Trilhas evolutivas de planetas gigantes formados pela instabilidade do disco

A evolução dos planetas gigantes depende da sua história de formação. Embora vários modelos evolutivos vinculem de forma autoconsistente a formação de planetas por acréscimo de núcleo à evolução de longo prazo, tais modelos para planetas formados por instabilidade de disco o são.

Embora vários modelos evolutivos vinculem de forma autoconsistente a formação de planetas por acréscimo de núcleo à evolução de longo prazo, faltam tais modelos para planetas formados por instabilidade de disco. Simulamos a evolução de planetas gigantes formados pela instabilidade do disco e acompanhamos sua evolução, incluindo a fase de pré-colapso, o colapso dinâmico e a contração de longo prazo em uma estrutura numérica unificada.

A evolução é simulada utilizando o código MESPA com modificações que nos permitem modelar aglomerados de gás na fase de pré-colapso. Consideramos massas entre 1 e 12 massas de Júpiter e metalicidades variando de 0, 5 a 2 vezes o valor protosolar.

Confirmamos que a escala de tempo pré-colapso depende fortemente da massa planetária e que após o colapso dinâmico os objetos atingem um estado de contração de longo prazo que dura milhares de milhões de anos. Mostramos que a metalicidade é uma importante fonte de incerteza nas estimativas de massa derivadas das relações idade-luminosidade.

Para a faixa de metalicidade aqui considerada, descobrimos que para uma determinada medição de idade e luminosidade a diferença na massa inferida pode ser de até 1, 5 massas de Júpiter. Também mostramos que tanto o acréscimo do núcleo quanto a instabilidade do disco podem levar a trilhas evolutivas de longo prazo muito semelhantes.

A concordância entre os nossos modelos e as medições dinâmicas de massa sugere que a instabilidade do disco continua a ser um caminho de formação viável para exoplanetas gigantes.

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