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Procesos Térmicos en el Sistema Solar

Procesos Térmicos en el Sistema Solar. René Duffard Observatorio Nacional Rio de Janeiro. Procesos Térmicos en el Sistema solar interior Planetas Terrestres Planetas Gigantes Asteroides  menos alterados por atmósferas, tectónicas, erosión.

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Procesos Térmicos en el Sistema Solar

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Presentation Transcript

  1. Procesos Térmicos en el Sistema Solar René Duffard Observatorio Nacional Rio de Janeiro

  2. Procesos Térmicos en el Sistema solar interior Planetas Terrestres Planetas Gigantes Asteroides  menos alterados por atmósferas, tectónicas, erosión. Modelar el interior (estructura) de un asteroide

  3. Clases de “pequeños cuerpos” Por órbita • NEAs (Atens, Apollos, Amors) • Cinturón Principal • Troyanos (de Marte, Júpiter, Neptuno…) • Centauros, SDO´s • KBOs (Plutinos, Cubewanos) • Nube de Oort • Cometas (JFCs, período largo) • Satélites planetários (irregulares, regulares) • IDPs, Meteoroides, Meteoritos • “pequeños cuerpos” ~10 m a 1000 km diam. • Plutón, Sedna, Quaoar, otros TNOs Por Tamaño

  4. 1.- Parámetros físicos: Masa, radio, P 2.- Material Disponible 6.- Comparación con otros cuerpos Objeto 3.- Datos de la superficie 4.- Meteoritos: comparación ? 5.- Misiones espaciales Geología, dinámica, termodinámica, química (hielos),etc.

  5. 1.- Parámetros físicos Holsapple (2005) Hilton (2002)

  6. 2.- Material Disponible

  7. 3.- Datos de la superficie Feldspatos (K,Na,Ca)AlSi3O8 Olvinas (Mg,Fe)2(SiO4) Piroxenios (Mg,Fe,Ca)(Si2O6)

  8. Tipos de Meteoritos & porcentaje que cae en la Tierra • Meteoritos rocosos • Condritos (85.7%) • Carbonados • Enstatitos • Acondritos (7.1%) • Grupo HED • Grupo SNC • Aubritos • Ureilitos • Meteoritos rocosos ferrosos (1.5%) • Palasitos • Mesosideritos • Meteoritos ferrosos (5.7%) 4.- Meteoritos: comparación ?

  9. Número de cuerpos progenitores de asteroides (~135) presentes en la colección mundial de meteoritos 13 del grupo de los condritos: Condritos Enstatitos (EH, EL); Condritos Ordinarios (H, L, LL) Condritos Carbonáceos (CI, CM, CR, CO, CV, CK, CH, R) 14 condritos únicos: ej. : Kagangari 11 del grupo diferenciado: HED, Pallasitos, mesosideritos, ureilitos aubritos, brachinitos, winonaititos, lodranitos 12 diferenciados únicos: ej.: pyroxene pallasitos, Divnoe 10 grupos diferenciados ferrosos: ej.: IIAB, IIIAB, IVAB ~75 ferrosos únicos

  10. Meteoritos Ferrosos • La mayoría de los ferrosos provienen del centro de asteroides diferenciados • Son necesarias colisiones catastróficas para extraer ese núcleo. Devería producir también fragmentos del manto (olivina) y de la corteza (basálticos). Meteorito ferroso en Marte (Enero de 2005, Mars Exploration Rover “Opportunity”)

  11. 5.- Misiones espaciales Wild 2 Tempel 1 Gaspra Mathilde

  12. Zonas planas y “playas”

  13. Tempel 1 • Areas planas y suaves, cráteres, “arrugas”, puntos brillantes …. • Cuales son los procesos activos ? Que duración tienen ?

  14. 6.- Comparación con otros cuerpos Ganímedes Calisto

  15. Phoebe Appearance from ISS Volatile rich-layer?

  16. Observaciones del Cinturón Principal • (4) Vesta es el único asteroide conocido con la corteza intacta. • (1) Ceres es mayor que Vesta y no tiene corteza basáltica  no está diferenciado ???? • Las familias de asteroides no muestran signos de derretimiento (ej. fragmentos del núcleo, manto y corteza. • Algunos pocos asteroides son fragmentos de cuerpos mayores diferenciados ( algunos tipo V, A, M). • Falta olivina = material del manto

  17. Seleccionar esta información para estudiar un problema específico, algo que resalte

  18. (4) Vesta • Meteoritos HED podrían provenir de Vesta, via asteroides V-type en la región, luego NEOs, luego meteoritos. • Análisis geoquímicos revelan que el cuerpo progenitor de los HEDs (Vesta) sufrió derretimiento y formó un núcleo de hierro. • Espectros de reflexión de la superficie muestran que el material ascendió desde el interior como sucedió en la Luna. • Manto expuesto por colisión ? Cual es el papel de la evolución colisional en el Sistema Solar ? • Cuales son las fuentes de calor para producir este derretimiento ?

