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