Planetologia Extrasolare

Cenni teorie formazione pianeti Extrasolari

R.U. Claudi

• Le orbite dei pianeti sono quasi circolari e

complanari

• I pianeti giganti si formano solo a grandi

distanze dalla stella centrale

• Nelle zone centrali (ed in particolare nella

regione di abitabilità) dovrebbero formarsi

pianeti rocciosi

Previsioni del modello standard

Migrazione: 3 processi fisici distinti

1) Il pianeta interagisce marealmente con il disco di gas (e polvere). Avviene nei primi 3-5 Myr, poi il disco di gas viene dissipato. Caso degli ‘hot Jupiters’?

2) Migrazione per scattering di planetesimi. Avviene nelle fasi finali di formazione dei pianeti e continua fino a che tutti i planetesimi sono stati spazzati via. Il sistema solare. E’ il caso anche di altri pianeti extrasolari?

3) Migrazione per espulsione di uno o piu’ pianeti dal sistema. Avviene al termine del processo di formazione planetaria, dopo un periodo di evoluzione dinamica caotica. E’ il caso di pianeti extrasolari eccentrici?

Conservazione dell’energia

GM 2/ ٭ ( 1 / ap + 1 / as) = GM 2 / ٭ ( 1 / a’p )

Sempre migrazione verso l’interno

Migrazione per close encounters (S-U-N)

H = (a (1 – e2) )½ cos i

Componente z di L

Se H > Hp migrazione verso esterno

Se H < Hp migrazione verso interno

Migrazione per scattering (solo G)

Migrazione di tipo I: pianeti piccoli.Migrazione di tipo I: pianeti piccoli.

Risonanze di Lindblad e corotanti (gia’ note per i dischi planetari) causano la formazione di onde di densita’ a spirale, trasferimento di momento angolare dal pianeta al disco. Il momento torcente delle risonanze esterne piu’ forte rispetto a quelle interne: migrazione verso l’internomigrazione verso l’interno

Corotante: m (n - P) = 0

Lindblad: m (n - p) = ±

Verticale: m (n - p) = ±

p = pattern speed: velocita’ angolare dei termini perturbativi nello sviluppo del potenziale gravitazionale del pianeta

m p = m np + k p + p p

cr = j p + j’ + p p + p’ + q p + q’

Attenzione: n non e’ Kepleriano per la pressione del gas!

ngas < nKep

Problema: un pianeta di 10 MTerra a 5 AU in un disco con 0.02 Msole cade nel sole in 8 x 104 anni!!

I = (2.7 + 1.1 ) -1 Mstar2 / (Mp rp

2 ) (c / rp p)2 p -1

Differenza tra i momenti torcenti esterno e interno

Onde di densita’ causate da risonanze

Il pianeta cresce e si forma un gap in corrispondenza all’orbita del pianeta: migrazione di tipo IImigrazione di tipo II

Variazione di densita’ nel disco.

II = 3 x 105 ( / 10-4) -1 yr

Migrazione tipo I

Massa del pianeta 1 MTerra

Il pianeta cresce rapidamente in massa: 10 MTerra

Migrazione tipo II

Il pianeta raggiunge la sua massa finale mentre rimane agganciato al moto viscoso del disco.

Cosa impedisce al Cosa impedisce al pianeta di cadere sulla pianeta di cadere sulla stella?stella?

Quando la pressione magnetica del campo della stella equivale la pressione dovuta all’evoluzione viscosa del disco la materia viene deviata dal campo. Il disco viene svuotato e l’inflow segue le linee di campo. Questo avviene in prossimita’ del raggio di corotazione.

Rc = (GM* P* / 4 2) 1/3

Periodo di rotazione delle stelle T-Tauri ~ 1-10 giorni

P = 1 giorno Rc ~ 0.02 AU

P= 5 giorni Rc ~ 0.06 AU

P = 10 giorni Rc ~ 0.09 AU

21 pianeti extrasolari orbitano entro 0.09 AU dalla stella (51 Peg, Ups And b, Tau Boo......)

