Formación de exoplanetas y planetesimales

Tesis

Summary *

El objetivo fundamental de este trabajo consistió en determinar las distribuciones de metalicidad de tres grupos de objetos de secuencia principal con el fin de analizar si existen diferencias significativas entre ellos, y evaluar estos resultados en el marco de las teorías de formación planetaria. Estos grupos son: estrellas con discos de polvo, estrellas con discos de polvo que además albergan uno o más planetas, y estrellas que albergan al menos un planeta del tipo de Júpiter detectado a partir de la técnica de velocidades radiales. Comparamos las distribuciones de metalicidad de cada muestra y observamos que, si bien las estrellas que albergan planetas son en promedio ricas en metales (0,13 dex), las que además de una compañera de masa planetaria poseen un disco de polvo, presentan un valor promedio de metalicidad ligeramente menor (0,11 dex). Por otro lado, para las estrellas que poseen sólo discos, notamos que su abundancia promedio (-0,16 dex) es similar a la de las estrellas de la vecindad solar, lo cual indica que son pobres en metales en comparación con los objetos que albergan planetas. Estos resultados concuerdan con la teoría de Greaves et al. (2007) y por lo tanto con el modelo de acreción de núcleos (Pollack et al. 1996). Este último es uno de los modelos de formación planetaria más aceptados, el cual explica cómo los planetas del tipo de Júpiter que se localizan a distancias de alrededor de 0.1 UA de la estrella se forman a partir de discos primordiales con una masa elevada de metales que favorecen un rápido crecimiento de los núcleos planetarios. Por último, comparamos entre sí los parámetros de los discos de polvo de las estrellas con y sin planetas, sin encontrar ninguna diferencia entre los correspondientes a cada grupo. Efectuamos la misma comparación entre los parámetros de los planetas pertenecientes a los objetos con y sin discos, también con resultados negativos. No obstante, observamos dos tendencias importantes. Por un lado, existe una disminución en la masa de los discos con la edad, que de acuerdo al modelo de cascada colisional de Dominik & Decin (2003), es generada por las colisiones entre planetesimales que remueven los granos de polvo fuera del sistema; mientras que por otro lado los discos más masivos tienden a localizarse en anillos radialmente más compactos que los discos de menor masa. Sin embargo, éstas son sólo tendencias iniciales. Se requerirá en el futuro un número mayor de objetos a fin de obtener mayor peso estadístico en los resultados. Information provided by the agent in SIGEVA