Cenários para a formação dos arcos de Netuno e dos grandes satélites dos gigantes ...
Análise do conjunto de partículas gerado através de colisões entre satélites e obj...
Possíveis variações da obliqüidade de planetas durante a migração planetária
| Processo: | 21/00628-6 |
| Modalidade de apoio: | Bolsas no Brasil - Doutorado |
| Data de Início da vigência: | 01 de junho de 2021 |
| Data de Término da vigência: | 30 de abril de 2026 |
| Área de conhecimento: | Ciências Exatas e da Terra - Astronomia - Astronomia do Sistema Solar |
| Pesquisador responsável: | Othon Cabo Winter |
| Beneficiário: | Leandro Esteves de Paula |
| Instituição Sede: | Faculdade de Engenharia (FEG). Universidade Estadual Paulista (UNESP). Campus de Guaratinguetá. Guaratinguetá , SP, Brasil |
| Vinculado ao auxílio: | 16/24561-0 - A relevância dos pequenos corpos em dinâmica orbital, AP.TEM |
| Bolsa(s) vinculada(s): | 23/09307-3 - Os efeitos de oceanos de magma de superfície induzidos por impactos gigantes durante a formação planetária, BE.EP.DR |
| Assunto(s): | Formação do sistema solar Urano Netuno Problemas de n-corpos Poeira interestelar |
| Palavra(s)-Chave do Pesquisador: | formação do sistema solar | Formação planetária | Netuno | Sistema Solar | Urano | Formação planetária |
Resumo A formação de Urano e Netuno é um dos grandes desafios dos modelos de formação planetária. A maioria dos modelos assume que existam embriões planetários supermassivos além da órbita de Saturno, e que colidindo entre si e/ou acretando partículas com tamanho da ordem de cm e mm (conhecidas como pebbles) dão origem aos núcleos de Urano e Netuno pouco antes da dissipação da nebulosa solar. Os modelos falham em obter o conjunto das características dos planetas gigantes de gelo, como: a razão de massa, obliquidade, rotação e propriedades internas. Neste projeto, usaremos simulações de N-corpos para estudar os estágios iniciais de formação dos embriões planetários através de coagulação de poeira e acreção de planetesimais e pebbles. Depois, simularemos a fase final da formação dos planetas gigantes de gelo a partir dos embriões formados buscando reproduzir esses vínculos. Modelos de evolução dinâmica do sistema solar sugerem que os planetas gigantes tinham órbitas mais compactas no passado, formando uma configuração ressonante. Além disso, como resquício da formação planetária no sistema solar um disco de planetesimais se estendia a partir da órbita de Netuno. Uma instabilidade dinâmica entre os planetas gigantes e o disco de planetesimais esculpiu as órbitas do atual sistema solar externo. Entretanto, as teorias de evolução do sistema solar contém ainda muitas questões em aberto como o momento da instabilidade ou quantos planetas gigantes foram formados. Em conjunto com a formação dos planetas gigantes de gelo, pretendemos simular a formação do disco de planetesimais. Por fim, simularemos a evolução dos sistemas formados após a dissipação do gás, analisando o período de instabilidade e a configuração dos sistemas que reproduzirem o sistema solar externo. (AU) | |
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