{"id":1015,"date":"2026-01-06T14:42:51","date_gmt":"2026-01-06T14:42:51","guid":{"rendered":"http:\/\/webiar.iar.unlp.edu.ar\/?page_id=1015"},"modified":"2026-03-03T16:53:31","modified_gmt":"2026-03-03T16:53:31","slug":"estudios-de-sistemas-planetarios","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/www.iar.unlp.edu.ar\/index.php\/estudios-de-sistemas-planetarios\/","title":{"rendered":"Estudios de sistemas planetarios"},"content":{"rendered":"

Estudios de sistemas planetarios<\/h3>\n
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Discos Protoplanetarios y Formaci\u00f3n de Planetas<\/strong><\/h4>\n

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Estudiamos las condiciones que favorecen la formaci\u00f3n planetaria a partir de un disco de gas y polvo que orbita alrededor de una estrella central. Dicho disco, llamado disco protoplanetario, es un subproducto de la formaci\u00f3n de la estrella.<\/p>\n

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Investigamos\u00a0 \u00a0la formaci\u00f3n de planetas gigantes dada por la acreci\u00f3n de la componente s\u00f3lida y de la componente\u00a0 \u00a0gaseosa del disco protoplanetario. La componente s\u00f3lida inicial estuvo determinada por la acreci\u00f3n de\u00a0planetesimales, donde estudiamos\u00a0la distribuci\u00f3n de su masa y de su velocidad inicial. Realizamos modelos te\u00f3ricos y num\u00e9ricos de la evoluci\u00f3n f\u00edsica, colisional y orbital de estos planetesimales durante el proceso de formaci\u00f3n de planetas\u00a0gigantes. En el crecimiento del planeta hemos inclu\u00eddo la acreci\u00f3n de part\u00edculas del orden del mil\u00edmetro y del cent\u00edmetro llamadas \u2018\u2019pebbles\u2019\u2019, de segunda generaci\u00f3n\u00a0producto de la cascada colisional\u00a0generada por los sucesivos\u00a0impactos entre planetesimales (San Sebasti\u00e1n y otros, A&A 625, A138, 2019). Como la evoluci\u00f3n colisional de planetesimales y la formaci\u00f3n planetaria dependen fuertemente de las velocidades relativas entre estos cuerpos, realizamos posteriormente un modelo riguroso de las velocidades relativas y lo aplicamos\u00a0a nuestro modelo num\u00e9rico de formaci\u00f3n planetaria con fragmentaci\u00f3n de planetesimales. En la Figura 1 (izq.), se muestra la tasa de acreci\u00f3n de planetesimales de 1 m y en la Figura 1 (der.) de 1 km durante la formaci\u00f3n de un planeta gigante en el caso base (San Sebasti\u00e1n y otros, A&A 625, A138, 2019) y en\u00a0caso en el que las velocidades relativas fueron calculadas con mayor exactitud (San Sebasti\u00e1n y otros, CeMDA 135, id. 11, 2023).<\/p>\n

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\"\" Figura 1: Tasa de acreci\u00f3n de un protoplanetacalculada con velocidades relativas aproximadas (linea punteada magenta) y con velocidades relativas rigurosas (l\u00ednea continua celeste). Panel Izquierdo: Planetesimales de 1 m de radio. Panel derecho: Planetesimales de 1 km de radio. (San Sebasti\u00e1n y otros, CeMDA 135, id. 11, 2023).<\/figcaption><\/figure>\n

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Si bien la formaci\u00f3n de planetas rocosos y de los n\u00facleos de\u00a0planetas gigantes se produce por la acreci\u00f3n de planetesimales, este es un proceso lento y los planetas gigantes capturan gas del disco para formar sus envolturas gaseosas una vez que sus n\u00facleos s\u00f3lidos son muy masivos. Los\u00a0modelos num\u00e9ricos deben poder explicar\u00a0la formaci\u00f3n de\u00a0un planeta gaseoso\u00a0en menos de un mill\u00f3n de a\u00f1os, que es el tiempo en el que se disipa la componente gaseosa del disco protoplanetario.\u00a0Se ha demostrado que si los planetas\u00a0acretan\u00a0”pebbles” de primera generaci\u00f3n en vez de acretar \u00fanicamente\u00a0planetesimales y \u2018\u2019pebbles\u2019\u2019 de segunda generaci\u00f3n, se acortan notablemente las escalas de tiempo de formaci\u00f3n de planetas.<\/p>\n

