Download Trampas planetarias y la distribución de exoplanetas calientes.

trampas planetarias & la distribución de
exoplanetas calientes
F. Masset, C. Beaugé & A. Rodríguez
Introducción:
Planetas
“Calientes”
Introducción:
a < 0.1
e~0
Introducción:
Pmin P3d
“3 Day Pile-Up” (Ford & Rasio 2006)
Posibles Explicaciones:
• Dispersión planetaria & circularización tidal
(Ford & Rasio 2006, Nagasawa et al. 2008)
• Efectos tidales con la estrella
(Jackson et al. 2009)
• Borde interno en el disco protoplanetario
(Lin et al. 1996, Kuchner & Lecar 2002)
Distribución Masa-Periodo:
Mazeh et al. (2005)
Distribución Masa-Periodo:
Davis & Wheatly (2008)
Distribución Masa-Periodo:
Población actual
Distribución Masa-Periodo:
Población actual
Corot7-b
Distribución Masa-Periodo:
• Existencia de un “escalon” (?)
Pmin(m<MJUP) ~ 3 días
Pmin(m>MJUP) ~ 1 día
• Origen?
No explicado por evolución tidal o scattering
• Por qué Corot7-b se encuentra fuera?
Trampas Planetarias (Masset et al. 2006)
Migración Tipo I en un disco con borde interno
RIC ~ 1
Trampas Planetarias (Masset et al. 2006)
Torque neto sobre un planeta m=15 M ⊕
a > 0
equilibrio estable
a < 0
Trampas Planetarias (Masset et al. 2006)
Req>RIC
Trampas Planetarias (Masset et al. 2006)
Resultados:
• Salto en Σ(r) aumenta torque corrotacional
⇒ comparable a torque de OLR
• Equilibrio estable en Req > RIC frena migración
• Req independiente de m (< 15 M⊕)
Sin embargo....
• Deberiamos esperar mismo resultado para
masas mayores (e.g. ~ MJUP) ?
• Planeta muy masivo puede afectar perfil de Σ
⇒ destruir Req o alterar su posición
• Sin Req, planeta atravezaría borde interno,
quizas detenido en resonancia 2/1 con R IC
(Kuchner & Lecar 2002)
Objetivos de este trabajo:
1.
Estudiar evolución de planetas en un disco
con cavidad interna.
m∈[10-2,101] MJUP
2.
Analizar comportamiento de la trampa
planetaria para planetas masivos.
3.
Comparar resultados con distribución M-P
observada.
Método de trabajo:
Simulaciones 2D de un planeta inmerso en
un disco fino (H/r=0.05), laminar, isotermo,
sin autogravedad y sin acreción (FARGO,
Masset 2000).
• Disco:
Rmin=0.5 , Rmax=5.0 (unid. comput.)
Grilla 306 x 384 (radial x azimutal)
Σ(r) = 10-4 g/cm2
υ ∈ [10-5,10-4]
• Planeta: órbita circular en R=3.5
La Cavidad (borde interno del disco):
ΔR
RIC
R
RIC = 1.8 , ΔR∈[0.1,0.4]
Simulaciones: 2 Ejemplos
Simulaciones: 2 Ejemplos
Simulaciones: m = 1 MJUP
Simulaciones: m = 1 MJUP
Simulaciones: m = 1 MJUP
Simulaciones: m = 1 MJUP
17 simulaciones con m∈[0.01,20] MJUP
Resultados: (ajuste empírico en P)
Resultados: (ajuste empírico en P)
Resultados
• Limite interno de distribucion m-P compatible
con esperada por cavidad interna en disco
• Planetas pequeños (migracion Tipo I) frenados
en la cavidad.
• Planetas masivos (migracion Tipo II) frenados
cuando resonancia externa de Lindblad 2/1
coincide con la cavidad (Kuchner & Lecar 2002).
Pmin ~ 2 dias (m<MJUP) , Pmin ~ 1 dia (m>MJUP)
Problemas....
• Dispersion de periodos para misma masa
• Dispersion en valores de la cavidad?
*
s
*
•
*
*
RIC depende de T , R , M , B
(Nelson 2009)
Req depende de ∆R, Σ(r), υ(r) (Masset et al. 2006)
• Evolución posterior por efectos tidales?
Principal problema: Corot7-b
Corot7-b
Posible explicación:
Corot7-c
Corot7-b
mext > mint
Morbidelli et al. (2008):
Evolución de 2 planetas en disco con cavidad
mext
mint
⇒ Si mext< mint, ambos capturados (MMR)
Morbidelli et al. (2008):
Pero.....si mext>mint ⇒ inestabilidad &
dispersion.
mext
mint
⇒ Planetas intercambian orden,
o planeta menor inyectado dentro de
Corot7: mext > mint
Corot7-c
Corot7-b
⇒ Corot7-b: posible scattering con planeta-c
Sin embargo.... GJ581: mext > mint
GJ581-b
GJ581-e
¿?.....No debería haber ocurrido lo mismo?
Sin embargo.... HD40307: mext > mint
HD40307-c
HD40307-b
¿?.....No debería haber ocurrido lo mismo?
Inestabilidad depende de la cavidad ?
Simulaciones de 2 planetas (m2>m1)
ΔR << R
Σ in << Σ out
⇒ inestabilidad requiere bordes suaves (?)
Conclusiones:
• Distribución M-P de exoplanetas con a<0.1 AU
compatible con efectos de borde interno del
disco protoplanetario
• Pmin diferente para m<MJUP y para m>MJUP
• “3-day Pile-up” mas evidente para m~M SAT
Conclusiones:
• “3-day Pile-up” mas evidente para m~M SAT
?
Problemas & Perspectivas:
• Dispersión en valores de P para misma masa
• Intentar corregir valores de RIC segun datos
estelares (Nelson 2009) & valores de P actuales
por evolución tidal
• Corot7-b.....sumado a GJ581, HD40307
• Estudio detallado de 2 planetas con R IC
(diferentes perfiles de cavidad, masas, etc....)
Analisis inicial con modelos de torque+gravitación
& simulaciones N-cuerpos (Tanaka et al. 2002).
FIN
Distribución Masa-Periodo:
Dependencia con masa estelar
Distribución Masa-Periodo:
Distribución Masa-Periodo:
RV vs. transito
Distribución Masa-Semieje:
Jackson et al. (2009):
Supervivencia tidal de planetas jovianos
m=MJUP , M*=MSOL , T*=TSOL , Q´*=106 . Solo marea estelar.