A FORMAÇÃO DO SISTEMA

SOLAR

Daniela LazzaroObservatório Nacional Rio de Janeiro

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Teorias de formação

50 em 300 anos

Descartes 1644 “turbilhões” Buffon 1755 colisão com cometa Kant 1765 nebulosa “primordial” Laplace 1796 anéis concêntricos Jeans-Jeffreys 1916 colisão com estrela Safronov 1969 planetesimais Cameron 1969 instabilidades

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

O método científico

Formulação do problema

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

O método científico

Formulação do problema

Obtenção de dados observacionais

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

O método científico

Formulação do problema

Obtenção de dados observacionais

Elaboração do modelo

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

O método científico

Formulação do problema

Obtenção de dados observacionais

Elaboração do modelo

Comprovação do modelo

novos dados previsões do modelo

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Como criar 9 corpos ?

Formulação do problema

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Como criar 9 corpos ?

quebrar algo grande juntar algo pequeno

Formulação do problema

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Como criar 9 corpos ?

quebrar algo grande juntar algo pequeno

Com que tipo de matéria ?

Formulação do problema

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Como criar 9 corpos ?

quebrar algo grande juntar algo pequeno

Com que tipo de matéria ?

estelar fria

Formulação do problema

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Como criar 9 corpos ?

quebrar algo grande juntar algo pequeno

Com que tipo de matéria ?

estelar fria

Em que momento ?

Formulação do problema

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Como criar 9 corpos ?

quebrar algo grande juntar algo pequeno

Com que tipo de matéria ?

estelar fria

Em que momento ?

congênitos capturados

Formulação do problema

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Dados: órbitas co-planares e circulares

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

a (UA) e i (o)

Mercúrio 0.39 0.206 7.0

Vénus 0.72 0.007 3.4

Terra 1.00 0.017 0.0

Marte 1.52 0.093 1.85

Júpiter 5.20 0.048 1.32

Saturno 9.54 0.056 2.50

Urano 19.18 0.046 0.77

Netuno 30.06 0.009 1.78

Plutão 39.44 0.246 17.17

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Dados: direção do movimento e rotação

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Dados: dimensões

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

6,40,002Plutão

0,6617,2Netuno

-0,614,5Urano

0,4395,2Saturno

0,41317,9Júpiter

1,030,11Marte

11,00Terra

-2440,82Venus

550,06Mercúrio

27343.000Sol

Rotação(dias)

Massa(MT =

5,98 x 1024kg)

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

% Massa Total

Sol 99.8000000

Júpiter 0.1000000

Cometas 0.0500000

Outros planetas 0.0400000

Satélites e anéis 0.0000500

Asteróides 0.0000020

Poeira cósmica 0.0000001

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

No de átomos por milhão de átomos de H

Hidrogênio H 1.000.000

Hélio He 68.000

Carbono C 420

Nitrogênio N 87

Oxigênio O 690

Neônio Ne 98

Sódio Na 2

Magnésio Mg 40

Alumínio Al 3

Silício Si 38

Enxofre S 19

Argônio Ar 4

Cálcio Ca 2

Ferro Fe 34

Níquel Ni 2

Dados: composição química

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Composição solar

Direção de rotação

Órbitas co-planares

Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos

Vínculos Observacionais

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Composição solar nebulosa

Direção de rotação nebulosa em rotação

Órbitas co-planares

Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos

Vínculos Observacionais

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Composição solar nebulosa

Direção de rotação nebulosa em rotação

Órbitas co-planares disco

Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos

Vínculos Observacionais

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Colapso da nebulosa solar

Nebulosa contrae aumenta rotação (conservação momento angular)

Material dos polos cai rapidamente no centro formação de um disco

No centro corpo massivo e quente materiais sólidos volatilizados

Restante da nebulosa esfria planetesimais

No centro processos nucleares estrelaNo exterior processos de accreção planetas

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:(Cameron)

Instabilidades gravitacionais Proto-planetas gigantes gasosos

Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol:(Safronov)

Condensação + accreção Planetesimais Planetas

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:(Cameron)

Instabilidades gravitacionais Proto-planetas gigantes gasosos

Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol:(Safronov)

Condensação + accreção Planetesimais Planetas

Modelo padrão

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Nebulosa de Orion

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Proplyds em Orion 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

-Pictoris1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Previsões do modelo

Processo de formação estelar comum no universo

Existem muitos outros sistemas planetários

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Planetas Extra-solares

Estatística: ~130 “planetas” detectados 2 sistemas planetários em torno de pulsar 3 discos proto-planetários

Métodos de detecção: Perturbações gravitacionais

• Velocidades radiais, variação de posição, variação na distância Imagem direta Ocultações (transitos) Lentes gravitacionais

Primeiro descoberto 1995

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Perturbação gravitacional

R = 696,000kmR J = 778,000kmR T = 449km 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Observa P determina VPL

Observa K = V sin i

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Msini= 0.25MJ

a = 0.041 U.A.

P = 3.024 d

e = 0

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

nuvem

M > 0.08M T ~ 107 K

Fusão Nuclear H-He

Estrela

T ~106 0.05 < M< 0.08

Lítio, Deutério

Anã Marrom

Definição de Planeta: 1) órbita em torno de uma estrela 2) processo de formação 3) MPL < 0.05 M 13 MJ

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Formação de “Hot-Jupiters”

quente demais condensação ?

pouco material núcleo ~10 MT ?

pouco material tempo < 3 x 106 anos ?

pouco gás gigante?

altas excentricidades disco?

Diferente do “modelo padrão”

0.2 MJ < MPL sin i < 11 MJ 0.04 UA < aPL < 2.5 UA0 < ePL < 0.7

~70% aPL < 1 UA

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

Fragmentação da nuvem protoestelar massas > 7 MJ

Fragmentação do disco aglutinação?

Migração planetária interação com disco de gássobrevivência?

Modelos propostos

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

SistemaSolar

Sistemapulsar

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002

1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002