Escalas de tiempo para la acreción planetaria y la estructura del disco protoplanetario

Este documento describe un escenario unificado para la formación del Sistema Solar consistente con las restricciones astrofísicas. El núcleo de Júpiter podría haber crecido por acumulación incontrolada de planetesimales a una masa suficiente para iniciar la acumulación rápida de gas en tiempos del orden de 5 x 105-106 años, siempre que la densidad superficial de sólidos en su zona de acreción fuera al menos 5-10 veces mayor que la requerida por los modelos de masa mínima del disco protoplanetario. Después de que Júpiter acumulara grandes cantidades de gas nebular, podría haber dispersado gravitacionalmente los planetesimales que permanecían cerca en órbitas que llevaron a escapar del Sistema Solar. La mayoría de los planetesimales en la zona de acreción de asteroides de Marte podrían haber sido perturbados en órbitas de cruce de Júpiter por resonancias con Júpiter y/o interacciones con cuerpos dispersos hacia el interior desde la zona de acreción de Júpiter; dichas órbitas de cruce de Júpiter habrían llevado posteriormente a la expulsión del Sistema Solar. Sin embargo, la eliminación del exceso de masa de 1 UA hacia el sol habría sido mucho más difícil. Los planetas interiores y los asteroides se pueden explicar en esta imagen si la densidad de la superficie de la nebulosa solar era relativamente uniforme (disminuyendo no más rápidamente que r−12) hasta la órbita de Júpiter. La masa total del disco protoplanetario podría haber sido menos de una décima parte de una masa solar siempre que la densidad de la superficie cayera más abruptamente que el r−1 más allá de la órbita de Saturno. Las regiones exteriores de la nebulosa todavía habrían contenido suficiente materia sólida para explicar el crecimiento de Urano y Neptuno en 5 x 106-108 años, junto con la expulsión coincidente de cometas a la nube de Oort. La formación de tal disco protoplanetario requiere un transporte significativo de masa y momento angular, y es consistente con los modelos de disco de acreción viscosa de la nebulosa solar.

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