Se investiga la distribución de masa y de velocidad inicial del disco de planetesimales que dio lugar a la formación de los planetas del Sistema Solar.

 

Cuando se forma una estrella tipo solar por colapso gravitatorio, se forma un disco de gas y polvo que orbita alrededor de la estrella como un subproducto del colapso. La formación planetaria a partir de dicho disco está caracterizada por dos etapas donde una fase agregación al de los granos de polvo del disco está seguida de una fase acrecional. Durante la primer etapa las partículas de polvo se aglomeran y van formando objetos de mayor tamaño. Cuando estos objetos alcanzan radios de aproximadamente un km se denominan planetesimales. La transición entre la primer fase y la segunda fase del crecimiento protoplanetario está caracterizada por la aparición de los planetesimales. Durante la segunda fase la formación y evolución del sistema está dominada por la interacción gravitatoria entre estos objetos, los que van colisionando de a pares, aumentando su tamaño. Los planetesimales mas grandes se convertirán en protoplanetas terrestres y en los núcleos de los planetas gigantes. La evolución del sistema conduce a un disco de planetesimales dinámicamente caliente, esto significa que las velocidades relativas entre planetesimales son grandes. Sin embargo, para que las colisiones entre planetesimales conduzcan a la acreción en vez de a la disrupción de estos cuerpos, se requiere de un disco dinámicamente frío. Hemos impuesto cotas dinámicas en la distribución inicial de masa y velocidad de los planetesimales primordiales en el Sistema Solar interior, en la región de Júpiter y Saturno, en la región de los asteroides y en el Cinturón de Kuiper (Parisi 2013). Investigamos si planetesimales entre 10-1000 km sufren disrupción o crecimiento cuando colisionan. El crecimiento de planetesimales cuyos radios están comprendidos entre 10-100 km en el cinturón de asteroides y en el cinturón de Kuiper requieren eccentricidades mucho menores que las que se observan actualmente. Los modelos de acreción de los planetas terrestres y de los núcleos de los planetas gigantes muestran que planetesimales de 10-100 km de radio alcanzan valores de su excentricidad orbital similares al límite de excentricidad obtenido en Parisi (2013) para producir la disrupción de estos objetos en vez de su acreción.

 

Por lo tanto, para que exista accreción se requiere de un disco dinámicamente muy frío durante todo el proceso de formación planetaria a lo largo de todo el disco protoplanetario. Pero si el disco es dinámicamente caliente, los planetesimales deben nacer grandes, o bien invocando mecanismos modernos de inestabilidad gravitacional, o bien a partir de la acreción de objetos únicamente pequeños.