestres que se forman en dichos sistemas y tratar de determinar teóricamente si son blancos de interés observacional. Básicamente nuestro estudio está orientado a responder la siguiente pregunta: ¿si existiera la posibilidad de observar sistemas formados únicamente por planetas de tipo terrestre, sería interesante estudiarlos en detalle?, ¿son los sistemas planetarios con sólo planetas terrestres blancos de interés astrobiológico?, ¿valdría la pena orientar nuestros grandes telescopios e instrumentos a este tipo de sistemas?

Evolución colisional y dinámica de pequeños planetas

2020-02-17T04:05:00Z

Tesis de doctorado Brunini, Adrián Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata En esta Tesis se presentan resultados concernientes a la evolución colisional y dinámica de las principales poblaciones de pequeños planetas del Sistema Solar. Nuestro análisis incluye a los asteroides del Cinturón Principal, los asteroides cercanos a la Tierra (NEAs), los Troyanos de Júpiter asociados al punto de equilibrio L₄, y los Plutinos, residentes en la resonancia de movimientos medios 3:2 con Neptuno. Para realizar esta tarea, desarrollamos un código numérico estadístico de evolución colisional, capaz de incluir las principales características dinámicas de la población de pequeños cuerpos bajo estudio. Dicho algoritmo puede ser utilizado para analizar la evolución de cualquier población de pequeños planetas, independientemente de su posición en el Sistema Solar.

Realización, análisis y aplicaciones del archivo de placas astrométricas del Observatorio Astronómico de La Plata

2020-02-17T04:05:08Z

Tesis de grado Orellana, Rosa Beatriz Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata La observación fotográfica de asteroides y cometas se ha llevado a cabo en el Observatorio de La Plata desde la adquisición, y puesta en funcionamiento del telescopio Astrográfico en el año 1913. Este telescopio funcionó en forma ininterrumpida hasta el año 1986, proporcionando un gran número de placas fotográficas. Durante estos años de observación el Observatorio de La Plata, ha contribuido de forma significativa en la determinación precisa de las posiciones y efemérides de asteroides y cometas. Es interesante recordar, además que se han descubierto varios asteroides en este período, como por ejemplo: (965) Angélica, (1029) La Plata, (1254) Erfodia. El telescopio dejó de utilizarse en el año 1986, debido a las malas condiciones existentes para la observación, como la luz de la ciudad de La Plata y la polución y luminosidad provocada por la planta petroquímica ubicada al Norte del Observatorio en la Localidad de Ensenada. Por otro lado las placas fotográficas se habían dejado de fabricar dando paso a las modernas técnicas de fotografía astronómica, con detectores digitales (CCD). Sin embargo, durante los más de 80 años de observación con este telescopio se obtuvo una gran cantidad de placas fotográficas de asteroides y cometas que cubren gran parte del cielo del hemisferio sur, el cual es considerablemente menos fotografiado que el norte. La importancia de este material que forma parte de la historia y trayectoria del Observatorio de La Plata motivó la realización de una clasificación del mismo, en base a las placas y cuadernos donde era registrada la información. Esta clasificación permitió realizar una base de datos con acceso por computadora y realizar un análisis a fin de obtener algunas características de nuestro archivo de placas. A partir de esta base de datos fue posible encontrar un grupo de placas cuyas posiciones no habían sido reducidas. Se redujeron estas placas con el Catálogo SAO y se publicaron los resultados. Por otro lado se seleccionó otro grupo de placas que fue reducido por primera vez con el Catálogo Hipparcos. Este mismo grupo se redujo también con el catálogo SAO 2000.0, obteniéndose además una comparación de los resultados obtenidos con ambos catálogos.

