Browsing by Author "Petrovich Balbontín, Cristóbal"
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- ItemCo-evolution of binary systems surrounded by accretion discs(2022) Fontecilla Suárez, Camilo José; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Cuadra, Jorge; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLa interacción entre los sistemas binarios y sus discos de acreción se da tanto en escenarios de estrellas múltiples como en la fusión de galaxias, donde se forman sistemas binarios de agujeros negros supermasivos. En una fusión de galaxias, el gas en el remanente puede ayudar al sistema binario a perder energía por medio de fricción dinámica, y así reducir su separación hasta que la emisión de ondas gravitacionales domine, lo que lo llevará a la coalescencia. Por otro lado, en la evolución estelar, los discos de acreción son la cuna donde se formarán planetas, y la coevolución del sistema puede modificar el resultado. En este trabajo estudiamos ambos escenarios y nos enfocamos en diferentes aspectos de cada uno a través de dos publicaciones y un proyecto. En la primera publicación estudiamos la evolución a largo plazo de un SMBHB rodeado por su disco de acreción. Desarrollamos modelos 1D resolviendo las ecuaciones para la evolución de la densidad y la temperatura, y la migración del agujero negro secundario de manera autoconsistente. Con el fin de restringir la masa en el disco interno cuando la emisión de ondas gravitacionales comenza a ser relevante. En la segunda publicación, usamos el código SPH PHANTOM para modelar la etapa final de un SMBHB y exploramos cómo el disco de acreción que rodea al agujero negro principal se ve afectado por la migración debido a la emisión de ondas gravitacionales. En nuestros resultados preliminares del proyecto, extendimos PHANTOM para modelar un sistema binario de estrellas con y sin disco circumbinario para estudiar cómo su presencia puede afectar la evolución de la binaria y la morfología de los discos individuales.
- ItemHD 1397b : A Transiting Warm Giant Planet Orbiting A V = 7.8 mag Subgiant Star Discovered by TESS(2019) Brahm Scott, Rafael; Espinoza Pérez, Néstor; Jordán Colzani, Andrés Cristóbal; Henning, T.; Sarkis, P.; Jones Fernández, Matías Ignacio; Diaz, M.R.; Jenkins, J.S.; Vanzi, Leonardo; Zapata, Abner; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Kossakowski, D.; Rabus, Markus; Rojas, Felipe; Torres, P.
- ItemInfluence of External Perturbers on Inner Planet Formation(2025) Best Reyes, Marcela Adriana; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Guzmán Veloso, Viviana; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaEl resultado de la formación planetaria, es decir, la arquitectura final del sistema, es influenciada por muchos factores desde su historia y entorno hasta propiedades de la estrella central, masa de su disco protoplanetario, su composición, extensión, longevidad, entre muchos otros factores.Entre todos estos, el factor en el cual nos enfocamos en el presente trabajo fue el de compañeros externos masivos al sistema y cómo afectan a los planetas dentro. Estos perturbadores pueden ser compañeros estelares a la estrella central o planetas gigantes que se forman del mismo disco protoplanetario. En este trabajo, exploramos los diferentes mecanismos dinámicos a través de los cuales estos compañeros pueden afectar el resultado final de la arquitectura planetaria y trataremos de explicar una parte de la diversidad de los sistemas observados al día de hoy. En este proceso, acabaremos entendiendo mejor la formación, no solo de sistemas exoplanetarios, pero también de nuestro propio Sistema Solar, ya que los planetas rocosos aquí (incluyendo a la Tierra), fueron formados bajo la influencia de dos perturbadores externos, Júpiter y Saturno.Vemos que los compañeros masivos pueden no solo inclinar un sistema ya formado y volver sus órbitas polares o incluso retrogradas, pero también la influencia gravitacional de un perturbador puede redistribuir el material sólido dentro del disco protoplanetario mientras el proceso de formación aún está ocurriendo. En este proceso, el compañero gigante cambia completamente la distribución de planetas resultante, dejando marcas permanentes en el sistema.Durante este proyecto, desarrollé varios módulos para simular la evolución de un disco gaseoso, la interacción dinámica con los perturbadores y el resultado de las colisiones entre los planetesimales (los bloques que constituyen a los planetas). Todos estos módulos juntos nos dan un vistazo al impacto que los perturbadores tienen en su ambiente, lo cual a su vez, afecta la arquitectura final del sistema.Hay un largo camino por delante para entender cómo todos estos efectos moldean la formación de sistemas planetarios y esta exploración no es de ningún modo completamente exhaustiva. Sin embargo, dado que este es un proceso colaborativo, una de mis contribuciones al campo de la formación planetaria, además de las ideas que salieron de este trabajo, son estos módulos los cuales están disponibles para quién desee continuar con la exploración de esta fascinante pregunta.
