la región trans-neptuniana r. gil-hutton casleo – conicet u.n.s.j. 57 a reunión anual a.a.a....
TRANSCRIPT
La región Trans-neptuniana
R. Gil-HuttonCasleo – CONICET
U.N.S.J.
57a Reunión Anual A.A.A.Córdoba 2014
Notas históricas:
• Tombaugh (1930): descubre Plutón.
• Edgeworth (1943, 1949): la nebulosa protoplanetaria debe formar objetos más allá de Neptuno.
• Oort (1950): nube de cometas alrededor del Sistema Solar.
• Kuiper (1950): existencia de un anillo de objetos que se extiende más allá del afelio de Plutón.
Notas históricas:
• Everhart (1972, 1976): “handing down”.
• Fernández (1980): JFC no provienen de un flujo isotrópico.
• Fernández & Ip (1984): migración planetaria.
• Duncan et al. (1988): región de origen muy aplanada.
• Jewitt & Luu (1992): 1992 QB1.
Región trans-neptuniana:
Lykawka & Mukai (2007)
Región trans-neptuniana:
Lykawka & Mukai (2007)
Nomenclatura:
• Cometas de la Familia de Júpiter (JFC).• Centauros (cruzan órbitas planetas).• Plutinos (3:2).• Resonantes (2:1, 4:3, 5:3, 7:4, 5:4, 1:1, 9:5, 5:2, 3:1).• Clásicos (entre 5:3 y 2:1) o “Cubewanos” (hot y cold).• Disco disperso (alta excentricidad e inclinación).• Objetos desacoplados (q > 40 UA; e > 0.24).• Nube interna de Oort (a > 2000 UA).
Evolución dinámica:
Duncan et al. (1995)Morbidelli et al. (2008)
Sólo el 0.1% de la masa necesaria
para formar el TNB
(749 CLA+RES; 284 Cen+SDO)
(134340) Plutón
Conocimiento de la órbita:
Gil-Hutton (2008)
Telescopio ASH, 30 imágenes de 180 seg., Mammana (2014)
Trailing loss:
Distribución de tamaños:
• Cuál es la masa total en el TNB?.
• Qué tamaño (masa) tiene el mayor objeto?.
• Existe una intensa evolución colisional?.
• La física de colisiones es igual que en el MB?.
• Existe un borde exterior para el TNB?.
Farinella & Davis (1996)Davis & Farinella (1997)
Distribución de tamaños:
• Distribución acumulativa de tamaños (CSD):
N (> r) = K r-q
• Función acumulativa de luminosidad (CLF):
log (<m) = (m – m0)
q = 5 + 1
pV ~ cte m(R,) ~ r(R,)
Distribución de tamaños:
Petit et al. (2008)
q = 4.2
Distribución de tamaños:
Dohnanyi (1969), define la distribución de equilibrio:
N (> r) = K r-q q = 3.5
Si q > 4 la masa total diverge para los objetos pequeños.
Petit et al. (2006) q = 4.2q debe disminuir para r < rk
r > 50 km ~ 0.1 MEarth (m ~ 24.2)r > 20 km ~ 0.2 MEarth (m ~ 27.0)
Composición – H2O:
Barucci et al. (2008)
Barucci et al. (2006)
Composición – H2O:
Hielo amorfo / cristalino:
(136108) Haumea, Pinilla-Alonso et al. (2009)
• La temperatura superficial es de 30 – 40K.
• El hielo esta sujeto a irradiación.
• El hielo no puede permanecer cristalino.
• Algún mecanismo provee energía (colisiones?).
• Las colisiones dependen de la población de proyectiles.
Hielo amorfo / cristalino:
Petit et al. (2008)
Hielo amorfo / cristalino:
Petit et al.(2008)
Berstein et al.(2004)
Hielo amorfo / cristalino:
q1 = 2.4
q1 = 2.1
q0 = 4.2
Gil-Hutton et al. (2009)
rk = 20-30 km
r = 1 kmr = 10 km
Composición / Taxonomía:
Barucci et al. (2008)
Presencia de hielos y
orgánicos:
H2O, CH4, CH3OH, N2,
CO, NH3, etc.