Collisional and dynamical evolution of Plutinos

2021-04-23T20:08:39Z

Articulo Astronomy & Astrophysics; vol. 490, no. 2 Aims: In this paper, we analyze the collisional and dynamical evolution of the population of Plutinos. Methods: To do this, we test different collisional parameters and include a dynamical treatment that takes into account the stability and instability zones of the 3:2 mean motion resonance with Neptune. This procedure allows us to estimate the size distribution of Plutinos, to study their mean collisional lifetimes, to analyze the formation of families, to obtain ejection rates of fragments from the resonance and to discuss their possible contribution to the ecliptic comet population. Our simulations are developed assuming the existence of one Pluto-sized object in the 3:2 Neptune resonance. Results: The Plutino population larger than a few kilometers in diameter is not significantly altered by catastrophic collisions over the age of the Solar System. Thus, we infer that the break suggested by previous works at a diameter D near 40-80 km in the Plutino cumulative size distribution should be primordial and not a result of the collisional evolution. The existence of such a break is still a matter of debate. On the other hand, our analysis indicates that one large family was formed in the 3:2 Neptune resonance over the Solar System history. Concerning Plutino removal, we find that one object with a diameter D > 1 km is ejected from the 3:2 resonance with Neptune every ~300-1200 yr. Then, we study the sensitivity of our results to the number of Pluto-sized objects in the 3:2 Neptune resonance. Our simulations suggest that the larger the number of Pluto-sized bodies, the higher the ejection rate of fragments from that resonant region and the number of families formed over 4.5 Gyr. Thus, if a maximum of 5 Pluto-sized objects are assumed to be in the 3:2 Neptune resonance, one body with a diameter D > 1 km is ejected every tens of years while ~30 large families are formed over the Solar System history. From these estimates, we conclude that it is necessary to specify the number of Pluto-sized objects present in the 3:2 Neptune resonance to determine if this region can be considered an important source of ecliptic comets. Finally, we find that the current orbital distribution of the Plutinos does not offer a strong constraint on the dynamical origin of this population.

Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation II

2020-02-17T04:04:39Z

Comunicacion Astronomy and Astrophysics; vol. 500, no. 3 Aims. The equation of state calculated by Saumon and collaborators has been adopted in most core-accretion simulations of giant-planet formation performed to date. Since some minor errors have been found in their original paper, we present revised simulations of giant-planet formation that considers a corrected equation of state. Methods. We employ the same code as Fortier and collaborators in repeating our previous simulations of the formation of Jupiter. Results. Although the general conclusions of Fortier and collaborators remain valid, we obtain significantly lower core masses and shorter formation times in all cases considered. Conclusions. The minor errors in the previously published equation of state have been shown to affect directly the adiabatic gradient and the specific heat, causing an overestimation of both the core masses and formation times.

On the population, physical decay and orbital distribution of Jupiter family comets: numerical simulations

2021-06-23T20:05:22Z

Articulo Icarus; vol. 203, no. 1 We study the Jupiter family comet (JFC) population assumed to come from the Scattered Disk and transferred to the Jupiter’s zone through gravitational interactions with the Jovian planets. We shall define as JFCs those with orbital periods P<20yr and Tisserand parameters in the range 220yr) will be called ‘non-JFCs’. We performed a series of numerical simulations of fictitious comets with a purely dynamical model and also with a more complete dynamical-physical model that includes besides nongravitational forces, sublimation and splitting mechanisms. With the dynamical model, we obtain a poor match between the computed distributions of orbital elements and the observed ones. However with the inclusion of physical effects in the complete model we are able to obtain good fits to observations. The best fits are attained with four splitting models with a relative weak dependence on q, and a mass loss in every splitting event that is less when the frequency is high and vice versa. The mean lifetime of JFCs with radii R>1km and q<1.5AU is found to be of about 150-200 revolutions (˜10³yr). The total population of JFCs with radii R>1km within Jupiter’s zone is found to be of 450±50. Yet, the population of non-JFCs with radii R>1km in Jupiter-crossing orbits may be ˜4 times greater, thus leading to a whole population of JFCs + non-JFCs of ˜2250±250. Most of these comets have perihelia close to Jupiter’s orbit. On the other hand, very few non-JFCs reach the Earth’s vicinity (perihelion distances q≲2AU) which gives additional support to the idea that JFCs and Halley-type comets have different dynamical origins. Our model allows us to define the zones of the orbital element space in which we would expect to find a large number of JFCs. This is the first time, to our knowledge, that a physico-dynamical model is presented that includes sublimation and different splitting laws. Our work helps to understand the role played by these erosion effects in the distribution of the orbital elements and lifetimes of JFCs.

