Origen Cometario de la Nube Zodiacal y Micrometeoritos Carbonaceos. Nesvorný D., Jenniskens P., Levison H., et al. 2010

Transcripción

1 Origen Cometario de la Nube Zodiacal y Micrometeoritos Carbonaceos.

2 Introducción : Algo de cometas... Cometas de Largo Período P > 200 años Cometas de Corto Período P < 200 años Cometas Tipo Halley (HTCs) 20 años < P < 200 años Cometas de la Familia de Júpiter (JFCs) P < 20 años

3 Introducción : Algo de cometas... Otro criterio se basa en el Parámetro de Tisseran ( cte de mov. en el PR3C) Cometas isotrópicos: T < 2 Cometas eclípticos: T>2 Provienen de la Nube de Oort. (LPCs) Se dividen en 3 categorías: * JFCs: 2 < T < 3. Están dominados por la dinámica de Júpiter (Q ~ 5 y 6 AU) * Tipo Encke: T > 3 con sus órbitas interiores a la órbita de Júpiter * Tipo Chiron: T > 3 con sus órbitas externas a la órbita de Júpiter El límite T ~ 2 separa por su origen a los JFCs de los HTCs. Mientras que los JFCs provienen de la región transneptuniana, los HTCs provienen de la Nube de Oort.

4 Introducción : Algo de cometas... Cometas de la Familia de Júpiter (JFCs) Cometas Tipo Halley (HTCs) y Cometas de Largo Período (LPCs)

5 Introducción Modelo Resultados Implicaciones Implicaciones

6 Introducción La nube Zodiacal es un disco circumsolar grueso formado por pequeñas partículas que son producto de colisiones de asteroides y cometas. Agunas cuestiones son todavía desconocidas: La contribución relativa Partículas de distintos tamaños evolucionan dinámicamente para producir el fenómeno de la dispersión de luz observada. El origen de la nube Zodiacal Partículas de polvo interplanetario (IDPs) se encuentran en la estratósfera Micrometeoritos (MMs) encontrados en el suelo terrestre. Esto limita nuestra capacidad de vincular las IDPs y los MMs con un cuerpo parental y usar la nube Zodiacal como referencia para estudiar discos de escombros en otras estrella

7 Introducción Objetivo: Analizar la nube Zodiacal interna a través de modelos y compararlos con las observaciones del IRAS. A partir de eso determinar cual es tamaño de las particulas dominantes en la nube. Entender bien cuales son las fuentes de la nube y si hay alguna que predomina.

8 Modelo El modelo de la nube Zodiacal tiene 4 partes: 1) Definen una distribución orbital inicial de las partículas para las diferentes poblaciones fuente (asteroides y poblaciones cometarias) 2) Siguen la evolución orbital de las partículas con diferentes tamaños. 3) Determinar la emisión térmica infrarroja a partir de las distribuciones de las partículas sintéticas 4) Modelar la detección de su emisión por IRAS. Ignoraron efectos colisionales entre las partículas

9 Modelo El modelo de la nube Zodiacal tiene 4 partes: 1) Definen una distribución orbital inicial de las partículas para las diferentes poblaciones fuente (asteroides y poblaciones cometarias) 2) Siguen la evolución orbital de las partículas con diferentes tamaños. 3) Determinar la emisión térmica infrarroja a partir de las distribuciones de las partículas sintéticas 4) Modelar la detección de su emisión por IRAS.

10 Modelo Las poblaciones fuentes que consideran son: Grupos individuales de asteroides, tales como las familias de Karin, Veritas o Beagle. El Cinturón Principal de Asteroides como un todo Consideran una distribución orbital de los JFCs activos obtenidos por Levison & Duncan y su tiempo de vida físico. Consideran la misma distribución anterior de los JFCs pero éstos ya están evolucionados dinámicamente. Los HTCs Los LPCs No consideran la contribución de las IDPs porque la emisión térmica de estas partículas tan pequeñas (D < 1 μm) deberían crear ciertas características espectrales que no son observadas. No consideran el polvo generado por colisiones entre objetos del cinturon de Kuiper ya que este polvo debería representar una mínima contribución a la nube Zodiacal interna.

11 Modelo Las poblaciones fuentes que consideran son: Grupos individuales de asteroides, tales como las familias de Karin, Veritas o Beagle. Solo aportan ~ 9 % - 15 % de la emision de la nube zodiacal. El Cinturón Principal de Asteroides como un todo Es modelada usando la distribución orbital de asteroides observada para D > 15 km. JFCs activos y su tiempo de vida físico. Obtienen mediante simulaciones numéricas de Levison & Duncan (1997) y consideran cometas activos q < 2.5 UA JFCs evolucionados dinámicamente. Obtienen la misma distribución anterior pero teniendo como parámetro libre el tiempo de desvanecimiento del cometa. Los HTCs Los LPCs

12 Modelo El modelo de la nube Zodiacal tiene 4 partes: 1) Definen una distribución orbital inicial de las partículas para las diferentes poblaciones fuente (asteroides y poblaciones cometarias) 2) Siguen la evolución orbital de las partículas con diferentes tamaños. 3) Determinar la emisión térmica infrarroja a partir de las distribuciones de las partículas sintéticas 4) Modelar la detección de su emisión por IRAS.

