FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE DISCOS PROTOPLANETARIOS: Aplicación a los sistemas DM Tau y GM Aur.

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE DISCOS FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE DISCOS PROTOPLANETARIOS: PROTOPLANETARIOS:

Aplicación a los sistemas DM Tau y GM Aur.Aplicación a los sistemas DM Tau y GM Aur.

Ricardo Hueso & Tristan Guillot

Laboratoire Cassini, Observatoire de la Côte d’Azur, Niza, Francia

E-mail: [email protected]

Presentación: http://www.obs-nice.fr/hueso/

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Plan de la charlaPlan de la charla

5. Conclusiones: Diferencias entre DM Tau y GM Aur

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1. Introducción: Evolución de discos Formación planetaria

2. Características observacionales: DM Tau y GM Aur

3. Modelos de discos protoplanetarios: Colapso y evolución viscosa.

4. Estudio sistemático del espacio de parámetros Prescripciones de viscosidad.

IntroducciónIntroducción

3

Formación planetaria en discos

IntroducciónIntroducción

4

Migración de partículas en la nebulosa

10-3

Gas/100

Evolución comparativa del gas en la nebulosa protoplanetaria y de partículas sólidas no evaporativas de diferente tamaño.

IntroducciónIntroducción

5

Migración + Evaporación-Condensación + Coagulación

Necesidad de estudiar la formación del disco junto con su posterior evolución

Necesidad de estudiar la formación del disco junto con su posterior evolución

Escalas de tiempo comparables a la formación de la estrella y el disco

Escalas de tiempo comparables a la formación de la estrella y el disco

Formación y evolución dependientes de múltiples parámetros, cd ,Tcd , M0

Formación y evolución dependientes de múltiples parámetros, cd ,Tcd , M0

Exploración del espacio de parámetros y comparación con observaciones de sistemas concretos: DM Tau y GM AurExploración del espacio de parámetros y comparación con observaciones de sistemas concretos: DM Tau y GM Aur

Fuerte dependencia de las condiciones inicialesFuerte dependencia de las condiciones iniciales

Guilloteau & Dutrey, 1998Simon, Guilloteau & Dutrey, 2001Hartmann et al. 1998

CO Maps of disk emission:Temperature and retrievals

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Características observacionales: Características observacionales: DM Tau y GM AurDM Tau y GM Aur

Evolución Evolución

El escenario más simple:Colapso de esferas isotérmicas sobre un núcleo preexistente: Shu (1977). cteM

Modelos de formación y evolución de discosModelos de formación y evolución de discos

),(3 2/12/1 tRSr

rr

rrt c

Evolución de un disco viscoso con términos de fuente: Nakamoto and Nakagawa (1991)

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MtRS c ),(

Rc Radio centrífugo

Formación de disco por conservación del momento angular de la nube molecular: Cassen and Moosman (1981).

= 0.005cd = 3 10-14 s-1

Tcd = 10 KM0 = 0.3 M

Ejemplo para DM TauEjemplo para DM Tau

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csH

ddRR3

Explorar el espacio de parámetros

Analizar la parametrización de la turbulencia

Formación de discos protoplanetariosFormación de discos protoplanetarios::DM Tau and GM AurDM Tau and GM Aur

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10 veces menos viscosidad en GM Aur ???10

Formación de discos protoplanetariosFormación de discos protoplanetarios::Acreción en Acreción en DM Tau and GM AurDM Tau and GM Aur

Formación de discos protoplanetariosFormación de discos protoplanetarios::La anómala La anómala reducida reducida viscosidad de GM Aurviscosidad de GM Aur

Rcentrifugal disk 100 AU

Valores elevados de

Formación estable de una línea de hielo a 5-10 AU

Escenario muy favorable para la formación planetaria

Evidencia observacional de un gap interno (5 AU) en el disco de GM Aur.Sargent et al; Rice, K. et al.

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ConclusionConclusionees:s:La formación de planetesimales depende críticamente de las condiciones iniciales en el disco. Las escalas temporales de tiempo involucradas implican la necesidad de entender la formación inicial del disco.

Modelos evolutivos básicos de discos incluyendo la formación y la evolución viscosa pueden ser formulados para diferentes sistemas, DM Tau y GM Aur siendo capaces de explicar las observaciones actuales:

Las discrepancias entre DM Tau y GM Aur pueden ser explicadas por la presencia de un planeta gigante en el sistema más masivo de GM Aur.

La formación de una línea de hielo es un resultado natural en modelos de discos difusivos. Dicha línea de hielo puede conducir a la formación de planetas gigantes en su localización.

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Las observaciones más resolutivas de ALMA permitirán constreñir mucho mejor los modelos, identificar el mecanismo detrás de la turbulencia, los mecanismos disipativos de gas en la nebulosa y estudiar el tipo de partículas presentes a largos radios.

Los resultados para DM Tau encajan con los valores experables de los parámetros fundamentales gobernando la formación y evolución del sistema.