Área: Ciencias Planetarias.
Contexto: Fragmento de tesis de doctorado.

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Texto original

​Detección de planetas en estrellas activas y estudio de la interacción estrella-planeta: el caso de BD+20 1790
 
Teorías de formación planetaria o como construir un Júpiter caliente
 
Como se ha mencionado en secciones anteriores la diversidad de planetas encontrados, en un rango tan amplio de propiedades físicas y orbitales, desafía las teorías de formación de planetas. No existe una teoría unificada que pueda explicar la formación de un tipo cualquiera de planeta. Actualmente hay dos teorías en competencia tratando de explicar los escenarios de formación de planetas: la teoría de la inestabilidad gravitatoria o inestabilidad del disco (gravitational instability) y la teoría de la acreción del núcleo (core accretion). Dado que una presentación y discusión exhaustiva de estas teorías se escapa a los objetivos de esta Tesis, se van a particularizar para el caso de los Júpiter calientes y las escalas de tiempo necesarias para su formación.

• Acreción del núcleo. Propone la formación de planetas gigantes a partir de cuerpos más pequeños, granos de polvo y hielo que se van agregando hasta formar planetesimales que colisionan entre sí hasta crear un núcleo sólido lo suficientemente masivo (típicamente unas 10 MT ) como para acretar grandes cantidades de gas (Pollack et al. 1996). El crecimiento se detiene cuando el planeta abre un gap en el disco o cuando el gas se disipa. La escala de tiempos propuesta para formar planetas vía acreción del núcleo es del orden de 1 Ma (millón de años), comparable con la edad a la que una estrella de tipo solar joven pierde su disco. La eficiencia del modelo de acreción del núcleo depende de la metalicidad del disco, cuantos más elementos pesados más cantidad de material disponible hay para construir los planetesimales. Esto encaja con las correlaciones encontradas para la metalicidad de las estrellas albergadoras de planetas.
• ​Inestabilidad gravitatoria. Propone la formación directa de planetas gigantes via colapso gravitacional de fragmentos de un disco protoplanetario masivo (Boss 1997). Simulaciones hidrodinámicas han mostrado que la fragmentación puede ocurrir y se pueden formar protoplanetas en menos de 1000 años (Mayer et al.​ 2002).

Texto traducido

​​​Detection of planets around active stars and star-planet interaction case study: BD+20 1790
 
Planet formation theories or how to build a hot jupiter

As mentioned in previous sections, the wide range of orbital and physical properties revealed by the planets located so far challenges planet formation theories. There is no unified theory to explain the formation of every type of planet. Currently, there are two competing approaches to explain planet-formation scenarios: gravitational instability (or disc instability) theory and core accretion theory. Since a thorough presentation and discussion of these theories exceeds the scope of this thesis, both will be illustrated for the specific case of hot jupiters and the time scales needed for their formation.

• Core accretion. This theory puts forward that giant planets are formed from smaller bodies, grains of dust and ice that add together until colliding planetesimals create a solid core massive enough (typically around 10 MT) to accrete large amounts of gas (Pollack et al. 1996). Growth is detained when the planet opens a gap in the disc or gas dissipates. The proposed time scale to planet formation by core accretion is on the order of 1 myr (million years), which is comparable to the time at which a young solar-type star loses its disc. The efficiency of the core accretion model depends on the metallicity of the disc: a higher availability of heavy elements translates into more material for planetesimal construction. This theory squares with reported correlations for metallicity in planet-bearing stars.
• Gravitational instability. This theory propounds the direct formation of giant planets as a result of the self-gravitational collapse of fragments of a massive protoplanetary disk (Boss 1997). Hydrodynamic simulations have shown that fragmentation is possible and that protoplanets may form in less than 1,000 years. 2002).

REFERENCIA:
Hernán Obispo, María Magdalena. 2015. Detección de planetas en estrellas activas y estudio de la interacción estrella-planeta: el caso de BD+20 1790. Tesis Doctoral, Universidad Complutense de Madrid.
Consultado en septiembre 2016: ​http://eprints.ucm.es/35611/

Traducción al inglés por iniciativa de ScienTech LSP.