13 Modelo Las órbitas de las partículas fueron integrandas numéricamente con el código swift_rmv3 (Levison & Duncan 1994) el cual puede resolver encuentros cercanos entre partículas y planetas. Además se le incluyó efectos de fuerzas de radiación (Poyntig Robertson). Se usaron partículas de D = 10, 30, 100, 200, 300, 1000 μm. El código sigue la evolución de las partículas alrededor del Sol sujetas a las perturbaciones de los 7 planetas (excluyendo a Mercurio). La integración finaliza cuando: las partículas colisionan con algún planeta, son eyectadas del Sistema Solar, o son desplazadas dentro de 0.03 UA del Sol. Se integraron partículas para cada D, fuente y los valores de los paramétros que define esa fuente.

14 Modelo El modelo de la nube Zodiacal tiene 4 partes: 1) Definen una distribución orbital inicial de las partículas para las diferentes poblaciones fuente (asteroides y poblaciones cometarias) 2) Siguen la evolución orbital de las partículas con diferentes tamaños. 3) Determinar la emisión térmica infrarroja a partir de las distribuciones de las partículas sintéticas 4) Modelar la detección de su emisión por IRAS.

15 Modelo Para determinar la emisión infrarroja de las partículas modeladas se necesita determinar la temperatura a una dada distancia R del Sol. Usaron T (R) = T1AU / Rδ K, donde T1AU ~ 280 K y δ = 0.5 En realidad el perfil de temperatura es más complicado. No es solo una función de la distancia al Sol, sino también depende de las propiedades de las partículas.

16 Modelo El modelo de la nube Zodiacal tiene 4 partes: 1) Definen una distribución orbital inicial de las partículas para las diferentes poblaciones fuente (asteroides y poblaciones cometarias) 2) Siguen la evolución orbital de las partículas con diferentes tamaños. 3) Determinar la emisión térmica infrarroja a partir de las distribuciones de las partículas sintéticas 4) Modelar la detección de su emisión por IRAS.

17 Modelo Para comparar los resultados con las observaciones del IRAS utilizaron un código que modela la emisión térmica de las distribuciones de las partículas que producen flujos en infrarrojos. Se comparan los perfiles de brillo a 12, 25 y 60 μm obtenidos por el modelo con los perfiles medios observador por IRAS.

18 Resultados Modelo libre de colisiones Perfil de diferentes fuentes: Flujo a 25 μm y D = 100 μm

19 Resultados Modelo libre de colisiones Perfil asteroidal: Flujo a 25 μm D = 30, 100 y 300 μm Ningún perfil coincide Con el observado.

20 Resultados Modelo libre de colisiones Concluyen que un modelo con una sola fuente ya sea asteroidal, HTCs, LPCs no pueden ajustar el perfil observado. Las partículas de los JFCs serían la fuente dominante de la nube Zodiacal.

21 Resultados Modelo libre de colisiones Perfiles de JFCs: Flujo a 25 μm. La forma depende del D y del tjfc. D = 10, 30, 100, 300 y 1000 μm. a) tjfc = años b) tjfc = años c) tjfc = años d) tjfc = años

22 Resultados Modelo libre de colisiones El ajuste suponiendo una única fuente no es lo ideal. Podría haber más fuentes que estén contribuyendo al polvo de la nube Zodiacal. Asumen un modelo en donde la nube Zodiacal tiene dos fuentes y quieren ver si la combinación de dos fuentes ajustan mejor el perfil observado por IRAS. - Modelo con asteroides y LPCs

23 Resultados Modelo libre de colisiones - Modelo JFCs y asteroides Una pequeña contribución de polvo asteroidal ajustaría mejor las observaciones Para D = 100 μm y tjfc = años JFCs ~ 90 % Asteroides ~ 10 % (con una contribución ~ 30% no se tiene un buen ajuste) - Modelo JFCs y LPCs Se obtiene el mejor ajuste para un modelo de dos fuentes. Para D = 100 μm y tjfc = años JFCs ~ 97 % LPCs ~ 3 % (con una contribución mayor a 10% no se tiene un buen ajuste)

24 Resultados Modelo libre de colisiones Mejor ajuste con modelo con 3 fuentes JFCs = 85 % Asteroides = 10 % LPCs = 5 %

25 Resultados Efectos de colisiones disruptivas. Utilizando el método de las 3 fuentes realizan una simple aproximación a los efectos colisionales. Para partículas grandes (500 μm) TPR >> tcol No ajusta!. Para partículas pequeñas (< 30 μm) TPR << tcol No hay colisiones, pero usando el modelo (sin colisiones) No ajusta! Para partículas intermedias (100 μm) TPR ~ tcol Deberían ser las más abundantes en la nube Zodiacal simplemente porque tienen los tiempos de vida más largos.

