| dc.description | En la actualidad, existe suficiente evidencia observacional proveniente de muchos de los sistemas planetarios extrasolares descubiertos en los últimos años, así como también resultados teóricos e indicios en nuestro propio sistema solar, para considerar que, en general, los planetas pueden no haberse formado en las órbitas actuales, sino que, de hecho, han migrado grandes distancias desde sus órbitas iniciales.
Esta tesis aborda algunos aspectos involucrados en uno de los posibles mecanismos dinámicos que puede originar una migración planetaria, a saber, la interacción gravitatoria de los planetas con un disco de planetesimales residuales del proceso de formación. Puesto que la magnitud y dirección de tal migración es determinada por una compleja interacción entre las diversas fuentes y sumideros dinámicos que aportan o restan partículas del disco a la región de interacción con el planeta, el proceso de migración resulta mejor comprendido a través de simulaciones numéricas. Ahora bien, para seguir la evolución del sistema sobre escalas de tiempos dinámicamente relevantes en tiempos de computo razonables, tales simulaciones consideran, usualmente, que el disco es modelado por un determinado número de partículas de masas iguales las cuales interaccionan gravitatoriamente con los planetas pero no interactúan entre ellas. Esta manera de simular el disco es objeto de estudio en esta tesis. | |
