Dinâmica dos pequenos corpos de Netuno e o sistema Kepler-90 - Gallardo, Daniel Martin Gaslac [UNESP] (2021)
O sistema de anéis e satélites de Netuno foi descoberto (e o sistema de arcos de Netuno confirmado) durante a passagem da sonda espacial Voyager 2 em 1989 (SMITH et al., 1989). O sistema interno de Netuno possui um conjunto de sete satélites denominados Naiade, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Hipocampo, Proteus e Tritão, além dos anéis Galle, Le Verrier, Lassell, Arago, anel coorbital de Galatea, e Adams. Neste trabalho analisamos a estabilidade da região interna do sistema de Netuno através dos mapas de difusão para um conjunto de partículas-teste sob a influência gravitacional de todos os satélites do sistema interno. Forças dissipativas como a pressão de radiação solar (para partículas micrométricas) e o arrasto devido ao plasma serão incluídas no estudo dos anéis. As partículas estarão inicialmente em órbitas excêntricas, onde serão assumidos os valores de excentricidade geométrica no intervalo de 0 a 0.04. O anel de Galle é o mais próximo ao planeta e está longe dos satélites, sendo localizado em uma região estável. Enquanto a borda interna do anel de Lassel (com largura igual a 4000 km) apresenta uma região estável dependente do valor da excentricidade. O mesmo ocorre com os anéis Le Verrier e Adams, esses anéis são estáveis para pequenos valores de excentricidade. Esses anéis podem sobreviver à perturbação dos satélites próximos para valores de e < 0.012. Quando a força de radiação solar é considerada, os anéis compostos por partículas de 1 µm apresentam um tempo de vida de 10⁴ anos, enquanto as partículas maiores (10 µm de raio) podem sobreviver até 10⁵ anos. Observações feitas pelo Telescópio Kepler durante quatro anos mostraram que existem sistemas multi- planetários, cujos planetas estão distribuídos de forma similar ao Sistema Solar (BORUCKI et al., 2010; BORUCKI et al., 2011). O sistema Kepler-90 apresenta um conjunto formado por oito planetas b, c, i, d, e, f , g e h, em distância crescente da estrela. Os planetas g e h são similares aos gigantes gasosos, enquanto os planetas d, e e f são similares às superterras. A configuração do sistema é similar ao Sistema Solar, pequenos planetas estão próximos e os maiores estão distantes da estrela, embora o planeta externo tenha uma distância orbital igual a 1 UA. Através da análise de frequência e simulações numéricas de longo período, analisamos a estabilidade das órbitas dos planetas para um conjunto de parâmetros, como a massa, o semieixo maior e excentricidade. Realizamos simulações numéricas para analisar três diferentes intervalos de excentricidade: o primeiro intervalo é de 0 a 1×10^−3 , o segundo intervalo é de 1×10^−3 a 1×10^−2 e o terceiro intervalo é de 1×10^−2 a 1×10^−1 . Os valores de excentricidade, argumento do pericentro, longitude do nodo ascendente e longitude média foram escolhidos aleatoriamente em cada intervalo de excentricidade. Os resultados mostram que os planetas com excentricidades que pertencem aos dois primeiros intervalos são estáveis, enquanto a maioria dos planetas com excentricidade 1×10^−2 a 1×10^−1 são ejetados do sistema. A variação da excentricidade dos planetas nos dois primeiros intervalos indicam que o planeta h é dominante, sendo importante para a estabilidade do sistema Kepler-90. Identificamos as ressonâncias de movimento médio 5:4 e 3:2 dos planetas b e c e g e h, respectivamente. Simulamos numericamente um conjunto de partículas nos "sistemas Kepler-90", através do mapa de difusão, onde identificamos quatro regiões estáveis entre as órbitas dos planetas c-i, i-d, d-e, e além da órbita do planeta h sendo identificadas como regiões 1, 2, 3 e 4, respectivamente. Os platôs associados às ressonâncias são identificadas com o planeta i e o planeta h. Os resultados mostraram que as partículas-teste estão em ressonância de movimento médio2:3, 5:6, 7:8 e 9:10 com o planeta i, e 1:2, 3:4, 3:5, 3:7 e 3:8 com planeta h.