Formação planetesimal em todo o espectro de massa estelar e sua influência nos orçamentos voláteis herdados de exoplanetas

Os discos protoplanetários que emergem do colapso de nuvens moleculares são capazes de formar planetesimais na linha de neve da água durante o colapso das nuvens e as fases do disco de Classe II. Tal cenário poderia ser responsável pela criação da heterogeneidade carbonácea/não carbonácea (CC/NC) observada no Sistema Solar e tem implicações importantes para as composições planetárias emergentes.

Usamos simulações 1D de um disco em evolução viscosa juntamente com o colapso de nuvens e a formação de planetesimais para explorar como a formação de planetesimais durante a formação do disco varia ao longo do espectro de massa estelar. Encontramos uma grande sensibilidade no tempo, localização e resultados da formação de planetesimais na massa estelar.

Os discos em torno de todas as massas estelares investigadas formam planetesimais na fase de Classe II, mas apenas o disco em torno das anãs M de baixa massa ($M_{\star}=0, 1 M_{\odot}$) não consegue formá-los durante a fase de queda. Há também uma clara heterogeneidade química nas populações de planetesimais (úmidos e secos) em discos nascidos de nuvens de $M_{\rm{cloud}} \geq 0.3M_{\odot}$.

Os discos ao redor das anãs M de baixa massa se formam e sofrem uma deriva extremamente rápida dos seixos (t <2 Myr), formando planetesimais bem dentro da meia-vida do Alumínio-26. Isto leva a planetesimais desidratados em todos os casos de formação de discos anões M considerados.

Argumentamos que a variação na evolução do disco ao longo da massa estelar torna difícil identificar um t = 0 comum para todos os discos, e que os exoplanetas emergentes de planetesimais desidratados em torno de anãs M de baixa massa nascerão pobres em voláteis - explicando. Tanto indivíduos como organizações que trabalham com arXivLabs abraçaram e aceitaram nossos valores de abertura, comunidade, excelência e privacidade dos dados do usuário.

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