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El estudio de la formaci\u00f3n y evoluci\u00f3n de ”pebbles” de primera generaci\u00f3n en un disco protoplanetario es un tema que posee gran relevancia en la actualidad. Es un proceso complejo que comienza con la coagulaci\u00f3n de peque\u00f1as part\u00edculas de polvo para formar agregados. Estos agregados colisionan entre s\u00ed, con resultados que incluyen adherencia, rebote, abrasi\u00f3n o fragmentaci\u00f3n, dependiendo de sus propiedades, como la distribuci\u00f3n de sus tama\u00f1os,\u00a0su porosidad,\u00a0el tipo de material que los compone, y las caracter\u00edsticas del disco protoplanetario. Cuando el crecimiento prevalece sobre los procesos disruptivos, los agregados forman bloques de construcci\u00f3n m\u00e1s grandes, las ”pebbles”. Esta etapa sienta las bases para la posterior formaci\u00f3n de planetas y de los peque\u00f1os cuerpos s\u00f3lidos en el disco protoplanetario llamados planetesimales.<\/p>\n

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Investigamos la evoluci\u00f3n colisional de agregados de polvo para analizar\u00a0la formaci\u00f3n de\u00a0”pebbles” y su rol\u00a0 \u00a0en la formaci\u00f3n de planetesimales y planetas.\u00a0Se realizan modelos te\u00f3ricos y num\u00e9ricos\u00a0para conocer las condiciones\u00a0que dar\u00e1n lugar a estos procesos. Estos estudios se realizan en colaboraci\u00f3n con investigadores y docentes de la Universidad de Mendoza (UM) y de la FCEN UNCUYO (Parizek y otros, A&A \u00a0703, id.A180, 14 pp, 2025)<\/p>\n

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Cuerpos Menores del Sistema Solar<\/strong><\/h4>\n

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Los asteroides, los cometas,\u00a0y los planetas enanos son planetesimales y embriones planetarios remanentes del proceso de formaci\u00f3n del Sistema Solar.<\/p>\n

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Los Cometas<\/strong> de corto per\u00edodo provienen del Cintur\u00f3n de Kuiper, los de largo per\u00edodo provienen\u00a0de la nube de Oort, y algunos cometas pueden ser interestelares como el cometa 3I\/ ATLAS.\u00a0 \u00a0Hay cometas con per\u00edodos muy cortos, como el del cometa 67P\/Churyumov-Gerasimenko (Figura 2), que posee un per\u00edodo de 6.6 a\u00f1os y fue el destino de la misi\u00f3n espacial europea Rosetta.<\/p>\n

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Realizamos estudios que permiten conocer las propiedades de ”pebbles” primordiales en la formaci\u00f3n de cometas. Los cometas son considerados pristinos porque a diferencia de los asteroides que son objetos colisionalmente evolucionados, los cometas son considerados f\u00f3siles vivientes que han conservado informaci\u00f3n valiosa sobre las condiciones del Sistema Solar temprano y sobre los procesos que dieron origen a los planetas y asteroides.<\/p>\n

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Figura 2: Imagen del cometa\u00a067P\/Churyumov-Gerasimenko Tomada por la NavCam de la misi\u00f3n Rosetta de la ESA. Cr\u00e9dito: ESA\/Rosetta\/NAVCAM. https:\/\/sci.esa.int\/web\/rosetta\/<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n

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Estudiamos los procesos de colisi\u00f3n de agregados de polvo en comas cometarias, en especial en el cometa 67P\/Churyumov-Gerasimenko y comparamos nuestros resultados num\u00e9ricos con los datos obtenidos por el instrumento COSIMA (COmetary Secondary Ion Mass Analyzer)\u00a0a bordo de la misi\u00f3n Rosetta (Figura 3). Los resultados de nuestras simulaciones se ajustan al flujo recibido por COSIMA. La misi\u00f3n Rosetta \u00a0 ha sido monitoreada por la\u00a0Deep\u00a0Space\u00a0Antenna\u00a03\u00a0(DS3) \u00a0<\/a>de la Malarg\u00fce\u00a0satellite tracking\u00a0station<\/a> (<\/strong>ESA<\/a>\u00a0\u2013CONAE). En la Figura 4 mostramos una foto de la antena.<\/p>\n