26 Implicaciones Masa de la nube Zodiacal El cálculo de la masa de la nube Zodiacal depende de dos parámetros pobremente restringidos: diámetro D y la densidad ρ de las partículas. ρ = 2 g/cm3 D = 200 μm ρ = 1 g/cm3 D = 100 μm La masa Zodiacal = 5,2 x 1019 g equivale a un cuerpo de 37 km. La masa Zodiacal = 2,6 x 1019 g Los autores asumen que su estimación en la masa presenta una incerteza en un factor 2.

27 Implicaciones Masa de la nube Zodiacal Estiman que las partículas de los JFCs contribuyen más del 80 % en la masa total de la nube Zodiacal dentro de 5 UA. El efecto de PR es fundamental ya que desacopla eficientemente las partículas de los JFCs de la acción gravitatoria de Júpiter. Si no estuviera este efecto el movimiento de las partículas quedaría dominado por la dinámica de Júpiter.

28 Implicaciones Masa de la nube Zodiacal Distribución acumulada en función de la distancia heliocéntrica R. - 30% (del total) de las partículas JFCs están dentro de 4 UA y aportan 1.6 x 1019 g. - 10% (del total) están dentro de 2 UA y aportan 5.2 x 1018 g. - 99% (del total) de las partículas asteroidales están dentro de 4 UA y aportan 1.3 x 1018 g. - 50% (del total) están dentro de 2 UA y aportan 5.3 x 1017 g. La razón de masa total de partículas de JFCs y asteroides es un factor 10

29 Implicaciones Flujo de masa sobre la Tierra El satélite LDEF (Love & Browlee 1993) determinó una tasa de acreción ~ toneladas por año. Estiman la tasa de acreción de partículas de los JFCs obtenidas de su modelo sobre la superficie Tierrestre utilizando el algoritmo de Opik (Opik 1951). Contribución de las partículas de los FJCs Para diámetros 30 < D < 300 μm La probabilidad de que las partículas de JFCs impacten en la Tierra es ~ 5 x 10-9 años-1 y por partícula de la nube Zodiacal. La masa de las partículas de los JFCs que contribuye a la nube fue estimada a ser ~ 2 x 1019 g. La Tierra recibe ~ 105 toneladas por año

30 Implicaciones Flujo de masa sobre la Tierra Contribución de las partículas asteroidales Asumen que partículas asteroidales de D = 200 μm están produciendo el flujo total en el infrarrojo medido por el IRAS. Estiman que la probabilidad de la tasa de acreción es ~ 1.5 x 105 toneladas por año, pero como solo aportan un 10% al flujo la tasa debería ser ~ toneladas por año (o bien, solo un 15% de la tasa de acreción de los JFCs) Esto explicaría la escases de material condrítico ordinario en las muestras analizadas en MMs y IDPs

31 Implicaciones Flujo de masa sobre la Luna y Marte Contribución de las partículas JFCs y asteroidales en Marte y Luna JFCs: Marte ~ tonelas por año 20% de la tasa de acreción en la Tierra Luna ~ 1600 toneladas por año 2% de la tasa de acreción en la Tierra Asteroides: Marte ~ 1600 toneladas por año 10% de la tasa de acreción en la Tierra Luna ~ 100 toneladas por año 1% de la tasa de acreción en la Tierra

32 Implicaciones Flujo de masa sobre la Luna y Marte El satélite LDEF encontró, mediante conteos de impactos, que las partículas que más aportan a la masa de la nube Zodiacal a 1 UA son D = 200 μm, mientras que estos autores encuentran que las partículas que mejor ajustan a las observaciones de IRAS son D = 100 μm. Esta diferencia puede deberse a las limitaciones del modelo, aunque también a la distribución de calculada por Love & Brownlee (1993) a partir del satélite LDEF.

33 Implicaciones Origen Cometario de Micrometeoritos Estos resultados tienen implicaciones en el origen de los MMs. Los MMs suelen clasificarse de acuerdo al grado de calentamiento atmosférico que soportan. Esférulas cósmicas Son objetos completamente fundidos

34 Implicaciones Origen Cometario de Micrometeoritos MMs Scoriaceous Son objetos sin fundir, pero que se transforman con la temperatura

35 Implicaciones Origen Cometario de Micrometeoritos MMs de grano fino MMs de grano grueso

36 Implicaciones Origen Cometario de Micrometeoritos Basados en la composición como un todo, en el contenido de carbono y la composición de olivinos y piroxenos los MMs scoriaceous y los MMs de grano fino están probablemente relacionados con las condritas carbonosas. Los MMs condriticos carbonosos son más abundantes que las condritas ordinarias (proporción ~ 6:1 (Levison et al.2009)) Esto va en contra de los meteoritos colectados en la Tierra, donde los más abundantes las condritas ordinarias. Una posible solución es que la gran fracción de MMs colectados son partículas de los JFCs. (gran tasa de acreción en la Tierra). Probablemente no es necesaria una gran contribución de material primitivo del cinturón principal de asteroides.

37 Comparan muestras de MMs colectados en la Antartida con muestras del cometa Wild 2 obtenida por la misión Stardust. AMMs scoriaceous Muestra del Wild2

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