Resumen de Planet formation in a disk around a star: The two dense-ring model
- español
Un disco alrededor de una estrella es la configuración inicial comúnmente aceptada para el material de donde provienen los sistemas planetarios como el nuestro. En este trabajo se estudia la primera etapa de la evolución de un disco a un conjunto de planetesimales, la cual consiste en la formación de regiones suficientemente densas para colapsar y formar objetos que sean la semilla para la formación de planetas.
Este proceso se examina para una configuración estacionaria que contiene dos anillos densos, fijos en radios keplerianos y cuya masa aumenta continuamente en el tiempo, la cual se obtuvo en un estudio previo como resultado de la simulación hidrodinámica del colapso de una nube hacia una estrella (Nagel, E., 2007, Rev. Mex. Astron. Astrof., 43, 257-270). Los resultados indican que una configuración de este tipo permite asegurar que eventualmente los anillos adquieran masas suficientemente grandes para ser propensos a inestabilidades gravitacionales que los puedan fragmentar. La existencia de modos inestables permite estimar tamaños típicos de los objetos colapsados, dadas las longitudes de onda inestables. Con la densidad superficial de masa del modelo analizado es posible encontrar las masas de estos objetos. La conclusión a la que se llega es que los anillos inestables contienen suficiente masa para que el resultado de la fragmentación forme planetesimales que eventualmente puedan acumularse en objetos con masas típicas de los planetas del Sistema Solar.
- English
A disk around a star is the initial configuration commonly accepted for the material that forms a planetary system such as our own. In this work, the first stage in the evolution from a disk to a set of planetesimals is studied. This stage consists in the formation of dense regions, which are able to collapse into objects that are the seeds for planet formation. This process is examined for a stationary configuration containing two dense rings, fixed in Keplerian radii and with mass continually increasing with time, which was reported in a previous study as the final outcome of a hydrodynamic simulation of a cloud collapse toward a star (Nagel, E., 2007, Rev. Mex. Astron. Astrof., 43, 257-270). Results indicate that in such a configuration the rings will eventually acquire enough mass to be prone to gravitational instabilities, which will cause fragmentation. The existence of unstable modes allows estimating typical sizes of the collapsed objects, given by the unstable wavelengths. Ring masses may be found via the mass surface density of the analysed model. The conclusion is that the unstable rings contain enough mass to result in the fragmentation and formation of planetesimals, which eventually accumulate in objects with masses typical of planets in the Solar System.