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Figura 3: Distribuci\u00f3n diferencial de tama\u00f1o F(R) de agregados con radio R \u00a0(Planes y otros, MNRAS 531, 3168, 2024). Los diamantes negros representan el flujo colectado por COSIMA. La franja verde representa las cotas en el ajuste del\u00a0flujo recibido. Los c\u00edrculos magenta y los cuadrados rojos representan el resultado de nuestras simulaciones num\u00e9ricas para un n\u00famero de 1000 colisiones entre los agregados de polvo al atravesar la coma del cometa desde el n\u00facleo hasta llegar a ser colectados por COSIMA, para una velocidad media de colisi\u00f3n de 10 m\/s y 150 m\/s, respectivamente.<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n

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Figura 4: Deep\u00a0Space\u00a0Antenna\u00a03\u00a0(DS3), Malarg\u00fce\u00a0satellite tracking\u00a0station\u00a0\u00a0(ESA\u00a0– CONAE)<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n

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Los Asteroides<\/strong> a diferencia de los cometas, son objetos colisionalmente evolucionados y su historia ha borrado sus caracter\u00edsticas primitivas. Hemos estudiado la formaci\u00f3n de planetesimales primordiales en la regi\u00f3n de los asteroides y calculado su evoluci\u00f3n f\u00edsica y colisional durante la edad del Sistema Solar. Comparamos los resultados de dichos procesos con las caracter\u00edsticas actuales observadas en asteroides (Beitz y otros, APJ 824, 12, 2016). En San Sebasti\u00e1n y otros (CeMDA 135, id. 11, 2023) nuestro modelo de la frecuencia de colisiones en asteroides grandes no diferenciados\u00a0se mejora\u00a0introduciendo el c\u00e1lculo riguroso de las velocidades relativas entre peque\u00f1os cuerpos, lo que, en principio, podr\u00eda proporcionar resultados m\u00e1s precisos para misiones espaciales planificadas.<\/p>\n

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Meteoritos<\/strong><\/h4>\n

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Los cuerpos menores del Sistema Solar son los objetos parentales de los meteoritos.\u00a0Se estudia la evoluci\u00f3n f\u00edsica y colisional de asteroides primordiales no diferenciados durante la edad del Sistema Solar para comparar la masa eyectada en dichas colisiones con las caracter\u00edsticas actuales observadas en meteoritos condr\u00edticos\u00a0(Beitz y otros, APJ 824, 12, 2016\u200b)<\/p>\n

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Planetas y Sat\u00e9lites<\/strong><\/h4>\n

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Los procesos de formaci\u00f3n y evoluci\u00f3n de los sistema de sat\u00e9lites de un planeta son procesos asociados a la formaci\u00f3n y evoluci\u00f3n del planeta mismo.<\/p>\n

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El estudio de los procesos de craterizaci\u00f3n en los sat\u00e9lites de nuestro Sistema Solar abarca distintos ejes interconectados entre s\u00ed, desde los cuales es posible descubrir el origen y la evoluci\u00f3n de cada objeto en particular y de cada sistema de sat\u00e9lites en general. Nos centramos en el estudio de la craterizaci\u00f3n en los\u00a0sat\u00e9lites de los planetas gigantes, en especial en el sistema de\u00a0sat\u00e9lites de Saturno, en particular en Tit\u00e1n (Figura 5). Calculamosla producci\u00f3n de cr\u00e1teres en Tit\u00e1n\u00a0considerando los objetos centauro como los principales impactadores\u00a0y considerando\u00a0\u00a0 los efectos\u00a0atmosf\u00e9ricos dentro del proceso de formaci\u00f3n de cr\u00e1teres, tales como fricci\u00f3n gaseosa, presi\u00f3n din\u00e1mica, y ablaci\u00f3n.\u00a0 Nuestros resultados se comparan posteriormente con otras distribuciones sint\u00e9ticas de cr\u00e1teres y recuentos observacionales de cr\u00e1teres actualizados. Esta comparaci\u00f3n se utiliza luego para calcular la edad de retenci\u00f3n de cr\u00e1teres de Tit\u00e1n para cada di\u00e1metro de cr\u00e1ter. (Rossignoli y otros, A&A 660, A127, 2022; Rossignoli y otros, BAAA 66, pp. 57-60, 2025).<\/p>\n

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Figura 5: Imagen de Tit\u00e1n y Saturno tomada por la misi\u00f3n Cassini-Huygens.\u00a0Credito:\u00a0NASA\/JPL-Caltech\/SSI.<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n

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