Fluxo de material para o disco circumplanetário necessário para a formação de satélites de planetas gigantes

• Ano de defesa: 2022
• Autor(a) principal: Santos, Julio Cesar Monteiro dos
• Tipo de documento: Dissertação
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Universidade Estadual Paulista (Unesp)
• Palavras-chave em Português: Formação de Satélites; Integração Numérica; Satélites Galileanos; Satélites - Órbitas; Integração numérica; Sistema solar; Satellites formation; Galilean Satellites.; Numeric integration
• Link de acesso: http://hdl.handle.net/11449/235206

O sistema de satélites galileanos tem uma arquitetura similar a do Sistema Solar, entre as similaridades está o fato dos satélites apresentarem órbitas quase circulares e coplanares com o plano equatorial de Júpiter. Uma outra característica dos galileanos é que esses apresentam densidade decrescente conforme se afastam do planeta, ou seja, o mais denso é o satélite mais próximo ao planeta enquanto o menos denso é o mais distante (Lunine e Stevenson, 1982). Existem modelos de formação dos satélites galileanos equivalentes aos da formação dos planetas, todavia na escala do disco circumplanetário. Neste trabalho de dissertação de mestrado são considerados dois modelos principais que descrevem a formação desses satélites através do disco circumplanetário. O modelo de Massa Mínima para a Sub-Nébula (MMSN) (Lunine e Stevenson, 1982) sugere que os satélites galileanos se formaram em um disco circumplanetário ao redor de Júpiter durante o último estágio de formação do planeta. Nessa fase o disco não recebe mais material e pode ser aproximado por um disco circumplanetário não-turbulento, sem a formação de vortexes, com baixa possibilidade de aglomeração de material em zonas especificas no disco ou transporte descontínuo durante a formação dos satélites. Por outro lado, o segundo modelo (Canup e Ward, 2002) sugere um outro tipo de disco circumplanetário: o disco possui inicialmente pouca massa em gás e poeira e vai crescendo em massa adquirindo material oriundo do disco circunstelar. Neste trabalho é estudada a formação de sistemas de satélites sob as considerações do modelo MMSN e também do modelo do Disco com Déficit de Gás. São realizadas simulações numéricas hidrodinâmicas com o objetivo de se obter informações que caracterizam o disco de gás em volta do planeta. As simulações são feitas utilizando o código hidrodinâmico FARGO 3D (Benitez-Llambay e Masset, 2016), entretanto esse tipo de código traz consigo dificuldades como a resolução necessária para obter informações com precisão devido a simplicidade se seu integrador de N-corpos do tipo Rung-Kutta. Assim, para se obter resultados mais rápidos são utilizadas as simulações hidrodinâmicas para entender o comportamento do disco de gás ao redor do planeta e então essas informações são usadas no pacote de integração numérica de N-corpos REBOUND. Portanto, foram realizadas simulações numéricas com o uso do REBOUND (Rein e Liu, 2012) adaptando o código para estudar o crescimento dos satélites durante a fase colisional. Durante as simulações, são explorados parâmetros como a distribuição radial e a massa dos sólidos no disco, a densidade da nuvem de gás e a proporção de massa e gás do disco, como também a posição da linha de gelo ao longo do disco, considerando as informações obtidas através das simulações hidrodinâmicas. Isso é feito para elucidar em comparação com o modelo de Déficit de Gás a relevância do fluxo de matéria durante a formação dos satélites.