Formación de planetas terrestres: Diferenciación, estructura y composición - Dugaro, Agustín (2020)
Durante los ultimos años, el número de exoplanetas descubiertos a partir de la aplica- ción de diferentes técnicas de detección ha superado los 4100. Estos descubrimientos han abierto la puerta a una nueva era de investigaciones, las cuales nos desafían de manera continua en pos de comprender la verdadera naturaleza de la gran diversidad de planetas que se encuentran orbitando alrededor de otras estrellas. Desde un punto de vista teórico, los algoritmos numéricos más utilizados para analizar los procesos de formación y evolución planetaria son los denominados códigos de N- cuerpos. Estas herramientas numéricas resultan ser extremadamente eficientes para este tipo de tareas, ya que nos permiten computar las perturbaciones gravitacionales de una población de cuerpos masivos y describir su evolución. En particular, los códigos de N-cuerpos son principalmente utilizados para el desarrollo de simulaciones de acreción, las cuales nos conducen a la formación de un sistema planetario a partir de un conjunto de protoplanetas. Por muchos años, la gran mayoría de los trabajos destinados a analizar las propiedades físicas y dinámicas de planetas de tipo terrestre formados en una amplia diversidad de sistemas se basaron en la utilización de códigos de N-cuerpos cuya hipótesis principal establece que todas las colisiones derivan en mezclas perfectas, las cuales conservan la masa y el contenido de agua de los cuerpos interactuantes. Sin embargo, resulta claro que dicha hipótesis de trabajo genera un modelo simplificado que podría conducirnos a derivar resultados espúrios concernientes a las propiedades de los planetas formados en un dado sistema. Motivados por el hecho de contar con una herramienta de trabajo más precisa, el objetivo principal de la presente Tesis Doctoral fue llevar a cabo la construcción íntegra de un código numérico de N-cuerpos capaz de desarrollar un tratamiento realista de los procesos colisionales que tienen lugar durante la formación y evolución de un sistema planetario. El algoritmo colisional modelado estuvo basado en resultados de simulaciones hidrodinámicas, las cuales determinan diferentes regímenes dependiendo de la energía y el ángulo de impacto asociados a cada colisión. El código de N-cuerpos construido fue escrito en FORTRAN 90 y ha sido llamado D3. A partir del desarrollo del código de N-cuerpos D3, hemos llevado a cabo diversas aplicaciones con el objetivo central de analizar los procesos físicos y dinámicos asociados a la formación de planetas terrestres alrededor de estrellas de tipo solar en diferentes escenarios. En primera instancia, focalizamos la investigación en sistemas con gigantes gaseosos análogos a aquellos de nuestro Sistema Solar (Escenario I). Luego, centramos nuestro estudio en sistemas planetarios sin gigantes gaseosos debido a su elevada tasa de ocurrencia en el entorno solar (Escenario II). En particular, los análisis detallados estuvieron orientados fundamentalmente en pos de determinar las propiedades físicas de aquellos planetas de tipo terrestre formados en los diferentes escenarios de trabajo en la denominada zona de habitabilidad (ZH). Nuestro interés puso su foco en describir la estructura y composición de tales planetas, poniendo un énfasis particular en sus contenidos finales de agua. Haciendo uso del código D3, desarrollamos un total de 72 simulaciones de N-cuerpos para cada uno de nuestros dos escenarios de trabajo. En particular, 48 simulaciones fueron realizadas adoptando un modelo colisional realista para el tratamiento de los eventos de impacto, mientras que las 24 restantes asumieron un algoritmo simple con la hipótesis de que todas las colisiones derivan en mezclas perfectas. En términos generales, los sistemas planetarios producidos en nuestros dos escenarios de trabajo no muestran una fuerte dependencia con el modelo colisional adoptado para el desarrollo de las simulaciones de N-cuerpos en lo que respecta a la distribución de semiejes finales, al número total de planetas resultantes, y al número de planetas sobrevivientes en la ZH. Sin embargo, diferencias significativas son observadas en las propiedades físicas y orbitales de los planetas resultantes en ambos escenarios de estudio cuando se comparan simulaciones desarrolladas a partir de un modelo colisional realista y un modelo simple que sólo asume mezclas perfectas. En este sentido, nuestros análisis muestran que, por un lado, los planetas formados a partir de simulaciones de N-cuerpos que incluyen una prescripción colisional realista resultan ser menos masivos que aquellos producidos a partir de experimentos numéricos que sólo consideran mezclas perfectas. Por otra parte, las excentricidades orbitales de los planetas formados resultan ser menores cuando un modelo colisional realista es incluido en el desarrollo de las simulaciones. En lo que respecta a los planetas que sobreviven en la ZH, los resultados obtenidos son muy variados y dependientes del escenario