Estudo da formação e migração de um núcleo sólido planetário

Neste trabalho abordamos a modelagem da formação e migração planetária de um núcleo sólido, utilizando um modelo de acreção de planetesimais, baseado no trabalho de Inaba et al. (2000), no qual a taxa de acreção média depende da inclinação e excentricidade dos planetesimais, obtidas através da situação de equilíbrio entre a interação com o protoplaneta e o arrasto do gás (Fortier et al., 2013).

Para complementar esse cenário, foi incluída a migração de tipo I, que ocorre devido à interação do planeta com o disco de gás, tendo como base o trabalho de Tanaka et al. (2002).

Com o uso de três perfis diferentes para o disco (o da Nebulosa Solar, um modelo híbrido com dados observacionais e um modelo computacional baseado na parametrização de Shakura e Sunyaev (1973) com  constante), foi possível explorar a variação dos parâmetros livres do modelo e a possibilidade de formação de núcleos sólidos, da ordem de 10M_Terra, num tempo menor que o tempo de vida do disco, estimado como sendo menor que 10 x 10⁷ anos.

A análise revelou que modelos de acreção mais completos, assim como a obtenção de perfis de densidade de gás e sólidos dos discos protoplanetários mais coerentes, podem explicar a formação de núcleos sólidos num tempo hábil para a formação de planetas gigantes, sem a necessidade de fatores numéricos que reduzam a taxa de migração de tipo I que fazem com que esses núcleos caiam no envelope estelar antes de sua completa formação.