Cenários para a formação dos arcos de Netuno e dos grandes satélites dos gigantes gasosos

Resumo

Arcos planetários são segmentos de anéis com maior brilho e densidade de partículas em relação ao anel de fundo, sendo tais estruturas conhecidas em Saturno e Netuno. Os quatro arcos conhecidos em Netuno (Fraternidade, Igualdade, Liberdade e Coragem) dividem uma mesma órbita no anel Adams, de modo que um dos modelos mais recente de estabilidade desse sistema a atribui a quatro hipotéticos satélites coorbitais que os confinariam angularmente, ao mesmo tempo que seriam confinados radialmente por uma ressonância de Lindblad excêntrica 42:43 com o satélite Galatea (Renner et al., 2014). Em Giuliatti Winter et al. (em revisão) é mostrado que tal modelo explica a dinâmica destes arcos, explicando o desaparecimento de duas destas estruturas assim como o espalhamento das demais (de Pater et al., 2005). Modelos para a origem dos arcos e o do sistema de coorbitais propõem que estes se formaram por meio do acúmulo de material anular nos pontos L4 e L5 do satélite mais massivo, previamente formado (de Pater et al., 2018). Seguindo tal proposta, será analisada a formação dos arcos de Netuno, supondo um cenário formado pelos satélites coorbitais e protoluas confinadas por estes. Utilizando o método de SPH, será analisada a colisão destas protoluas com projéteis externos, variando parâmetros de colisão, de modo a verificar quais conjuntos de parâmetros reproduzem os arcos observados. Orbitando Júpiter, encontram-se os quatro satélites galileanos (Io, Europa, Ganimedes e Calisto), os quais acreditam terem se formado no disco circumplanetário de Júpiter, nos estágios finais de sua formação. Entre os modelos recentes para a formação desse sistema de satélites estão Moraes et al. (2017), que propõe a formação por meio de um disco de baixa massa composto de gás, embriões e satelitesimais continuamente alimentado pelo material advindo do disco protoplanetários, e Cilibrasi et al. (2018), o qual propõe um disco circumplanetário cujo perfil de temperatura e distribuição de gás leva o material em sua parte interna migrar para fora do planeta, enquanto o material na parte externa migra em direção ao centro, de modo que corpos maiores são formados na região de interseção de regimes. Ambos modelos propõem a formação de satélites por acreção de satelitesimais, falhando em explicar as ressonâncias de movimento médio nas quais esses satélites se encontram assim como suas distribuições de massa. Levison et al. (2015) mostra que embriões do tamanho de Plutão podem alcançar a massa da Terra em 1000 anos por meio da acreção de seixos (pebbles). Visto isto, utilizando o disco de perfil discutido em Cilibrasi et al. (2018), a formação dos satélites galileanos será testada por meio do processo de acreção de seixos, variando parâmetros como viscosidade do gás, tempo de dispersão e distribuição de massa, seguindo metodologia apresentada em Raymond e Izidoro (2017).