dinámico de trabajo. En efecto, en sistemas que albergan gigantes gaseosos análogos a aquellos de nuestro Sistema Solar, los planetas que finalizan en la ZH pueden ser de dos clases independientemente del modelo colisional adoptado para el desarrollo de las simulaciones. Por un lado, planetas cuyas zonas de alimentación están restringidas a un entorno de la ZH, los cuales son llamados Clase A. Por otra parte, planetas con zonas de alimentación más ampliadas que alcanzan regiones más allá de la línea de hielo, los cuales son denominados Clase B. Mientras que los planetas Clase A poseen muy bajos contenidos de agua en su composición final, los planetas Clase B son verdaderos mundos de agua, mostrando contenidos porcentuales que pueden llegar hasta un 50 %. Nuestros resultados muestran que los contenidos finales de agua de los planetas Clase B no son sensibles al modelo colisional adoptado para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Sin embargo, la situación es más compleja para los planetas Clase A. En efecto, en este caso, los fragmentos colisionales generados en simulaciones con modelos realistas juegan un rol primario en las propiedades físicas finales de tales planetas. Además, el contenido final de agua de los mismos depende fuertemente del modelo adoptado para describir el transporte de volátiles luego de cada evento de impacto. En sistemas que no albergan gigantes gaseosos, la gran mayoría de los planetas que sobreviven en la ZH son aquellos clasificados como Clase B. Al igual que en el escenario dinámico anterior, la supervivencia de estos mundos de agua en la ZH no depende del modelo colisional adoptado para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Además, los contenidos finales de agua de dichos planetas muestran valores similares entre experimentos de N-cuerpos que utilizan un modelo colisional realista y aquellos que sólo asumen mezclas perfectas. Un resultado importante derivado a partir de la presente investigación indica que la incorporación de un modelo colisional realista que incluye fragmentación e impactos del tipo hit & run NO resulta ser una barrera para la formación y supervivencia de mundos de agua en la ZH alrededor de estrellas de tipo solar en diferentes escenarios dinámicos. Otro de los puntos importantes de nuestra investigación estuvo centrado en analizar la estructura y composición de los planetas terrestres que sobreviven en la ZH en nuestros dos escenarios de trabajo. En particular, analizamos la evolución temporal del núcleo y de un manto compuesto de roca y agua para cada uno de los modelos colisionales adoptados para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Cuando se asume que todos los eventos de impacto derivan en mezclas perfectas, las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas resultantes en la ZH conservan su valor inicial asignado, aunque se observan cambios en las fracciones individuales finales de roca y agua respecto de sus contenidos primordiales. Cuando un modelo colisional realista es incluido en las simulaciones de N-cuerpos, las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas que sobreviven en la ZH No conservan su valor inicial, pudiendo experimentar cambios drásticos a lo largo de la historia evolutiva. De acuerdo a nuestro análisis, la inclusión de un tratamiento realista de los procesos colisionales permite una mejora substancial en la descripción de las diferentes estructuras asociadas a los planetas de tipo terrestre formados en nuestros escenarios de trabajo. Finalmente, desarrollamos un estudio con el fin de evaluar la sensibilidad de nuestros resultados a la elección de la masa mínima Mmin asociada a los fragmentos generados en un evento de impacto en aquellos experimentos de N-cuerpos que incluyen fragmentación en nuestros dos escenarios de trabajo. Los análisis muestran que la frecuencia de colisiones, el número de planetas resultantes, la distribución de masas y excentricidades planetarias, así como también sus tiempos de formación no muestran una fuerte dependencia con el parámetro M min . Sin embargo, es posible observar variaciones a considerar en las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas que sobreviven en la ZH en función del Mmin , mostrando incluso diferencias en las fracciones finales individuales de roca y agua que componen el manto. Esta investigación nos sugiere la necesidad de desarrollar una elección cuidadosa del parámetro Mmin , la cual podría ser realizada en conformidad con los objetivos a alcanzar en los experimentos numéricos. La presente Tesis Doctoral representa el inicio de una nueva era de investigaciones en la cual nos centramos en describir de manera más realista las propiedades físicas de los planetas terrestres formados en una amplia diversidad de sistemas. Los objetivos generales que nos hemos propuesto nos conducirán a obtener una mejor comprensión sobre las características de los planetas que orbitan estrellas de diferentes tipos espectrales, derivando resultados concluyentes sobre la real naturaleza de los mismos.