CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR

Presentación del tema: "CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR"— Transcripción de la presentación:

1 CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR
Fernando Moreno

2 NEBULOSA DE ORIÓN Mosaico HST Discos circunestelares
a 1500 años-luz, región de formación estelar más cercana Discos circunestelares

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4 Muy en general: CUERPOS MENORES
COMETAS: Formados en las primeras etapas del Sistema Solar en la región que va desde los planetas gigantes a los límites de la primitiva nebulosa PLANETAS MENORES ASTEROIDES: Formados entre Marte y Júpiter. Muchas categorías/familias CENTAUROS: Transneptunianos en migración hacia el SS interno. TROYANOS DE NEPTUNO (Lagrange L4,L5) OBJETOS TRANSNEPTUNIANOS: Cualquiera con semieje mayor > 30 UA. Objetos del Cinturón de Kuiper (Plutinos 3:2 resonancia con Neptuno, Cubewanos, clásicos KBO’s UA) Objetos del Disco Disperso (SDO’s) - Eris (alta inclinación, alta excentricidad por antiguos encuentros con Neptuno) Nube de Oort Hipotético origen de los cometas LP Diferentes regiones de formación implica diferente contenido en volátiles Cometas despliegan coma y cola al acercarse al Sol. El resto, no. Hay múltiples excepciones…

5 Problema de dos cuerpos ligados gravitacionalmente:
El movimiento siempre ocurre en un plano La trayectoria es siempre una cónica < Planeta r T r: Radio vector T: Anomalía verdadera Sol >

6 Plano que contiene la órbita terrestre
ELEMENTOS ORBITALES Inclination Longitude of the ascending node      Argument of perihelion      Eccentricity    Semimajor axis    Mean anomaly at epoch          Perihelion Plano que contiene la órbita terrestre Intersección del plano del ecuador terrestre con la eclíptica (equinoccios). El punto vernal es el punto de Aries –eq. primavera) Punto y es tal que Area(zcy)=Area(xsz) (Ec. Kepler)

7 Problema de 3 cuerpos restringido: M(Sol)>>M(Júpiter)>>M(Cometa o Asteroide) (Lagrange)
Además: Órbita de Júpiter ≈ circular (e~0) Se cumple el llamado criterio de Tisserand: Integral Jacobi Semieje mayor Excentricidad Inclinación Lós parámetros orbitales cometarios pueden sufrir grandes perturbaciones en encuentros sucesivos con Júpiter, pero la relación de Tisserand siempre se cumple: herramienta para la identificación de cometas.

8 Órbitas cometarias: T<3 Órbitas asteroidales: T>3
OBJETOS INUSUALES: ASTEROIDES EN ÓRBITAS TÍPICAMENTE COMETARIAS Y COMETAS EN ÓRBITAS ASTEROIDALES (Comet-Asteroid transition objects) Órbitas cometarias: T< Órbitas asteroidales: T>3 Ejemplos: Asteroides “activados”: 3200 Phaethon (e=0.89,a=1.27), 7968 Elst-Pizarro (e=0.16, a=3.15), 4015 Wilson-Harrington (e=0.62,a=2.64) Cometas extinguidos: 944 Hidalgo (e=0.66,a=5.85) ◦ Cometas • Asteroides

9 PUNTOS DE LAGRANGE (1772) O DE LIBRACIÓN
L1,L2,L3 son inestables L4,L5 estables Ejemplo: Troyanos de Júpiter

10 ASTEROIDES dN = Kr-αdr α=3.5
Cinturón principal entre Marte y Júpiter (~2-4 UA) Masa total menor que (masa de la Tierra)/1000 – por qué ? El mayor, Ceres (1000 km diámetro), concentra 1/3 de la masa total Hay unos 220 con más de 100 km de diámetro Distribución de tamaños ley de potencias dN = Kr-αdr α=3.5 En realidad, α # la resistencia del material depende del tamaño Para cuerpos r≤1 km la resistencia disminuye al aumentar el tamaño Para cuerpos más grandes, la resistencia aumenta con el tamaño debido a la autocompresión gravitacional Variaciones de α con el tamaño La ley de distribución de tamaños también está controlada por factores dinámicos (resonancias) y otros efectos (Yarkovsky, que depende del tamaño).

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12 IMÁGENES DESDE MISIONES ESPACIALES
Conteo de cráteres y sus dimensiones para estimar población de asteroides hasta unos pocos metros

13 Formas y tamaños de los asteroides más grandes, comparados con la Luna

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18 CLASIFICACIÓN ESPECTRAL DE LOS ASTEROIDES
(forma del espectro, color, albedo) – CARACTERÍSTICAS DE LA SUPERFICIE C-type asteroids - carbonaceous, 75% of known asteroids S-type asteroids - silicaceous, 17% of known asteroids M-type asteroids - metallic, 8% of known asteroids Algunos son más fáciles de detectar que otros: sesgo observacional El color puede cambiar con el tiempo por irradiación continuada por iones del viento solar. Por ejemplo, los asteroides de tipo S se enrojecen por bombardeo con iones o láser (laboratorio).