- ItemKozai Migration Naturally Explains the White Dwarf Planet WD1856 b(2020) Muñoz, D. J.; Petrovich Balbontín, Cristóbal
- ItemLong-period thermal oscillations in superfluid millisecond pulsars(2011) Petrovich Balbontín, Cristóbal; Reisenegger, Andreas
- ItemRotochemical heating in millisecond pulsars: modified Urca reactions with uniform Cooper pairing gaps(2010) Petrovich Balbontín, Cristóbal; Reisenegger, Andreas
- ItemRotochemical heating of millisecond and classical pulsars with anisotropic and density-dependent superfluid gap models(2015) González Jiménez, Nicolás; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Reisenegger, Andreas
- ItemSubstructures in protoplanetary disks imprinted by compact planetary systems(2022) Garrido Deutelmoser, Juan; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaThe substructures observed in protoplanetary disks may be the signposts of embedded planets carving gaps or creating vortices. The inferred masses of these planets often fall in the Jovian regime despite their low abundance compared to lower-mass planets, partly because previous works often assume that a single substructure (a gap or vortex) is caused by a single planet. In this work, we study the possible imprints of compact systems composed of Neptune-like planets (~10-30 Mearth) and show that long-standing vortices are a prevalent outcome when their inter-planetary separation (Delta a) falls below ~8 times Hp, the average disk's scale height at the planets locations. In simulations where a single planet is unable to produce long-lived vortices, two-planet systems can preserve them for at least 5000 orbits in two regimes: i) fully-shared density gaps with elongated vortices around the stable Lagrange points L4 and L5 for the most compact planet pairs (Delta a < 4.6 Hp); ii) partially-shared gaps for more widely spaced planets (Delta a ~ 4.6 - 8 H_p) forming vortices in a density ring between the planets through the Rossby wave instability. The latter case can produce vortices with a wide range of aspect ratios down to ~3 and can occur for planets captured into the 3:2 (2:1) mean-motion resonances for disk's aspects ratios of h >0.033 (h > 0.057). We suggest that their long lifetimes are sustained by the interaction of spiral density waves launched by the neighboring planets. Overall, our results show that distinguishing imprint of compact systems with Neptune-mass planets are long-lived vortices inside the density gaps, which in turn are shallower than single-planet gaps for a fixed gap width. Those interpretations can reproduce the shallow gap in the gas measured by the MAPS program and the crescent continuum emission reported in the inner gap of the HD 163296 disk. Building on previous works arguing for outer planets at 86 and 137 au, we provide with a global model of the disk that best reproduces the data and show that all four planets may fall into a long resonance chain, with the outer three planets having periods in the 4:2:1 sequence. We show that this configuration is not only an expected outcome from disk-planet interaction, but it can also help constraining the radial and angular position of the planet candidates.
- ItemThe Spin–Orbit Alignment of Eight Warm Gas Giant Systems(American Astronomical Society, 2025) Espinoza Retamal, Juan Ignacio; Jordán Colzani, Andrés Cristóbal; Brahm Scott, Rafael; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Sedaghati, Elyar; Stefánsson, Guðmundur; Hobson, Melissa J.; Tala Pinto, Marcelo Said; Muñoz, Diego J.; Boyle, Gavin; Leiva, Rodrigo; Suc, VincentEssential information about the formation and evolution of planetary systems can be found in their architectures—in particular, in stellar obliquity (ψ)—as they serve as a signature of their dynamical evolution. Here we present ESPRESSO observations of the Rossiter–McLaughlin (RM) effect of eight warm gas giants, revealing that, independently of the eccentricities, all of them have relatively aligned orbits. Our five warm Jupiters (WASP-106 b, WASP-130 b, TOI-558 b, TOI-4515 b, and TOI-5027 b) have sky-projected obliquities |λ| ≃ 0–10°, while the two less massive warm Saturns (K2-139 b and K2-329 A b) are slightly misaligned, having |λ| ≃ 15–25°. Furthermore, for K2-139 b, K2-329 A b, and TOI-4515 b, we also measure true 3D obliquities ψ ≃ 15–30°. We also report a nondetection of the RM effect produced by TOI-2179 b. Through hierarchical Bayesian modeling of the true 3D obliquities of hot and warm Jupiters, we find that around single stars warm Jupiters are statistically more aligned than hot Jupiters. Independent of eccentricities, 95% of the warm Jupiters have ψ ≲ 25° with no misaligned planets, while hot Jupiters show an almost isotropic distribution of misaligned systems. This implies that around single stars warm Jupiters form in primordially aligned protoplanetary disks and subsequently evolve in a more quiescent way than hot Jupiters. Finally, we find that Saturns may have slightly more misaligned orbits than warm Jupiters, but more obliquity measurements are necessary to be conclusive.