  19. (1) Ceres • No hay meteoritos para comparar • Modelos sugieren que hay mucha agua sobre un núcleo de rocas. • La superficie aparece suave, sin grandes características. • Observaciones con el HST permitieron mejorar datos sobre dimensiones, mapa de albedo y polo de rotación. Ceres Albedo Map at 330 nm Ceres con HST

  20. 1.- M = 9.43 e20, R = 475, r = 2.10 +/- 0.10 M = 2.75 e20, R = 270, r = 3.3 +/- 1.5 2.- Material Disponible • Ceres • (4) Vesta 6.- Ganimedes, Callisto Luna, Mercurio, Tierra 3.- Espectro Plano, H20, NH4,.. Pyroxenos, cráter,... 5.- Misiones espaciales 4.- Meteoritos: No tiene. Similar a CV, CI, CM HED´s Geología, dinámica, termodinámica, química (hielos),etc.

  21. Modelo 1 : VESTA Asumimos: Ghosh & McSween (1998) • Vesta es el cuerpo progenitor de los HED (restricciones fuertes) • 26Al  26Mg es la fuente principal de calor. • Otras fuentes: Viento solar en la fase T-Tauri. 60Fe  60Ni • Temperatura ambiente en la nebulosa es conocida por modelos de formación. 2.36 AU  270 K. • Tiempo de formación es importante para saber la cantidad de 26Al presente.

  22. Etapa 1: calentamiento (26Al) de un asteroide homogéneo hasta la separación del núcleo. - Comenzó a los 2.85 Myr después de la formación de los CAIs (HEDs) - Formación instantánea del núcleo (rápida)

  23. Etapa 2: Calentamiento del manto hasta la formación de la corteza. Comienza a los 4.58 Mys despues de los CAIs 26Al se concentra en el manto (silicatos). 60Fe hacia el núcleo. Manto mas caliente que el núcleo. T = cte. hasta los 100 Km. T manto = 1463 K  25% derretimiento

  24. Etapa 3A: T manto = 1463 K, el magma sube en forma instantánea a la superficie. Forma una corteza de profundidad observada hoy. La corteza se enriquece en 26Al y calienta hasta 1600 K. Gradiente térmico inverso entre corteza – manto. Etapa 3B: Magma solidifica en el manto creando burbujas de material (plutons). Lo que sucedió fué algo entre los dos casos.

  25. Discusión Tiempo de acreción = 2.85 Myr necesarios para incorporar 26Al para causar 25 % de derretimiento en los eucrites. Tamaño del núcleo depende de la composición inicial H  núcleo = 123Km, corteza = 27.2, t acres = 2.85Myr, t nucleo = 4.58 Myr L  núcleo = 108Km, corteza = 28.2, t acres = 2.80Myr, t nucleo = 4.42 Myr LL  núcleo = 92Km, corteza = 29.1, t acres = 2.75Myr, t nucleo = 4.28 Myr Modelo sugiere la presencia de material condrito en la superficie. Material cerca de la superficie quedó aislado de las altas temperaturas.

  26. Modelo 2 . CERES McCord & Sotin 2005 Asumimos Material original = condrito sin alteración y hielo de agua (densidad) Formación del cuerpo en los primeros 10 Myr. 75 % silicatos + 25 % hielos. Fuente de calor = 26Al.

  27. Caso A = sin diferenciación modelo mas simple. Comienza con un cuerpo homogéneo (75% sil. + 25% hielo) T central mayor que 273 K en menos de 5 Myr. Derrite el hielo. Ignora  transferencia de calor debido a circulación de agua difer. en núcleo de rocas y capa de agua líquida. alteración acuosa de silicatos Calor es transferido por conducción. En este modelo Ceres tiene agua líquida en el interior.

  28. Caso B = Con diferenciación b.- Modelo comienza con núcleo de silicatos y envoltório de agua (Ganimedes, Callisto etc.) La evolución es controlada por el H20. Vapor de agua nunca es producido  no escapa agua c.-Olivina y Pyroxenios se transforman en silicatos hidratados Mg3Si2O5(OH)4. Calor de transformación (Ol en serp.) permite la separación en otra capa de agua y silicatos hidratados. No permite la formación de un núcleo ferroso.

  29. Predicción: Midiendo momento de inércia de Ceres será posible ver cual modelo es el correcto.

  30. Porqué Vesta está diferenciado y Ceres no ??

  31. Agua !! Calor latente de fusión de los hielos Una posibilidad es que los objetos fueron formados por cuerpos ya diferenciados. Mas temprano significa mas caliente por 26Al y mas perdida de agua.

  32. Discusión • Son dos modelos independientes, no se comunican. • Hay que mejorar las restricciones, hay demasiadas variables. • Los cuerpos se formaron donde están ahora ?  Dinámica.

  33. Asteroides: rocosos, metálicos, geologicamente no activos, fragmentos de colisiones, algunos pocos diferenciados. Cometas: helados, baja densidad, sin actividad geológica, hasta que se acercan al Sol y comienza la actividad. Cambio en el concepto Asteroides: baja densidad, rubble-pile, com material volátil, com actividad geológica (no de impacto), SATÈLITES!!, modelados por mareas. Cometas: activos lejos del Sol, cuerpos evoluídos geologicamente (no por impacto), quebradizos (spliting), relación com KBOs.

  34. FIN

  35. Becas Disponibles • Doctorado. 4 años. R$ 1276 • Post-doc: 6 meses  2 años R$ 2700 • Astrofísica do Sistema Solar, Astrofísica Estelar, Astrofísica Extragaláctica e Cosmologia, Astrofísica Relativística. • www.on.br

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