Colisiones de Baja Energía sobre la Superficie de Iapetus C. B. Briozzo – Fa.M.A.F., U.N.C. A. M. Leiva – O.A.C., U.N.C.

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1 Colisiones de Baja Energía sobre la Superficie de Iapetus C. B. Briozzo – Fa.M.A.F., U.N.C. A. M. Leiva – O.A.C., U.N.C.

2 Dicotomía de albedo: NASA/JPL/SSI PIA11690  0.04  0.50

3 Origen: Endógeno: Vulcanismo (posiblemente tras un impacto) Acción de la radiación solar sobre el material “original” Exógeno: Deposición de material “externo” Modificación del material “original” por impactos Cook & Franklin, Icarus 13, 282  291 (1970): modelo de erosión Flujo isotrópico de material cometario desde el infinito Alta energía Tasa de erosión Y un tributo …

4 Origen: Spitzer Space Telescope, Verbiscer et al., Nature 461, 1098  1100 (2009): Anillo de polvo asociado a Phoebe Gravitacionalmente ligado a Saturno Flujo anisotrópico Baja energía Muy diferente de lo anterior… ¿o no?

5 Superficie de Hill  Iapetus Simulación: Condiciones Iniciales: H=h,  h  10  6 (h=  2C) Sobre Grilla en y, v y, z, v z (Δ=2×10 −4 ) v x (<0) de H=h A Saturno 3560820 km Polvo Integración: Hasta el impacto o hasta t = 100 Modelo: CR3BP Saturno  Iapetus  Polvo

6 Simulación: Impactos: Proyección de Gall-Peters: Histograma: Densidad incidente en Σ: celdas de igual area Flujo uniforme en v x  densidad (volumétrica) no unifome en v Densidad (volumétrica) uniforme en v  flujo no uniforme en v x Σ x y z

7 Densidad uniforme Flujo uniforme Simulación:

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9 Densidad uniforme Flujo uniforme Simulación:

10 Densidad uniforme Flujo uniforme Simulación:

11 Densidad uniforme Flujo uniforme Simulación:

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13 Densidad uniforme Flujo uniforme Simulación:

14 Densidad uniforme Flujo uniforme Simulación:

15 Densidad uniforme Flujo uniforme Simulación:

16 Densidad uniforme Flujo uniforme Simulación:

17 Comparación: Cartografía: NASA/JPL/SSI PIA11116 Histograma: el más “parecido”

18 Comparación: B.J. Buratti & J.A. Mosher, Icarus 115, 219 (1995): reflectancia UV ¿Cuán “bueno” podemos considerar el parecido?

19 Comparación(II): J.R. Spencer & T. Denk, Science 327, 432 (2010): Migración del hielo por segregación térmica Iapetus gira muy lento  redistribución global Con las disculpas del caso… El modelo que mejor anda: Y … ¿cuál es la “semilla”? Es decir, ¿cuál es la distribución inicial de polvo que dá origen a este patrón de albedo?

20 Comparación(II): J.R. Spencer & T. Denk, Science 327, 432 (2010): La tasa de deposición de polvo para el modelo B es La tasa de deposición de polvo para densidad uniforme a h=1.500380 es

21 Coda: el origen Integración hacia atrás: mismo CR3BP h=-1.500400 trayectorias que impactan desde  hasta apoapsis En el apoapsis: CR3BP ~ Kepler calculamos a, e, i Notar: a(1-e) ~ 1.02 1.03 < a(1+e) < 1.33 ¿Cómo llegan allí desde allá?

22 Coda: el origen Simulación de un disco de polvo: Sol, Saturno, Iapetus y Phoebe 1.1 < a < 3.36 e = 0 M uniforme i = 153º, ω = 0º.91,  = 257º.07 Mapas dinámicos a 0.5 Myr : a ~ constante distancia mínima a Saturno e máxima Notar: Todo lo que parte dentro del límite interno es candidato a chocar con Iapetus Pero llegaría con h demasiado grande

23 Coda: el origen Gravedad y radiación solar: Gravedad+Presión dispersan e : τ e (yr) ~ 5  10 5 / (1  ) (  < 1) Poynting-Robertson reduce a : τ a (yr) ~ 48600 /  Las partículas que llegan con h bajo son las que tienen τ a < τ e es decir  > 0.1 es decir 0.5 μ m < r < 5 μ m

24 Conclusiones: Hay que apuntar a reproducir la “semilla” para segregación térmica Impactos de baja energía la reproducen razonablemente Resultados consistentes con origen en el anillo para 0.5μm < r < 5μm Resultados consistentes con el límite interno del anillo