http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/70336 2026-06-13T00:42:13Z 2026-06-13T00:42:13Z Guilera, Octavio Miguel Elía, Gonzalo Carlos de Brunini, Adrián Santamaría, Pablo Javier http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/85557 2020-02-16T20:05:27Z 2014-01-01T00:00:00Z

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.

2014-01-01T00:00:00Z 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. Ronco, María Paula http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/66476 2020-02-16T20:05:47Z 2018-04-27T00:00:00Z

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.

2018-04-27T00:00:00Z 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. Knopoff, Patricia Alexandra Badagnani, Daniel Omar Orcajo, Santiago Petrucci, Diego González, Mónica Liliana Ríos Alvarado, Viviana López, Iván Ezequiel Fushimi, Keiko Juliana Montúfar Codoñer, Sergio Emilio Llerena Suster, Egly Norka Lacambra, Emilio San Sebastián, Irina Luciana http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/61774 2020-02-16T20:05:31Z 2014-01-01T00:00:00Z

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.

2014-01-01T00:00:00Z 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. Guilera, Octavio Miguel http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/42902 2020-02-16T20:05:44Z 2014-01-01T00:00:00Z

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.

2014-01-01T00:00:00Z 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. Ronco, María Paula http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/40916 2020-02-17T04:04:33Z 2013-01-01T00:00:00Z

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?

2013-01-01T00:00:00Z 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? Guilera, Octavio Miguel http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1976 2020-02-16T20:05:41Z 2009-01-01T00:00:00Z

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.

2009-01-01T00:00:00Z 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. Miller Bertolami, Marcelo Miguel http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1972 2020-02-17T04:04:35Z 2004-01-01T00:00:00Z

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.

2004-01-01T00:00:00Z 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.