Estoy tratando de escribir un programa para generar proceduralmente sistemas solares a un nivel razonablemente alto (no estoy interesado en hacer una simulación de formación de partículas de polvo de n-cuerpos).
¿Existe algún tipo de distribución que defina dónde es más probable encontrar masa dentro de un sistema solar? es decir, ¿debería esperar planetas más pesados más lejos... o es completamente aleatorio?
Por desgracia, si alguien tuviera una respuesta sólida a esto, la publicaríamos y nos convertiríamos en famosos científicos de exoplanetas.
En nuestro propio sistema solar, ciertamente la mayor parte de la masa planetaria está en los planetas exteriores. La razón que se cita a menudo tiene que ver con la línea de hielo . A partir de cierta distancia, el agua y el metano y otros materiales de este tipo son sólidos y no gaseosos. Más materia sólida $\Rightarrow$ Acumulación más rápida $\Rightarrow$ productos finales más grandes. Sin embargo, el tamaño relativo de los planetas exteriores entre sí todavía no es tan fácil de determinar. Si se cree que el Bonito modelo que sugiere que Urano y Neptuno han intercambiado sus órbitas, entonces las masas de los planetas exteriores originalmente disminuían monotónicamente con la distancia al Sol, pero no hay predicciones cuantitativas al respecto.
Pero resulta que hay cientos de sistemas planetarios por ahí que parecen nada como nuestro sistema solar. Los estudios de velocidad radial y de tránsito han encontrado muchos "Júpiter calientes", es decir, planetas con masa de Júpiter o superior que orbitan más cerca de sus estrellas que Mercurio alrededor del Sol. Los datos de tránsito obtenidos con el Misión Kepler se da en el Página web de Kepler . Nótese las grandes masas a pequeñas separaciones.
Por otro lado, con imágenes directas, hemos encontrado grandes objetos que orbitan alrededor de sus estrellas mucho más lejos de lo que Neptuno orbita el Sol. Véase, por ejemplo Fomalhaut b y HR 8799 c y b .
Es muy posible que haya tendencias subyacentes, pero para verlas entre toda esta diversidad harán falta muchos más datos. En estos momentos, la ciencia de los exoplanetas está en su fase inicial: es más exploratoria que sistemática, sobre todo teniendo en cuenta lo difícil que es detectar planetas pequeños. La única restricción dura es que una disposición propuesta de planetas (normalmente cercanos y masivos) demuestre ser dinámicamente inestable en escalas de tiempo (astronómicamente) cortas. Dado que tales sistemas no durarían mucho tiempo, no esperamos ver muchos de ellos. Por supuesto, calcular esa dinámica puede ser casi tan complicado como hacer la simulación del polvo que se quería evitar.
En última instancia, si estás generando sistemas procedimentales para algún software de visualización/juegos, nadie puede culparte por tener un poco de licencia poética cuando se trata de introducir parámetros para el aspecto de estos sistemas.
Realmente depende del nivel que quieras. Chris ya ha explicado claramente que no tenemos ningún modelo ya que sólo hemos descubierto el primer exoplaneta recientemente y sólo hay cientos de sistemas planetarios por ahí, lo que no es suficiente para cualquier modelo sólido.
Dijiste que sólo querías generar un sistema solar, así que ¿por qué no tiras $N$ planetas en su sistema y mira cómo evolucionan en $N+1$ simulación de partículas (incluida la estrella). Asegúrate de que están lejos unas de otras y de que su tamaño no es comparable con el de la estrella para que te dé un sistema solar estable. La condición inicial se puede calcular fácilmente con algunos conocimientos de mecánica clásica.
Si quieres que el sistema solar parezca más alienígena, no uses nuestro sistema solar como modelo. En su lugar, deberías poner el planeta más grande cerca de la estrella (Júpiter caliente), que es el tipo dominante de los sistemas solares que hemos observado hasta ahora.
Sé que es una pregunta antigua, pero tal vez quieras echar un vistazo a la Ley Titius-Bode . Especialmente
Dubrulle y Graner[6][7] han demostrado que las reglas de distancia power-law pueden ser una consecuencia de los modelos de nubes colapsadas de los sistemas planetarios que poseen dos simetrías: la invariancia rotacional (la nube y su contenido son axialmente simétricos) y la invariancia de escala (la nube y su contenido tienen el mismo aspecto en todas las escalas), siendo esta última una característica de muchos fenómenos que se considera que juegan un papel en la formación planetaria, como la turbulencia.
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