1 / 81

CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR

CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR. Fernando Moreno. Mosaico HST. NEBULOSA DE ORIÓN. a 1500 años-luz, región de formación estelar más cercana. Discos circunestelares. Muy en general: CUERPOS MENORES

guang
Download Presentation

CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR Fernando Moreno

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

  3. 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 40-47 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…

  4. 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 >

  5. 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)

  6. 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.

  7. OBJETOS INUSUALES: ASTEROIDES EN ÓRBITAS TÍPICAMENTE COMETARIAS Y COMETAS EN ÓRBITAS ASTEROIDALES (Comet-Asteroid transition objects) Órbitas cometarias: T<3 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

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

  9. ASTEROIDES • 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# 3.5 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).

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

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

  12. 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).

  13. 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

  14. McCord et al. 1970

  15. 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).

  16. VESTA

  17. CERES F555W • Dificultad interpretar espectro • 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

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

  19. 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 105-108 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:

  20. 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 τ1/3 Harris, 1994

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

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

  23. 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 ….

  24. 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 100.000 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

  25. 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.

  26. 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.

  27. COMETA MRKOS EN 1957 22 AGOSTO 24 AGOSTO 26 AGOSTO

  28. Ikeya-Seki (1965)

  29. Hyakutake

  30. Hale-Bopp 13/10/1996

  31. Hale-Bopp 30/04/1997

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

  33. McNaught 20/01/2007

  34. McNaught -- 23/01/2007

  35. McNaught STEREO-B (NASA)

  36. West 4/03/1976

  37. 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).

  38. 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

More Related