Plutinos

1. Plutinos “El Espacio Transneptuniano” Curso 2013

2. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana

3. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2)

4. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2)

5. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50)

6. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes

7. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA 3:2 Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado Plutón (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes Plutinos (e = 0.25, i = 17o) 3:2 Plutón

8. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA 3:2 Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado Plutón (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes Plutinos (e = 0.25, i = 17o) Centauros (q < 30 UA) 3:2 Plutón

9. Puntos de Discusión: - Características Peculiares de la órbita de Plutón - Origen de la Población Resonante de la Región Transneptuniana. - Propiedades Orbitales de los Plutinos.

10. Capturas en Resonancia: 1- Captura en Resonancia y Migración Orbital 2- Por qué migran los planetas ? 3- Qué ocurrión en nuestro Sistema Solar ?

11. Malhotra (1993) – Nature, 365, 819

12. Malhotra (1993) – Nature, 365, 819 - Motivación: Explicar las Peculiaridades de la Órbita de Plutón.

13. Malhotra (1993) – Nature, 365, 819 - Motivación: Explicar las Peculiaridades de la Órbita de Plutón. Las Perturbaciones Resonantes en el Movimiento Medio y la Excentricidad ejercidas por Neptuno sobre Plutón, trabajando dentro del marco del Problema Restringido de las Tres Cuerpos pueden ser escritas como . . . a partir de lo cual De acuerdo con esta expresión, para excitar la Excentricidad de Plutón desde 0 a 0.25, se requiere que el Semieje Inicial de Neptuno al momento de producirse la Captura en la Resonancia 3:2 sea de ~ 25 UA.

14. Malhotra (1993) – Nature, 365, 819 - Motivación: Explicar las Peculiaridades de la Órbita de Plutón. - Malhotra integra numéricamente la evolución orbital de los cuatro Planetas Jovianos y Plutón, considerando a este último como una partícula de prueba sin masa. - Adopta un modelo simple para la variación en el tiempo del semieje orbital de los planetas exteriores, de la forma • Los valores adoptados para Da son de 0, 1, 3 y 6 UA para Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, respectivamente. Además, la escala de tiempo de migración t es de 1.5 millones de años. • Parámetros Orbitales Iniciales para las Partículas de Prueba: - Semiejes entre 32.5 y 33.5 UA. - Excentricidades entre 0 y 0.3. - Inclinaciones entre 0 y 10 grados. • El Tiempo Total de Integración es de 20 millones de años.

15. Malhotra (1993) – Nature, 365, 819

16. Malhotra (1993) – Nature, 365, 819

17. Malhotra (1993) – Nature, 365, 819 Puntos de Discusión: 1- Migración Radial de los Planetas Jovianos. 2- Masas de los Planetas Jovianos. 3- Cruce de Resonancias. 4- Rol de las Colisiones

18. Malhotra (1995) – AJ, 110, 420

19. Malhotra (1995) – AJ, 110, 420 - Motivación: Analizar las Implicaciones de la Teoría de Captura en Resonancia en el Sistema Solar más allá de Neptuno.

20. Malhotra (1995) – AJ, 110, 420 - Motivación: Analizar las Implicaciones de la Teoría de Captura en Resonancia en el Sistema Solar más allá de Neptuno. Parte I:Las simulaciones están destinadas a determinar el estado actual de una población primordial de objetos más allá de Neptuno en el Cinturón de Kuiper. Parte II: Los experimentos numéricos tienen como objetivo principal estudiar la formación de órbitas similares a la de Plutón, capturadas en la resonancia 3:2 con Neptuno.

21. Malhotra (1995) – AJ, 110, 420 Parte I - Modelo • Malhotra diagrama dos simulaciones numéricas compuestas de 120 partículas de prueba con semiejes iniciales distribuídos uniformemente en el rango de 28 a 52 UA. • En la Simulación 1, Malhotra propone un “disco fino’’ de partículas, con excentricidades e inclinaciones iniciales iguales a 0.01 y 0.6 grados, respectivamente. • En la Simulación 2, Malhotra propone un “disco grueso’’ de partículas, con excentricidades e inclinaciones iniciales iguales a 0.05 y 3 grados, respectivamente. • La escala de tiempo de migración orbital de los planetas adopta un valor de 2 millones de años. • En cada simulación, el sistema es integrado por un período de 20 millones de años.

22. Malhotra (1995) – AJ, 110, 420 Parte I - Resultados - Al final de la integración, las órbitas de los planetas son similares a las actuales. - No hay sobrevivientes con semiejes iniciales menores a 30 UA. - La tasa de sobrevivientes del disco grueso es levemente más baja que la asociada al disco fino (85 .vs. 91 %). - Semiejes finales mayores a 36 UA. - Población altamente concentrada en las resonancias 3:2 y 2:1. - Grandes excentricidades orbitales para la población resonante (entre 0.1 y 0.3) (alcanzando distancias perihélicas de ~ 27 UA).