19 McCord & Gaffey 1974 Phyche: Iron Hebe: Stony iron
Vesta: Basaltic achondrite Egeria: Carbonaceous chondrite Hygiea: Carbonaceous chondrite Juno: Stony iron Pallas: Carbonaceous chondrite Ceres: Carbonaceous chondrite ? Not exactly

20 McCord et al. 1970

21 Vesta es el único asteroide con una superficie basáltica conocido
Vesta es el único asteroide con una superficie basáltica conocido. Al contrario que Ceres, también masivo y cerca de Vesta en el cinturón (similar “a”), es un asteroide diferenciado, con signos evidentes de antigua actividad volcánica. McCord obtuvo el primer espectro de Vesta en 1970, descubriendo su superficie basáltica, y prediciendo una banda de absorción en 2 micras que sería confirmada más tarde. Aunque los meteoritos provienen generalmente del cinturón principal de asteroides, no hay una forma directa de asociar un meteorito con un asteroide en particular. La excepción a esta regla la constituye Vesta, que está demostrado que es la fuente de los meteoritos HDE (Howardite-Eucrite-Diogenite), que con gran probabilidad fueron excavados de Vesta por colisión. Las imágenes de Vesta obtenidas con HST en 1996 revelaron la presencia de un gran cráter de 460 km de diámetro y 12 km de profundidad. Los espectros confirmaban la presencia de la banda en 2 micras predicha por McCord (e.g. Vernazza et al. 2005). Recientemente se ha propuesto la presencia de campo magnético en Vesta, ya que su exposición a viento solar debería haber dejado una superficie mucho más roja de lo que es realmente: el campo magnético protege de la incidencia de partículas cargadas (Vernazza et al 2006).

22 VESTA

23 CERES F555W Dificultad interpretar espectro F330W F220W
No hay meteoritos con espectro similar Muy uniforme en albedo Presencia agua ? (Emisión OH en 308 nm polo norte) F330W F220W Desviación porcentual del albedo medio

24 Heliocentric distance
Dawn mission: Vesta y Ceres. Lanzamiento postergado a 2007 ?

25 ROTACIÓN DE ASTEROIDES
En presencia de disipación de energía interna, un estado de rotación excitado se reducirá a un estado de rotación simple alrededor del eje de momento de inercia máximo. Burns y Safronov (1973) estimaron que el tiempo característico de amortiguamiento sería del orden de años (dependiendo de la densidad, rigidez, etc.). Como este tiempo es mucho menor que el tiempo característico de colisiones, concluyeron que todos los asteroides estarían en un estado de rotación simple. Hasta ese año, el asteroide descubierto que rotaba más despacio era 532 Herculina, con P=19 horas. Pero estaba claro que el tiempo característico podía ser mucho mayor para pequeños asteroides con grandes periodos de rotación. Posteriormente, se descubrió que el periodo de rotación de 4179 Toutatis, y sus dimensiones (7.5 días, r=2 km), daban Así, Toutatis podría estar en un estado de rotación complejo. Posteriormente se detectaron otros casos similares. Harris (1994) obtuvo la siguiente relación basada en la anterior:

26 Rotation vs. Diameter for 1428 asteroids
(Curvas de luz y radar) Asteroides mayores que ~100 m son “rubble piles” ? Edad del Sistema Solar (4500 millones de años) P ≈ D2/3 τ 1/3 Harris, 1994

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28 Annual Reviews YARKOVSKY DIURNO YARKOVSKY ESTACIONAL
Tiende a movimiento espiral hacia afuera (progrado) o hacia adentro (retrogrado) Tiende siempre a encoger la órbita, depende de la inclinación del eje de rotación (se anula si el eje es perpendicular al plano orbital). Annual Reviews

29 VARIACIÓN DEL SEMIEJE MAYOR EN FUNCIÓN DEL TAMAÑO Y CONDUCTIVIDAD TÉRMICA (K) POR EFECTO YARKOVSKY
Bottke et al 2006

30 CONSECUENCIAS DEL EFECTO YARKOSVKY
Inducir cambios orbitales que implican entrar en regiones de resonancia con Júpiter (mean-motion) o Saturno (secular, precesión del perihelio) y, finalmente, convertirse en NEO’s Ensanchar familias de asteroides en relación a sus semiejes mayores Cambios en periodo de rotación y oblicuidad SIMULACIONES NUMÉRICAS ….

