Context. Most planet formation models that incorporate planetesimal fragmentation consider a catastrophic impact energy threshold for basalts at a constant velocity of 3 km s−1 throughout the process of the formation of the planets. However, as planets grow, the relative velocities of the surrounding planetesimals increase from velocities of the order of meters per second to a few kilometers per second. In addition, beyond the ice line where giant planets are formed, planetesimals are expected to be composed roughly of 50% ices. Aims. We aim to study the role of planetesimal fragmentation on giant planet formation considering the planetesimal catastrophic impact energy threshold as a function of the planetesimal relative velocities and compositions. Methods. We improved our model of planetesimal fragmentation incorporating a functional form of the catastrophic impact energy threshold with the planetesimal relative velocities and compositions. We also improved in our model the accretion of small fragments produced by the fragmentation of planetesimals during the collisional cascade considering specific pebble accretion rates. Results. We find that a more accurate and realistic model for the calculation of the catastrophic impact energy threshold tends to slow down the formation of massive cores. Only for reduced grain opacity values at the envelope of the planet is the cross-over mass achieved before the disk timescale dissipation. Conclusions. While planetesimal fragmentation favors the quick formation of massive cores of 5–10 M⊕ the cross-over mass could be inhibited by planetesimal fragmentation. However, grain opacity reduction or pollution by the accreted planetesimals together with planetesimal fragmentation could explain the formation of giant planets with low-mass cores.

During the planetary formation process, mutual collisions among planetesimals take place, making an impact on their porosity evolution. The outcome of these collisions depends, among other parameters, on the tensile strength of the colliding objects. In the first stage of this work, we performed impact experiments into dust samples, assembled with material analogous to that of the primitive Solar System, to obtain highly compressed samples that represent the porosities measured in chondritic meteorites. In the second stage, we obtained the tensile strengths of the compressed dust samples by the Brazilian Disk Test. We found a correlation between the tensile strength and the volume filling factor of the compressed dust samples and obtained the corresponding critical fragmentation strength in mutual collisions and its dependence on the volume filling factor. Finally, we give prescriptions for the catastrophic disruption threshold as a function of the object size, for different values of the volume filling factor that can be utilized in collisional models.

Durante los últimos años, los avances observacionales nos han permitido estudiar y caracterizar exoplanetas en diferentes tipos de sistemas planetarios, como así también profundizar nuestro conocimiento sobre el Sistema Solar. Desde un punto de vista teórico, es un desafío importante que los modelos de formación planetaria sean capaces de reproducir las características principales de estos sistemas. En el escenario estándar de formación planetaria, los planetas terrestres y los núcleos de los planetas gigantes se forman por acreción de planetesimales. La distribución de tamaños de los planetesimales primordiales y su evolución temporal caracteriza el proceso de formación de sistemas planetarios y las propiedades que tendrán dichos sistemas. Dicha distribución está determinada por diversos factores, principalmente por el resultado de las colisiones mutuas, resultando en el crecimiento, la erosión, la disrupción o la coagulación de dichos objetos. Las propiedades físicas y dinámicas de los planetesimales en las colisiones definirán el destino de estos procesos. La energía que caracteriza el resultado de dichas colisiones, llamada energía específica de impacto, puede obtenerse mediante simulaciones o experimentos de laboratorio. Durante esta Tesis nos enfocamos en estudiar el proceso de fragmentación de planetesimales desde dos perspectivas distintas, teórica y experimental, y su aplicación a la formación planetaria. En primer lugar, realizamos un estudio teórico desde primeros principios para revisar y analizar las velocidades relativas de planetesimales que usualmente se utilizan en la literatura, las cuales son expresadas como desarrollos a primer orden de las excentricidades e inclinaciones orbitales, haciendo desarrollos de las mismas a mayores órdenes y comparándolos con los previamente utilizados. Comparamos las diferencias en la implementación de los nuevos desarrollos a mayores órdenes con respecto a las ecuaciones de la literatura en el proceso colisional y discutimos cuál sería el impacto de incluir los nuevos desarrollos en el proceso de formación planetaria. En segundo lugar, desarrollamos un estudio experimental para determinar la energía específica de impacto para objetos con diferentes porosidades. Realizamos experimentos de impacto en los laboratorios del Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik (IGeP), Braunschweig, Alemania, en los que generamos muestras de polvo compactas con porosidades que simulan las medidas en meteoritos condríticos y calculamos la energía interna de dichas muestras. Con estos resultados, obtuvimos la energía específica de impacto para diferentes valores de la porosidad desde una perspectiva experimental y la comparamos con las obtenidas mediante simulaciones hidrodinámicas de la literatura. Finalmente, realizamos simulaciones para estudiar la formación de un planeta gigante ubicado a 5 UA incorporando mejoras a nuestro modelo de fragmentación de planetesimales. En general, en los modelos de formación planetaria que incluyen la fragmentación de planetesimales se utiliza una energía que caracteriza el resultado de una colisión para un determinado material y una velocidad fija. Sin embargo, a medida que los embriones planetarios crecen, la dispersión de la velocidad de los planetesimales aumenta debido a las excitaciones gravitatorias producidas por los embriones. A su vez, más allá de la línea de hielo se espera que los planetesimales estén compuestos por una mezcla de materiales rocosos y hielos. En este trabajo incluimos un mezcla de materiales (50% material rocoso y 50% hielo) para la composición de los planetesimales y una dependencia de la energía específica de impacto con la velocidad relativa de los mismos. En esta Tesis mostramos que un modelo de fragmentación de planetesimales más realista juega un rol importante en el crecimiento de núcleos masivos, y por ende en la formación de planetas gigantes, antes de la disipación de la componente gaseosa del disco protoplanetario. A su vez, incorporamos en el código de formación planetaria las tasas de acreción para objetos pequeños llamados guijarros (en inglés “pebbles”), regímenes de velocidad para bajas velocidades de planetesimales y los desarrollos a mayores órdenes de la velocidad de dispersión de planetesimales calculados en esta Tesis.