LA MAGNETOSFERA DELLA STELLALA MAGNETOSFERA DELLA STELLA

PROBLEMA 1PROBLEMA 1: SISTEMARE I TEMPI SCALA: SISTEMARE I TEMPI SCALA

Formazione pianeti giganti: Core-accretion: ~ 2-5 x 106 yr

Instabilita’: ~ 103 yr

Migrazione planetaria: Tipo 1: 104 – 105 yr

Tipo 2: 105 – 106 yr

Vita media del disco di gas: 2-5 x 106 yr

PROBLEMA 2PROBLEMA 2: LE ORBITE DI MOLTI PIANETI : LE ORBITE DI MOLTI PIANETI SONO ECCENTRICHESONO ECCENTRICHE

Migrazione planetaria richiede orbite circolari. Se orbite eccentriche (e > 1.1 h/r) la migrazione puo’ anche invertirsi! (Papaloizou & Larwood 2000)

PROBLEMA 3PROBLEMA 3: SISTEMI CON PIU’ DI UN PIANETA.: SISTEMI CON PIU’ DI UN PIANETA.

1) Per la migrazione di tipo I, cosa succede alle onde di densita’? Se sovrapposizione, i momenti torcenti si intrecciano. Non ci sono simulazioni al momento.

2) Le mutue perturbazioni tra i pianeti fanno aumentare le eccentricita’ e la migrazione si puo’ invertire. Inoltre, non si sa se il pianeta riesce ad aprire un gap in presenza delle perturbazioni del secondario. Mancano simulazioni e i vari autori glissano....

PROBLEMA 4PROBLEMA 4: LA MIGRAZIONE PER : LA MIGRAZIONE PER SCATTERING DI PLANETESIMI RICHIEDE SCATTERING DI PLANETESIMI RICHIEDE DENSITA’ 50-200 VOLTE LA MMSNDENSITA’ 50-200 VOLTE LA MMSN (Murray et al. 1998).

3. 3. Interazioni tra pianeti gigantiInterazioni tra pianeti giganti (modello dei Jumping Jupiter)(modello dei Jumping Jupiter)( ( Weidenschilling & Marzari 1996 ; MarzariWeidenschilling & Marzari 1996 ; Marzari && Weidenschilling 2002 )Weidenschilling 2002 )

1) 2) 3)

I pianeti giganti si formano oltre la frost–line

secondo il modello modello standardstandard

I pianeti effettuano incontri ravvicinati (fase caotica)(fase caotica)

EspulsioneEspulsione di un pianeta in orbita iperbolicaInserimentoInserimento di un altro in orbita eccentrica,in orbita eccentrica, interna ed inclinata,interna ed inclinata,

Le orbite sono interne, eccentriche e con elevate inclinazioni Le orbite sono interne, eccentriche e con elevate inclinazioni

mutuemutue

FORMAZIONE DEI PIANETI IN SISTEMI STELLARI BINARIFORMAZIONE DEI PIANETI IN SISTEMI STELLARI BINARI

~ 50% delle stelle in sistemi binari

Picco del semiasse ~ 50 AU, picco dell’eccentricita’ 0.2-0.4

DOMANDA: e’ possibile la formazione dei pianeti nonostante le perturbazioni gravitazionali della stella compagna?

L1551 IRS5: dischi attorno a ciascuna componente (infrarosso, Rodriguez et al. 1998).

Le masse dei dischi sono circa 0.04 MSUn > MMSN

Troncamento del disco dovuto alle perturbazioni della secondaria. (Artymowicz & Lubow 1994)

= 0.3 e = 0 = 0.3 e = 0.3

Diversi valori di viscosita’

Log = -14, -11, -8 ...

Stabilita’ a lungo Stabilita’ a lungo termine di orbite termine di orbite planetarie in sistemi planetarie in sistemi binari con stelle binari con stelle vicine. (Holman & vicine. (Holman & Wiegert 1999)Wiegert 1999)

ALCUNI DEI PROBLEMI APERTIALCUNI DEI PROBLEMI APERTI

Formazione dei pianeti giganti e presenza del core: il modello standard funziona ancora?

Massima massa di un pianeta (nana bruna?)

Migrazione planetaria: tempi scala e processi fisici coinvolti.

Come fermare le migrazione?

I pianeti di tipo terrestre possono sopravvivere in presenza di un gigante gassoso che migra?

Gli ‘Hot Jupiters’ possono evaporare?

Sistemi come il nostro sono rari?

La dinamica e stabilita’ di orbite di tipo S e P in sistemi stellare binari (e multipli)