31 COMETAS: Cuerpos menores exhibiendo coma y/o cola, al menos ocasionalmente, al aproximarse al Sol. Coma y cola son producidos por los efectos de la radiación solar sobre el núcleo. Los años 50 y 60: Progresos muy importantes: Modelo de Whipple: núcleo es un conglomerado de polvo y hielos diversos: agua, monóxido de carbono, dióxido de carbono, metano, amoniaco… Nube de Oort: Jan Oort propone una hipotética nube esférica de cometas situada a más de UA como origen de los mismos. L. Biermann: Formación de las colas iónicas M. Finson y R. Probstein: Teoría sobre la formación de las colas de polvo, basados en antiguos modelos de Bessel y Bredechin

32 Clasificación de los cometas:
Largo periodo (LPC) Corto Periodo (SPC). Familias de Júpiter (P<20 años) y Halley (P>20 años). Mejor identificador de cometas SP: Parámetro de Tisserand>2. Origen de los cometas: En principio se creía que los SPC procedían también de la nube de Oort, y que evolucionaban a SPC por interacción gravitatoria con los planetas gigantes Edgeworth y Kuiper, en los 50, y más tarde Fernández (1980) sugirieron que la fuente de los SPC es un disco de material más allá de la órbita de Neptuno, al que hoy nos referimos como “cinturón de Edgeworth-Kuiper” (KBO). El primer KBO descubierto (in situ) fue 1992 QB1,,(Luu & Jewitt), aunque Plutón (descubierto en 1932) está considerado hoy uno de sus miembros.

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34 CARACTERÍSTICAS FÍSICAS:
Tamaño típico de núcleo: desde 100 m a 25 km (Hale-Bopp) en radio. La cola puede llegar a medir millones de km. Forma del núcleo: irregular Cuando se aproximan al Sol, desarrollan la coma y las colas (iónica + polvo). Composición: Hielo de agua, silicatos (olivina), carbón, CO, CO2, HCN, etc.

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38 COMETA MRKOS EN 1957 22 AGOSTO 24 AGOSTO 26 AGOSTO

39 Ikeya-Seki (1965)

40 Hyakutake

41 Hale-Bopp 13/10/1996

42 Hale-Bopp 30/04/1997

43 Hale-Bopp 05/01/1998 Tierra cerca del plano orbital Long ~ 1UA Arend-Roland 1957

44 McNaught 20/01/2007

45 McNaught /01/2007

46 McNaught STEREO-B (NASA)

47 West 4/03/1976

48 Formación de colas de polvo
PRESIÓN DE RADIACIÓN GRAVEDAD Se suponen partículas esféricas, y que Qpr≈1 (partículas moderadamente absorbentes) Se desprecian los efectos: Poynting-Robertson (re-emisión produce fuerza sobre las partículas proporcional a la velocidad en el sistema de referencia del Sol que resulta en un movimiento lento en espiral hacia el Sol) y Yarkovsky (re-emisión asimétrica limbo este-oeste).

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50 r=0.6 μm T=10.4 day T=9.3 day T=8.1 day r=1 μm T=11.6 day T=6.9 day r=1.2 μm T=5.8 day r=2 μm T=15 day r=3 μm r=6 μm r=60 μm

51 67P/Churyumov-Gerasimenko – Marzo 2003
Observación Modelo Moreno et al 2004

52 Moreno et al 2004

53 Moreno et al 2004

54 11/02/1997 λ=20.7 deg 22/12/1997 λ=3.2 deg 04/01/1998 λ=0.1 deg
Garrardd Pizarro Ortiz, Sánchez

55 Hale-Bopp 14-Abril-1997

56 Área activa: Lat=+50,Lon=0
Φ=30 I=80 P=1.0 Φ=90 I=80 P=0.4 Φ=160 I=80 P=0.4 Área activa: Lat=+50,Lon=0 Φ=330 I=75 P=0.4 Φ=30 I=80 P=0.4 Φ: argumento del meridiano subsolar en el perihelio (ángulo entre la línea de nodos [equinoccio vernal] del cometa y el pto subsolar) I: Oblicuidad (inclinación del eje de rotación respecto al plano orbital) C/2001 Q4 OSN 29P/Schwassmann-Wachmann OSN

57 Hale-Bopp – Una revolución completa 1997-Feb-28
Sekanina, 1998

58 Fragmentation of Comet Nuclei
Comet nuclei are very fragile and are easily fragmented. Comet Shoemaker-Levy was disrupted by tidal forces of Jupiter Two chains of impact craters on Earth’s moon and on Jupiter’s moon Callisto may have been caused by fragments of a comet.

