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Este trabalho tem como objetivo abordar a modelagem da forma‡Æo e migra‡Æo de um núcleo sólido planetário. Para isso, foi utilizado um modelo de acre‡Æo de planetesimais, baseado no trabalho de Inaba et al. (2000), no qual a taxa de acre‡Æo média depende da inclina‡Æo e excentricidade dos planetesimais, obtidas através da situa‡Æo de equilíbrio entre a intera‡Æo com o protoplaneta e o arrasto do gás (Fortier et al., 2013). Para complementar esse cenário, foi incluída a migra‡Æo de tipo I, que ocorre devido à intera‡Æo do planeta com o disco de gás. O modelo analítico que descreve essa migra‡Æo teve como base o trabalho de Tanaka et al. (2002). O perfil de densidade de gás e sólidos foi obtido com base em três modelos diferentes para o disco. O primeiro é o modelo clássico da Nebulosa Solar, no qual o perfil de densidade decai com r^(-3/2); o segundo é um modelo híbrido, que utiliza medidas observacionais da densidade superficial do gás (Andrews e Williams, 2005) e uma estimativa analítica para a densidade volumêtrica do gás; por fim, o terceiro modelo é um disco de acre‡Æo que utiliza a parametriza‡Æo de Shakura e Sunyaev (1973) com constante.

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Ganhador do prêmio de melhor disserta‡Æo pelo Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG-USP). Atualmente, trabalha no grupo Dinâmica de Sistemas Planetários do IAG-USP onde desenvolve um modelo para forma‡Æo planetária dentro do código hidrodinâmico FARGO3D.

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