La región Trans-neptuniana R. Gil-Hutton Casleo – CONICET U.N.S.J. 57 a Reunión Anual A.A.A. Córdoba 2014

Notas históricas : Tombaugh (1930): descubre Plutón. Edgeworth (1943, 1949): la nebulosa protoplanetaria debe formar objetos más allá de Neptuno. Oort (1950): nube de cometas alrededor del Sistema Solar. Kuiper (1950): existencia de un anillo de objetos que se extiende más allá del afelio de Plutón.

Notas históricas : Everhart (1972, 1976): “handing down”. Fernández (1980): JFC no provienen de un flujo isotrópico. Fernández & Ip (1984): migración planetaria. Duncan et al. (1988): región de origen muy aplanada. Jewitt & Luu (1992): 1992 QB 1.

Región trans-neptuniana: Lykawka & Mukai (2007)

Región trans-neptuniana: Lykawka & Mukai (2007)

Nomenclatura: Cometas de la Familia de Júpiter (JFC). Centauros (cruzan órbitas planetas). Plutinos (3:2). Resonantes (2:1, 4:3, 5:3, 7:4, 5:4, 1:1, 9:5, 5:2, 3:1). Clásicos (entre 5:3 y 2:1) o “Cubewanos” (hot y cold). Disco disperso (alta excentricidad e inclinación). Objetos desacoplados (q > 40 UA; e > 0.24). Nube interna de Oort (a > 2000 UA).

Evolución dinámica: Duncan et al. (1995) Morbidelli et al. (2008) Sólo el 0.1% de la masa necesaria para formar el TNB (749 CLA+RES; 284 Cen+SDO)

(134340) Plutón Conocimiento de la órbita: Gil-Hutton (2008)

Telescopio ASH, 30 imágenes de 180 seg., Mammana (2014) Trailing loss:

Distribución de tamaños: Cuál es la masa total en el TNB?. Qué tamaño (masa) tiene el mayor objeto?. Existe una intensa evolución colisional?. La física de colisiones es igual que en el MB?. Existe un borde exterior para el TNB?. Farinella & Davis (1996) Davis & Farinella (1997)

Distribución de tamaños: Distribución acumulativa de tamaños (CSD): N (> r) = K r -q Función acumulativa de luminosidad (CLF): log  (<m) =  (m – m 0 ) q = 5  + 1 p V ~ cte m(R,  ) ~ r(R,  )

Distribución de tamaños: Petit et al. (2008) q = 4.2

Distribución de tamaños: Dohnanyi (1969), define la distribución de equilibrio: N (> r) = K r -q q = 3.5 Si q > 4 la masa total diverge para los objetos pequeños. Petit et al. (2006) q = 4.2 q debe disminuir para r < r k r > 50 km ~ 0.1 M Earth (m ~ 24.2) r > 20 km ~ 0.2 M Earth (m ~ 27.0)

Composición – H 2 O: Barucci et al. (2008)

Barucci et al. (2006) Composición – H 2 O:

Hielo amorfo / cristalino: (136108) Haumea, Pinilla-Alonso et al. (2009)

La temperatura superficial es de 30 – 40K. El hielo esta sujeto a irradiación. El hielo no puede permanecer cristalino. Algún mecanismo provee energía (colisiones?). Las colisiones dependen de la población de proyectiles. Hielo amorfo / cristalino:

Petit et al. (2008) Hielo amorfo / cristalino:

Petit et al. (2008) Berstein et al. (2004) Hielo amorfo / cristalino: q 1 = 2.4 q 1 = 2.1 q 0 = 4.2 Gil-Hutton et al. (2009) r k = km r = 1 kmr = 10 km

Composición / Taxonomía: Barucci et al. (2008) Presencia de hielos y orgánicos: H 2 O, CH 4, CH 3 OH, N 2, CO, NH 3, etc.

Composición / Taxonomía: Fulchignoni et al. (2008)

Composición / Taxonomía: Fulchignoni et al. (2008); Perna et al. (2010)

Presencia de orgánicos en superficie. Hielos de diferentes especies (30-40 K). Materiales carbonosos y sintéticos (tholins). Colisiones aseguran homogeneidad. Competencia entre colisiones e irradiación. Composición - superficie: Luu & Jewitt (1996); Gil-Hutton (2002)

Irradiación: Brunetto et al. (2006)

Irradiación: Neutro alto albedo 40 UA: 2x10 4 pro/cm 2 /seg (1 keV); 0.2 pro/cm 2 /seg (>20 MeV) Strazzulla & Johnson (1991) t ~ 0 yr

Irradiación: 40 UA: 2x10 4 pro/cm 2 /seg (1 keV); 0.2 pro/cm 2 /seg (>20 MeV) Strazzulla & Johnson (1991)

Irradiación: 40 UA: 2x10 4 pro/cm 2 /seg (1 keV); 0.2 pro/cm 2 /seg (>20 MeV) Strazzulla & Johnson (1991)

Irradiación: color rojo 40 UA: 2x10 4 pro/cm 2 /seg (1 keV); 0.2 pro/cm 2 /seg (>20 MeV) t ~ 6x10 7 yr Strazzulla & Johnson (1991)

Irradiación: 40 UA: 2x10 4 pro/cm 2 /seg (1 keV); 0.2 pro/cm 2 /seg (>20 MeV) Strazzulla & Johnson (1991)

Irradiación: 40 UA: 2x10 4 pro/cm 2 /seg (1 keV); 0.2 pro/cm 2 /seg (>20 MeV) Strazzulla & Johnson (1991)

Irradiación: Neutro bajo albedo 40 UA: 2x10 4 pro/cm 2 /seg (1 keV); 0.2 pro/cm 2 /seg (>20 MeV) t ~ 6x10 8 yr Strazzulla & Johnson (1991)

Colores: Doressoundiram & Boenhardt (2003)

Colores - Centauros: Tegler et al. (2008)

Albedos: Lacerda et al. (2014) (136199) Eris p V ~ 0.96 !! Braga-Rivas et al. (2011)

Centauros activos: (60558) Echeclus R = 12.9 UA Tegler et al. (2008) ~ 12 centauros activos

Centauros activos: Jewitt (2009)

Binarios: high resolution camera – HST; Noll et al. (2008)

Binarios: Noll et al. (2006)

Binarios: Elliot et al. (2005) TNOs Clásicos Cold Hot

Anillos: Braga-Rivas et al. (2014) Ocultación (10199) Chariklo

Anillos: Braga-Rivas et al. (2014) Ocultación (10199) Chariklo

NASA, ESA, and L. Frattare (STScI)

NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

NASA, STScI

Muchas gracias!

Resonantes: Hahn & Malhotra (1995) Fernandez & Ip (1984) Migración planetaria (-0.2 UA, 0.8 UA, 3 UA, y 7 UA) e N ~ 0

Clásicos: Gomes (2003) i < 4 o cold i > 4 o hot Formación del disco disperso por excitación dinámica Mezcla de dos poblaciones

Disco disperso y desacoplado: Gomes et al. (2008)

Disco disperso y desacoplado: Gomes et al. (2005) Resonancia de Kozai efecto secular para i grande MMR + KR Puede actuar en inclinaciones menores SDO 1999 RZ 215

Modelo de Niza: Tsiganis et al. (2005) Planetas con a ~ 5.5 – 14 UA Saturno cruza 1:2 J Neptuno y Urano con e ~ 0.3 – 0.4 Fricción dinámica circulariza las órbitas

Modelo de Niza: Levison et al. (2007) Niza TNB