59 FRAGMENTACIÓN DE COMETAS
P/Schwassmann-Wachmann 3 P/Shoemaker-Levy 9

60 73P/Schwassmann-Wachmann 3 Imagen de Spitzer Telescope, Mayo 2006

61 COLISIÓN DEL COMETA P/SHOEMAKER-LEVY 9
CON JÚPITER EN 1994

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65 Combes et al. 1988 Halley

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67 En el medio interestelar, en la nube molecular que dio lugar a la nebulosa solar, los silicatos contenidos en los granos de polvo son amorfos. Sin embargo, los espectros de discos de polvo alrededor de estrellas jóvenes y cometas muestran claramente silicatos cristalinos, que han tenido que formarse en la nebulosa solar. El proceso de cristalinización pudo deberse al calentamiento de granos interstelares (“thermal annealing”) producido por el Sol mientras se iba formando. La diferentes razones cristalino/amorfo en cometas pueden deberse a diferentes épocas de formación de cometas. Sin embargo, una gran parte del material circumstelar está frío. Esto implica que ese thermal annealing se tuvo que producir por alguna forma de “transient heating” (shocks) en la vecindad de los planetas gigantes, que además podrían “transportar” el polvo a regiones lejanas al Sol. La presencia de PAH en el medio interstelar está bien establecida, pero en los cometas, donde los mecanismos de fotodisociación son mucho más severos pueden provocar que no se detecte (o que esté al límite de la detección).

68 Spectra of Dust Disk in HD100546 & of Comet Hale-Bopp
Crystalline forsterite Amorphous Olivine HD100546 Amorphous Olivine PAH PAH PAH PAH Hale-Bopp (Malfait et al 1998)

69 Modelo de grano cometario
White circles represent amorphous olivine, green circles correspond to crystalline olivine, and red circles represent the carbon component.

70 HALE-BOPP Medidas Modelo Moreno et al. 2003

71 y x Onda electromagnética plana propagándose a lo largo del eje “z”
Variación de E en el tiempo (y en el espacio) Onda electromagnética plana propagándose a lo largo del eje “z” y x Luz solar incidente: no polarizada (el vector E está orientado aleatoriamente, las fases fluctúan con el tiempo mucho más rápidamente que la medida). Después de interaccionar con una partícula o un conjunto de partículas, la luz dispersada está polarizada lineal y circularmente en un cierto porcentaje. Esta propiedad se usa para obtener propiedades físicas del “dispersor” (asteroide, cometa …)

72 α Ángulo de fase Tierra Sol
Como el ángulo de fase varía en función del tiempo, podemos medir las variaciones de la intensidad y el grado de polarización de la luz en función de la fase. α Ángulo de scattering=180o -α Cometa Ángulo de scattering=180◦-α

73 Secundario Θ=1290 Primario Θ=1380

74 Secundario Primario -Primario más intenso que secundario La secuencia de colores está invertida en el secundario respecto al primario Zona oscura entre primario y secundario y más brillante debajo del primario

75 TEORIA DE MIE - ESFERAS n(azul)=1.3435 n(rojo)=1.3307
Pico de difracción, corona La zona entre arcos iris es oscura, y los colores están invertidos. Bajo el primario aparecen los supernumerarios y la luz es más intensa “Glory”, Brocken spectre Primario Secundario Oscilaciones de interferencia (no inferidas por trazado de rayos)

76 POLARIZACIÓN EN VENUS: LAS NUBES ESTÁN FORMADAS POR PEQUEÑAS GOTAS (ESFÉRICAS) DE ÁCIDO SULFÚRICO (origen volcánico): Hansen & Hovenier, 1974

77 En los cometas: partículas irregulares ¿ Qué tipo de estructura ?
≈10 micras

78 MISIÓN STARDUST: RECOGIDA MUESTRAS COMETA WILD-2 IN SITU
Aerogel:Extremadamente poroso y resistente. Compuesto de SiO2 y Al2O3, polímeros y carbon. ρ~2 mg/cm3. Resto 15% superficie, aluminio v=6 km/s. Morfología:coexisten agregados y compactas

79 MODELOS DE DISTRIBUCIONES DE TAMAÑO CON PARTICULAS IRREGULARES COMPACTAS
Moreno et al. 2007

80 MODELOS USANDO AGREGADOS DE ESFERAS Y DE CUBOS
Moreno et al 2007

81 SIMULACIONES DE LA MATRIZ DE SCATTERING DE PARTICULAS DE OLIVINO MEDIDAS EN EL LABORATORIO CON DISTRIBUCIONES DE TAMAÑOS DE PARTÍCULAS IRREGULARES Moreno et al 2006