Composición / Taxonomía:
Fulchignoni et al. (2008)
Composición / Taxonomía:
Fulchignoni et al. (2008); Perna et al. (2010)
• Presencia de orgánicos en superficie.
• Hielos de diferentes especies (30-40 K).
• Materiales carbonosos y sintéticos (tholins).
• Colisiones aseguran homogeneidad.
• Competencia entre colisiones e irradiación.
Composición - superficie:
Luu & Jewitt (1996); Gil-Hutton (2002)
Irradiación:
Brunetto et al. (2006)
Irradiación:
Neutroalto albedo
40 UA: 2x104 pro/cm2/seg (1 keV); 0.2 pro/cm2/seg (>20 MeV)
Strazzulla & Johnson (1991)
t ~ 0 yr
Irradiación:
40 UA: 2x104 pro/cm2/seg (1 keV); 0.2 pro/cm2/seg (>20 MeV)
Strazzulla & Johnson (1991)
Irradiación:
40 UA: 2x104 pro/cm2/seg (1 keV); 0.2 pro/cm2/seg (>20 MeV)
Strazzulla & Johnson (1991)
Irradiación:
color rojo
40 UA: 2x104 pro/cm2/seg (1 keV); 0.2 pro/cm2/seg (>20 MeV)
t ~ 6x107 yr
Strazzulla & Johnson (1991)
Irradiación:
40 UA: 2x104 pro/cm2/seg (1 keV); 0.2 pro/cm2/seg (>20 MeV)
Strazzulla & Johnson (1991)
Irradiación:
40 UA: 2x104 pro/cm2/seg (1 keV); 0.2 pro/cm2/seg (>20 MeV)
Strazzulla & Johnson (1991)
Irradiación:
Neutrobajo albedo
40 UA: 2x104 pro/cm2/seg (1 keV); 0.2 pro/cm2/seg (>20 MeV)
t ~ 6x108 yr
Strazzulla & Johnson (1991)
Colores:
Doressoundiram & Boenhardt (2003)
Colores - Centauros:
Tegler et al. (2008)
Albedos:
Lacerda et al. (2014)
(136199) ErispV ~ 0.96 !!
Braga-Rivas et al. (2011)
Centauros activos:
(60558) EcheclusR = 12.9 UA
Tegler et al. (2008)
~ 12 centauros activos
Centauros activos:
Jewitt (2009)
Binarios:
high resolution camera – HST; Noll et al. (2008)
Binarios:
Noll et al. (2006)
Binarios:
Elliot et al. (2005)
TNOs Clásicos
Cold
Hot
Anillos:
Braga-Rivas et al. (2014)Ocultación (10199) Chariklo
Anillos:
Braga-Rivas et al. (2014)Ocultación (10199) Chariklo
NASA, ESA, and L. Frattare (STScI)
NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute
NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute
NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute
NASA, STScI
Muchas gracias!
Resonantes:
Hahn & Malhotra (1995)
Fernandez & Ip (1984)Migración planetaria
(-0.2 UA, 0.8 UA, 3 UA, y 7 UA)
eN ~ 0
Clásicos:
Gomes (2003)
i < 4o coldi > 4o hot
Formación deldisco dispersopor excitación
dinámica
Mezcla de dos poblaciones
Disco disperso y desacoplado:
Gomes et al. (2008)
Disco disperso y desacoplado:
Gomes et al. (2005)
Resonancia de Kozaiefecto secular para
i grande
MMR + KRPuede actuar en
inclinaciones menores
SDO 1999 RZ215
Modelo de Niza:
Tsiganis et al. (2005)
Planetas cona ~ 5.5 – 14 UA
Saturno cruza 1:2 J
Neptuno y Urano con e ~ 0.3 – 0.4
Fricción dinámica circulariza las
órbitas
Modelo de Niza:
Levison et al. (2007)
Niza TNB