Ejemplo de la progresión de especies sólidas de una simulación. La cantidad molar relativa al contenido molar total del disco de cada uno de los condensados incluidos en la simulación se muestra en función de la temperatura decreciente en diferentes colores y estilos de línea, como se indica en la leyenda. Consulte el Apéndice D para obtener detalles sobre las especies incluidas. La simulación se ejecutó a una presión de disco constante de p = 10−4 bar y se basa en el patrón de abundancia de elementos solares recomendado por Lodders (2003). Consulte la Tabla B.2 para obtener un resumen de los parámetros de simulación. – astro-ph.EP
Presentamos ECCOplanets, un código Python de código abierto que simula la condensación en el disco protoplanetario.
Nuestro objetivo es analizar qué tan bien un modelo simplista puede reproducir las principales características de la formación de planetas rocosos. Para este propósito, revisamos las temperaturas de condensación (Tc) como un medio para estudiar la química del disco y exploramos su sensibilidad a las variaciones en la presión (p) y el patrón de abundancia elemental.
También examinamos las composiciones masivas de planetas rocosos alrededor de estrellas químicamente diversas. Nuestro modelo de equilibrio químico dependiente de Tp se basa en una minimización de energía libre de Gibbs. Derivamos temperaturas de condensación para parámetros del Sistema Solar con una simulación limitada a las especies químicas más comunes. Evaluamos su cambio (ΔTc) como resultado de la variación de p entre 10−6 y 0,1 bar. Para analizar la influencia del patrón de abundancia, se variaron las proporciones de elementos clave y los resultados se validaron utilizando estrellas de vecindad solar.
Para derivar las composiciones a granel de los planetas, exploramos tres modelos diferentes de zonas de alimentación planetaria (FZ) y comparamos sus resultados con una simulación externa de n cuerpos. Nuestro modelo reproduce bien los resultados externos en todas las pruebas. Para los elementos comunes de construcción de planetas, derivamos una Tc que está dentro de ± 5 K de los valores de la literatura, teniendo en cuenta un espectro más amplio de componentes. La Tc es sensible a variaciones en p y al patrón de abundancia. Para la mayoría de los elementos, se eleva con p y metalicidad. El rango de presión probado (10−6−0,1 bar) corresponde a ΔTc≈ + 350 K, y para -0,3 ≤ [M/H] ≤ 0.4 encontramos ΔTc≈ + 100 K.
Un aumento en C / O de 0,1 a 0,7 da como resultado una disminución de ΔTc≈ − 100 K. Otras proporciones de elementos son menos influyentes. La acumulación planetaria dinámica se puede emular bien con cualquier modelo FZ. Su ancho se puede adaptar para reproducir cambios graduales en la composición planetaria.
Composición a granel pronosticada (en % en peso) de un planeta rocoso simulado para la abundancia elemental de HD27442 (sistema bajo en carbono). Panel superior: la composición del planeta B10 resulta de cuatro ejecuciones de simulación separadas. También mostramos nuestras simulaciones: con una FZ gaussiana (segundo panel), una FZ de furgón (tercer panel) y sin FZ (panel inferior). Las flechas entre los dos primeros paneles indican aproximadamente la ubicación de la mejor correspondencia entre la simulación de Bond y la nuestra. – astro-ph.EP
Anina Timmermann, Yutong Shan, Ansgar Reiners, Andreas Pack
Asignaturas: Astrofísica Planetaria y de la Tierra (astro-ph.EP); Instrumentación y Métodos para Astrofísica (astro-ph.IM)
Citar como: arXiv: 2307.00914 [astro-ph.EP] (o arXiv: 2307.00914v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
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De: Anina Timmermann
[v1] lunes, 3 de julio de 2023 10:19:32 UTC (1298 KB)
https://arxiv.org/abs/2307.00914
Astrobiología