23. Malhotra (1995) – AJ, 110, 420 Parte II - Modelo • Malhotra diagrama tres simulaciones numéricas compuestas de 120 partículas de prueba con semiejes iniciales distribuídos uniformemente en el rango de 29 a 35 UA, excentricidades de 0.01 e inclinaciones de 0.6 grados. • La escala de tiempo de migración orbital de los planetas es el parámetro que diferencia a cada una de estas simulaciones. Los valores adoptados por Malhotra son de 2, 4 y 10 millones de años. • En cada simulación, el sistema es integrado por un período de 100 millones de años.

24. Malhotra (1995) – AJ, 110, 420 Parte II - Resultados • Correlación Alta Escala de Migración Orbital, Baja Tasa de Sobrevivientes. • No hay Correlación con la Distribución de Excentricidades. • Correlación Alta Escala de Migración Orbital, Altas Inclinaciones. t = 2 Myr t = 4 Myr t = 10 Myr 79 % 68 % 53 %

25. Modelo de Malhotra

26. Modelo de Malhotra Dos Cuestiones:

27. Modelo de Malhotra Dos Cuestiones: 1- Existe una baja probabilidada de obtener inclinaciones tan altas como la de Plutón. 2- Las poblaciones de objetos en las resonancias 3:2 y 2:1 muestran tamaños comparables.

28. Modelo de Malhotra Dos Cuestiones: 1- Existe una baja probabilidada de obtener inclinaciones tan altas como la de Plutón. 2- Las poblaciones de objetos en las resonancias 3:2 y 2:1 muestran tamaños comparables. Gomes (2000), AJ, 120, 2695 Chiang & Jordan (2002), AJ, 124, 3430

29. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695

30. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 - Motivación: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitación en la inclinación durante la migración orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy.

31. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 - Motivación: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitación en la inclinación durante la migración orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy. Resonancia 3:2

32. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 - Motivación: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitación en la inclinación durante la migración orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy. Resonancia 3:2 Conmensurabilidad 1:1 entre la tasa de precesión de la longitud del perihelio de un objeto y la tasa de precesión media de la longitud del perihelio de Neptuno

33. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 - Motivación: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitación en la inclinación durante la migración orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy. Resonancia 3:2 Conmensurabilidad 1:1 entre la tasa de precesión de la longitud del nodo de un objeto y la tasa de precesión media de la longitud del nodo de Neptuno

34. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 - Motivación: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitación en la inclinación durante la migración orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy. Resonancia 3:2 Conmensurabilidad 1:1 entre la tasa de precesión de la longitud del nodo y la longitud del perihelio de un objeto.

35. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 - Motivación: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitación en la inclinación durante la migración orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy. 1- Gomes integra 1000 partículas de prueba sin masa bajo la acción de los cuatro planetas gigantes. 2- Los Semiejes Iniciales de los Planetas Gigantes son 5.4, 8.7, 16.3 y 23.2 UA. 3- Parámetros orbitales iniciales: - semiejes entre 30.5 y 36 UA. - excentricidades entre 0 y 0.02 - inclinaciones entre 0 y 1 grado. 4- Adopta un modelo lineal para la migración orbital planetaria. La escala de tiempo de migración toma valores entre 20 y 100 millones de años. Resonancia 3:2

36. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

37. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

38. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

39. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales PAI/Ptotal = 0.35 PAI/Ptotal = 0.22 x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

40. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales PAI/Ptotal = 0.35 PAI/Ptotal = 0.22 x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

41. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695

42. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430

43. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430 - Motivación: Trabajando sobre las bases del Modelo de Captura en Resonancia propuesto por Malhotra (1993), Chiang & Jordan realizan simulaciones numéricas con el objetivo de determinar la eficiencia de captura en las resonancias 3:2 y 2:1.

44. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430 - Motivación: Trabajando sobre las bases del Modelo de Captura en Resonancia propuesto por Malhotra (1993), Chiang & Jordan realizan simulaciones numéricas con el objetivo de determinar la eficiencia de captura en las resonancias 3:2 y 2:1. • Chiang & Jordan (2002) realizan dos simulaciones numéricas: • En la Simulación 1, se sigue la evolución orbital de 400 partículas con semiejes iniciales entre 31.4 y 38.5 UA, excentricidades entre 0 y 0.05 e inclinaciones entre 0 y 1.4 grados. El tiempo total de integración es de 60 millones de años. • En la Simulación 2, se sigue la evolución orbital de 400 partículas con semiejes iniciales entre 37.7 y 46.8 UA, excentricidades entre 0 y 0.05 e inclinaciones entre 0 y 1.4 grados. El tiempo total de integración es de 80 millones de años. • En cada una de estas simulaciones se testean tres valores diferentes para la escala de tiempo de migración orbital de los planetas. Los valores adoptados son de 105, 106 y 107 años.

45. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430

46. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430

47. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430 Ángulo Resonante s = 2lN - 3l - w Sol Plutón Neptuno

48. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430 Ángulo Resonante s = 2lN - 3l - w Plutón Sol Neptuno

49. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430 Ángulo Resonante s = 2lN - 3l - w Plutón Neptuno Sol

50. Chiang & Jordan (2002) – AJ, 124, 3430 106 años 105 años 107 años