Orientación vocacional en la escuela secundaria: Un aporte desde la comunicación para la participación docente

2021-06-01T01:31:04Z

Tesis de grado Arrúa, Vanesa; Rosa, María Noel Licenciado en Comunicación Social, orientación Planificación Comunicacional; Universidad Nacional de La Plata El siguiente trabajo da cuenta del recorrido realizado con el objetivo de fortalecer la participación de los docentes en procesos de Orientación Vocacional Ocupacional en escuelas secundarias. Para ello, y en base a los resultados de un Diagnóstico llevado a cabo, se elaboró un producto de Comunicación/Educación, en soporte gráfico, dirigido a docentes. Esta propuesta pretende ser un aporte, desde la planificación y gestión de procesos comunicacionales, que colabore con el desarrollo de un proyecto mayor que ya está funcionando y que se denomina: "Equidad y Orientación: el desafío de una propuesta". El mismo tiene por objetivo desarrollar procesos de Orientación Vocacional con jóvenes que están cursando el último ciclo del nivel Polimodal en escuelas secundarias de los distritos de La Plata, Berisso y Ensenada. Estas escuelas, localizadas en áreas periféricas, son caracterizadas como en riesgo de vulnerabilidad social por quienes concibieron dicho trabajo. El mencionado constituye un proyecto de extensión de la Facultad de Humanidades y Ciencias de la Educación de la UNLP (a través de la cátedra de Orientación Vocacional de la carrera de Psicología) y fue desarrollado y concebido por el Centro de Orientación Vocacional-Ocupacional, dependiente de la Secretaría de Extensión de la FAHCE. Programa de investigación: Comunicación, Planificación y Gestión.

Formación simultánea de planetas gigantes por inestabilidad nucleada

2020-02-16T20:05:41Z

Tesis de grado Benvenuto, Omar Gustavo; Brunini, Adrián Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata El objetivo central de esta tesis es intentar contribuir a la comprensión de los procesos que dan lugar a la formación de sistemas planetarios como un todo. Para esto, trabajamos en la construcción de modelos de crecimiento planetario en el contexto de un disco protoplanetario realista, que evoluciona por viscosidad del disco gaseoso como así también por migración de planetesimales. Específicamente calcularemos la interacción que surge entre dos (o más) planetas gaseosos gigantes que crecen simultáneamente en un mismo disco protoplanetario. Aunque al presente se dispone de una descripción plausible de la formación planetaria, dicha descripción se basa en modelos construidos bajo la hipótesis del crecimiento de un planeta aislado. Esta conﬁguración es poco realista e insuficiente para comprender globalmente tanto la formación del Sistema Solar como la de los sistemas planetarios extrasolares recientemente descubiertos. De los más de 300 exoplanetas descubiertos hasta el momento (The Extrasolar Planets Encyclopaedia, http://exoplanet.eu/catalog.php) muchos de ellos se encuentran en sistemas múltiples (alrededor de 30 sistemas planetarios descubiertos a la fecha); aún más, recientemente Marois et al. 2008 presentaron las primeras imágenes directas (en infrarrojo) de exoplanetas. Estas imágenes muestran tres planetas gigantes orbitando la estrella de tipo espectral A HR 8799, perteneciente a la constelación de Pegasus. Estos datos son determinantes para incluir a la formación simultánea de planetas gigantes en los modelos de formación de sistemas planetarios.

Evolución dinámica post escape de los asteroides Hildas

2020-02-17T04:05:04Z

Tesis de doctorado Brunini, Adrián; Orellana, Rosa Beatriz Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata El cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter constituye un ejemplo a menor escala del gradiente de elementos observados en los planetas del Sistema Solar. Preservan el registro de la composición y mecánica del origen del Sistema Solar. Los asteroides Hildas en resonancia 3:2 con Júpiter (∼ 4 UA), tienen alto porcentaje de materiales volátiles, son una población dinámicamente muy estable aunque colisionalmente activa, y por tanto tienen una cierta tasa de despoblación. En esta tesis estudiamos la evolución dinámica de esta población mediante simulaciones numéricas con un código simpléctico híbrido realizado por el Dr. Adrián Brunini y colaboradores y realizamos una pseudo evolución colisional. El objetivo de este trabajo es estudiar las rutas que siguen los Hildas que escapan de la resonancia y su contribución a diferentes poblaciones y procesos en el Sistema Solar.

Procesos de mezcla en estrellas de masa intermedia

2020-02-17T04:04:35Z

Tesis de grado Althaus, Leandro Gabriel Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata El objetivo de esta tesis es el estudio de la formación de estrellas deﬁcientes en H por medio de ﬂashes del He de diferentes tipos que ocurren en situaciones diferentes a las usuales y producen la dilución o quema del H remanente de la estrella, dando como resultado abundancias superficiales deﬁcientes en H. El trabajo está orientado tanto al estudio de los eventos y mecanismos por medio de los cuales la estrella adquiere la composición deﬁciente en H, como así también al estudio de su evolución posterior como estrella deﬁciente en H.