A instabilidade na evolução dinâmica do sistema solar: considerações sobre o tempo de instabilidade e a formação dinâmica do cinturão de Kuiper

• Ano de defesa: 2019
• Autor(a) principal: Sousa, Rafael Ribeiro de
• Tipo de documento: Tese
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Universidade Estadual Paulista (Unesp)
• Palavras-chave em Português: Sistema Solar; Cinturão de Kuiper; Instabilidade Planetária; Dinâmica Secular; Disco de Planetesimais; Astronomia; Formação do Sistema Solar; Solar System formation; Kuiper Belt; giant planet instability; Planetesimal disk; Secular dynamics
• Link de acesso: http://hdl.handle.net/11449/183463

O estudo da formação e evolução do Sistema Solar é uma fonte de informação para entender sob quais condições a vida poderia surgir e evoluir. Nós apresentamos, nesta Tese de doutorado, um estudo numérico da fase final de acresção dos planetas gigantes do Sistema Solar durante e após a fase do disco de gás protoplanetário. Em nossas simulações, utilizamos um modelo recente e confiável para a formação de Urano e Netuno para esculpir as propriedades do disco trans-Netuniano original (Izidoro et al. , 2015a). Nós fizemos este estudo de uma maneira autoconsistente considerando os efeitos do gás e da evolução dos embriões planetários que formam Urano e Netuno por colisões gigantescas. Consideramos diferentes histórias de migração de Júpiter, devido a incerteza de como Júpiter migrou, durante a fase de gás. As nossas simulações permitiram obter pela primeira vez as propriedades orbitais do disco trans-Netuniano original. Então, calculamos o tempo de instabilidade dos planetas gigantes a partir de sistemas planetários que formam similares Urano e Netuno. Nossos resultados indicam fortemente que a instabilidade dos planetas gigantes acontecem cedo em até 500 milhões de anos e mais provável ainda ter acontecido em 136 milhões de anos após a dissipação do gás. Nós também realizamos simulações para discutir alguns efeitos dinâmicos que acontecem na região do cinturão de Kuiper. Estes efeitos acontecem quando Netuno esteve em alta excentricidade durante a instabilidade planetária. Para este problema, usamos as simulações realizadas por Gomes et al. (2018) que investigaram a compatibilidade da formação do cinturão frio de Kuiper, no referencial mais recente do modelo de Nice. A produção da população fria acontece in situ em Gomes et al. (2018) com o disco de planetesimais estendido até 45 ua. As simulações de Gomes et al. (2018) apresentaram bons resultados mas algumas evoluções de Netuno são muito drásticas para obter excentricidades baixas compatíveis as quais estão presentes no atual cinturão de Kuiper. Nós realizamos simulações para a produção da população fria diante de uma fase que é mais prejudicial para a retenção dessa população: a fase excêntrica de Netuno (e > 0.2) e a precessão lenta da longitude do periélio deste planeta (Batygin et al. , 2011). Refizemos estas simulações considerando agora a interação mútua de objetos com tamanho de alguns plutões, ou menores, embutidos no cinturão de Kuiper. Com estes resultados, podemos verificar se a dispersão causada pela autogravidade é capaz de produzir objetos com excentricidade mais baixas durante a fase violenta de Netuno. Nós também aplicamos a teoria secular para explicar os nossos resultados. Obtermos excentricidades baixas com a autogravidade dos planetesimais mas considerando um disco mais massivo do que é observado no cinturão frio de Kuiper. Portanto, concluímos que o ingrediente principal para a retenção da população fria, quando Netuno estava em alta excentricidade, é um sincronismo entre a duração dos ciclos seculares e o fim da fase de precessão lenta de Netuno.