Colisiones de Baja Energía sobre la Superficie de Iapetus C. B. Briozzo – Fa.M.A.F., U.N.C. A. M....
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Colisiones de Baja Energía sobre la Superficie de Iapetus
C. B. Briozzo – Fa.M.A.F., U.N.C.
A. M. Leiva – O.A.C., U.N.C.
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Dicotomía de albedo:
NASA/JPL/SSI PIA11690
0.04 0.50
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Origen:
Endógeno:• Vulcanismo (posiblemente tras un impacto)• Acción de la radiación solar sobre el material “original”
Exógeno:• Deposición de material “externo”• Modificación del material “original” por impactos
Cook & Franklin, Icarus 13, 282291 (1970): modelo de erosión• Flujo isotrópico de material cometario desde el infinito• Alta energía• Tasa de erosión
• Y un tributo …
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Origen:
Spitzer Space Telescope, Verbiscer et al., Nature 461, 10981100 (2009):• Anillo de polvo asociado a Phoebe• Gravitacionalmente ligado a Saturno• Flujo anisotrópico• Baja energía
Muy diferentede lo anterior…¿o no?
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Superficiede Hill
Iapetus
Simulación:
Condiciones Iniciales:
• H=h, h106 (h=2C)
• Sobre • Grilla en y, vy, z, vz (Δ=2×10−4)
• vx (<0) de H=hA Saturno
3560820 km
2, 0xLx x v
Polvo
Integración:
• Hasta el impacto
• o hasta t = 100
Modelo: CR3BP SaturnoIapetusPolvo
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Simulación:
Impactos:
• Proyección de Gall-Peters:
• Histograma:
• Densidad incidente en Σ:
cos ,x R sen / cosy R
celdas de igual area
Flujo uniforme en vx densidad (volumétrica) no unifome en v
Densidad (volumétrica) uniforme en v flujo no uniforme en vx
Σ
x
yz
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Densidad uniforme
Flujo uniforme
Simulación:
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Comparación:
Cartografía:NASA/JPL/SSIPIA11116
Histograma:el más “parecido”
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Comparación:
B.J. Buratti & J.A. Mosher, Icarus 115, 219 (1995): reflectancia UV
¿Cuán “bueno” podemos considerar el parecido?
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Comparación(II):
J.R. Spencer & T. Denk, Science 327, 432 (2010):
Migración del hielo por segregación térmica
Iapetus gira muy lento redistribución global
Con las disculpas del caso…
El modelo que mejor anda:
Y … ¿cuál es la “semilla”?
Es decir, ¿cuál es ladistribución inicial de polvoque dá origen a estepatrón de albedo?
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Comparación(II):
J.R. Spencer & T. Denk, Science 327, 432 (2010):
La tasa de deposición de polvo para el modelo B es
cos 12
dDdt
La tasa de deposición de polvo para densidad uniforme a h=1.500380 es
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Coda: el origen
Integración hacia atrás:• mismo CR3BP • h=-1.500400• trayectorias que impactan• desde hasta apoapsis
En el apoapsis:• CR3BP ~ Kepler• calculamos a, e, i
Notar:• a(1-e) ~ 1.02• 1.03 < a(1+e) < 1.33• ¿Cómo llegan allí desde allá?
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Coda: el origen
Simulación de un disco de polvo:• Sol, Saturno, Iapetus y Phoebe• 1.1 < a < 3.36• e = 0• M uniforme• i = 153º, ω = 0º.91, = 257º.07
Mapas dinámicos a 0.5 Myr :• a ~ constante• distancia mínima a Saturno• e máxima
Notar:• Todo lo que parte dentro del límite interno es candidato a chocar con Iapetus• Pero llegaría con h demasiado grande
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Coda: el origen
Gravedad y radiación solar:
• Gravedad+Presión dispersan e : τe (yr) ~ 5105 / (1) ( < 1)• Poynting-Robertson reduce a : τa (yr) ~ 48600 /
• Las partículas que llegan con h bajo son las que tienen τa < τe
• es decir > 0.1
• es decir 0.5μm < r < 5μm
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Conclusiones:
• Hay que apuntar a reproducir la “semilla” para segregación térmica
• Impactos de baja energía la reproducen razonablemente
• Resultados consistentes con origen en el anillo para 0.5μm < r < 5μm
• Resultados consistentes con el límite interno del anillo