FRAGMENTACIóN DE CERES Y VESTA

Transcripción

1 FRAGMENTACIóN DE CERES Y VESTA Y UN CÓDIGO DE EVOLUCIÓN COLISIONAL Lic. Patricio Salv. Zain Dr. Gonzalo de Elía Dra. Romina Di Sisto Grupo de Ciencias Planetarias de La Plata (IALP - CONICET) IX Taller de Ciencias Planetarias Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas Universidad Nacional de La Plata Febrero 2018

2 Motivaciones Ceres y Vesta son los miembros más grandes y masivos del Cinturón de Asteroides. Por lo que son fundamentales para construir un buen modelo de evolución colisional. Ambos han sufrido impactos a lo largo de su historia, por lo que ambos habrían eyectado fragmentos hacia el cinturón. Se ha detectado una familia de asteroides de Vesta, no de Ceres. Sería de interés saber: Por qué Ceres no tiene una familia de asteroides? Si eyectó fragmentos, hacia donde escaparon? Qué características tienen? Cuántos hay?

3 Nuestro trabajo: Un código de evolución colisional que contiene: Expresiones del BOULDER (Morbidelli et al. 2009) Métodos estocásticos y deterministas para calcular el número de impactos. Remoción dinámica por efecto Yarkovsky (Bottke 2005) Una métrica para determinar la calidad de una corrida Y realizamos simulaciones de la evolución del Cinturón de Asteroides por 4.5 Gyr.

4 CODIGO BOULDER morbidelli et al. (2009) Basado en simulaciones hidrodinámicas de fragmentación de un cuerpo monolítico de 100 km de diámetro realizadas por Durda et al.(2007), Comparando la energía específica del impacto con Q D (requerida para dispersar la mitad de la masa), discrimina entre impactos craterizantes y catastróficos Masa del Mayor Remanente: Si es craterizante Si es catastrófico Masa del Mayor Fragmento: Pendiente de la distribución acumulada de fragmentos:

5 Esquema DE LAS SIMULACIONES Calculamos la distribución de fragmentos generada por cada posible colisión En un cierto paso de tiempo T: 1)Para cada impacto, calculamos: El numero de impactos (determinista o estocástico) Numero total de fragmentos producidos de un dado tamaño 2) Para cada diámetro, sumamos: 1) El número total de cuerpos 2) La remoción dinámica por efecto Yarkovsky 3) Guardamos información sobre los proyectiles que impactan sobre Ceres o Vesta, y la generación de familias. Paso siguiente...y así por 4.5 Gyr Resultado: N(D) final del Cinturón de Asteroides

6 condiciones iniciales Hemos realizado simulaciones considerando 8 poblaciones iniciales, definidas por su pendiente incremental. Por encima de la observada (muchos cuerpos pequeños) Por debajo de la observada (pocos cuerpos pequeños) Para todos los cuerpos del Cinturón, utilizamos la ley de Benz de fragmentación de cuerpos de basalto. (Benz & Asphaug 1999) Testeamos 2 leyes: Velocidad de impacto 5 km/s Velocidad de impacto 3 km/s

7 Restricción 1: test estadístico QUE TAN BIEN mi simulación REPRODUCE el cinturón de ASTEROIDES actual? Comparamos el N(D) de nuestra simulación con el N(D) de catálogo (Jedicke et al. 2002) Utilizamos una métrica (Bottke 2005). Si ψ2 > 20, simulación descartada Si ψ2 < 20, simulación guardada

8 Sobrevivientes Las poblaciones con pendientes incrementales 0.2, 0.8, 1 y 1.3 dieron los mejores ajustes con la población observada de asteroides. Consecuencia: Inicialmente hay pocos cuerpos pequeños. Los mismos son producidos de la fragmentación de cuerpos mayores. Ninguna simulación utilizando la ley de Benz con velocidad de impacto de 3 km/s dio un resultado favorable

9 Restricción 2: Familias Una buena simulación debería reproducir el número de conocidas en el Cinturón de Asteroides. familias Lo observado es (Bottke et al. 2005): 1: 1: 1: 5: 5: 5: 390 km 310 km 246 km 195 km 155 km 123 km

10 Restricción 3: Impactos sobre Vesta Vesta tiene 2 grandes cráteres: Rheasilvia: 500 km de diámetro. Veneneia: 400 km de diámetro. Según de Elía & Di Sisto 2011, Rheasilvia habría sido producido por un proyectil del orden de 66 km. Entonces, verificamos los proyectiles que impactaron sobre Vesta. Sencillo análisis, si existen: Proyectiles con D > 80 km, simulación descartada Proyectiles con Dmax < 60 km, simulación descartada 2 Proyectiles con 60 km < Dmax < 80 km. Simulación guardada.

11 Restriccion 4: Impactos sobre Ceres procesos geológicos en ceres Las imágenes de la sonda Dawn muestran cráteres sobre la superficie de Ceres de hasta 280km. Sin embargo, hay una notable escasez de cráteres mayores a 80 km. Incompatible con modelos de evolución colisional Marchi et al. (2016), Hiesinger et al. (2016) sugieren: Ocurren en Ceres procesos geológicos (aún desconocidos) que erosionan y borran los cráteres de la superficie. la existencia de posiblemente dos cuencas de cráteres de entre km de diámetro.

12 RestricciÓn 4: Impactos sobre Ceres Entonces buscamos qué proyectiles generarían un crater de 800 km Según las leyes testeadas por Marchi et al. (2016), corresponde a proyectiles de km. Según de Elía & Di Sisto (2011) podría ser de hasta 100 km.

13 Impactores maximos Población 0.2: Ceres es siempre golpeado por un cuerpo de 400 km Poblaciones 0.8 y 1: Los proyectiles máximos sobre Ceres son entre 150 y 400 km Vesta es impactada por cuerpos mayores a 100 km Población 1.3: Ceres es impactado por cuerpos de km Vesta es impactada por cuerpos de km Las corridas que mejor representarían el cinturón de Asteroides serían las correspondientes a la pendiente 1.3

14 Generación de fragmentos d>10 km: grandes impactos Los grandes impactos ocurren estocásticamente. Con proyectiles de km, los mayores fragmentos eyectados son de 1525 km. Estas colisiones pueden eyectar ~150 fragmentos > 10 km de Ceres y algunas decenas de Vesta.

15 Generación de fragmentos d<10 km: continuo

16 Conclusión? Ceres y Vesta, a lo largo de la historia del Sistema Solar, sufrieron: Eyección estocástica de fragmentos con D > 10 km, producto de los grandes impactos Eyección continua de fragmentos con D < 10 km. Producidos por impactores menores Familia de Ceres? tópico fundamental a evaluar

17 Qué sigue? A corto plazo: (la semana que viene) Realizar más corridas refinando: Poblaciones iniciales (explorar un entorno de la pendiente incremental 1.3) Leyes de fragmentación (considerar hielo en Ceres) Efecto Yarkovsky (en este trabajo usamos el modelo Bottke 2005) Métricas incluyendo distribuciones de cráteres sobre Ceres y Vesta Sugerencias? A largo plazo: Evolución orbital: Insertar los fragmentos de Ceres y Vesta en un código de N-cuerpos que incluya Fuerzas de Radiación (Yarkovsky - YORP) Intentar responder: Cuál es el destino final de los fragmentos de Ceres y Vesta? Para todos sus rangos de tamaños Podrían algunos de esos fragmentos formar parte de los NEAs? Qué porcentaje? Podrían haber impactado la Tierra u otro planeta a lo largo de su evolución? Con qué tasa de impactos? Responder estas preguntas nos ayudaría a comprender más acerca de la historia del Cinturón de Asteroides, del Sistema Solar, y posiblemente de nuestro propio planeta.

18 Muchas gracias Muito obrigado Thank you very much Merci beaucoup Danke schön どうもありがとう