Estructura y Evolución de Los Objetos Del Cinturón de Kuiper y Planetas Enanos

Estructura y Evolucin de los Objetosdel Cinturn de Kuiper y Planetas Enanos

McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini

Junio de 2013

McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 1 / 37

Introduccin: Algunas consideraciones

El Cinturn de Kuiper (CK) ...

1 Es la tercera zona del Sistema Solar. Ms all de los planetasterrestres, ms all de los gigantes, es la extensin casicoplanar del sistema solar clasico.

2 Se cree es la fuente principal de Centauros y Cometas de laFamilia de Jpiter.

3 Es tambin el hogar de cuerpos muy masivos como Plutn yEris.

Por lo tanto, su estructura y evolucin son importantes paraentender las propiedades cometarias y las observaciones de losOCK.Adems, entender la estructura y evolucin de los OCK nos da unaidea del ambiente dinmico, y de sus limitaciones, en el cual elsistema solar externo acret y evolucion.

Por lo tanto, su estructura y evolucin son importantes paraentender las propiedades cometarias y las observaciones de losOCK.

Adems, entender la estructura y evolucin de los OCK nos da unaidea del ambiente dinmico, y de sus limitaciones, en el cual elsistema solar externo acret y evolucion.

Intoduccin

Hoy veremos:Ambientes de formacin de los OCK - ubicacin y escalasde tiempo.Composicin qumica - Clave escencial para entender laevolucin.Composicin inferida por Espectroscopa.Estructura y Evolucin Trmica.Estructura interna y evolucin de los ms grandes OCK.

Intoduccin

Formacin en la Regin Transneptuniana

Los planetas, sus satlites y los OCK comenzaron su formacinaprox. 4500 Ma atrs.

Inicialmente, la acrecin en el CK se pens como formacin insitu en la regin transneptuniana (30 UA - 50 UA). Kenyon y Luu(1998;1999) mostraron que la formacin in situ de los OCK eraposible en unos 10 - 100 millones de aos, pero slo si la masatotal de slidos en la regin transneptuniana fue mucho mayora la actual estimada.

Sin embargo ya es conocido que una vez que los gigantes seformaron, debio haber habido una interaccin gravitatoria muyfuerte entre estos planetas y cualquier disco de cuerpos slidos.

Dicha interaccin dinmica es la que causa el fenmeno de lamigracin planetaria.

Para Neptuno la migracin debio haber sido hacia afuera delSistema Solar, lo que sera causal de la captura de Plutn yotros cuerpos (los Plutinos) en la resonancia 3:2 demovimientos medios con Neptuno (Malhotra, 1993, 1995).

Con los avances tecnolgicos, la sofisticacin numricaaument.

Se propusieron entonces modelos de migracin planetaria paraexplicar el actual CK con sus respectivas poblaciones.

Se obtiene entonces el Modelo de Niza que es, hasta ahora, elmodelo que mejor describe la formacin del CK. Adems,reproduce la arquitectura orbital actual de los planetasgigantes.

Recordemos que una de las hiptesis importantes del Modelode Niza es que propone a Neptuno inicialmente en una rbita aunas 14 UA, y que el disco de planetesimales remanenteestara entre 16 UA y 30 UA.En este marco, las escalas de formacin de los OCK sonmenores a las calculadas por Kenyon y Luu.

Intoduccin

Composicin Qumica de los OCK

Basndose en estudios de cometas, asteroides, metoritos,partculas de polvo interestelar, nubes moleculares y regiones deformacin estelar, se cree que los OCK estn formados por 3componentes principales:

Hielos voltiles y orgnicos

Material carbonaceo

Rocas (Silicatos y relacionados)

Si bien no es completamente conocida la proporcin de cadacomponente, recientes observaciones y exploraciones cometarias,ms el regreso de la sonda Stardust con informacin sobre elCometa Wild 2, han brindado mayor informacin sobre cada una.

Material carbonaceo

Hielos Voltiles y Orgnicos

Se asume como natural quelos voltiles cometarios estndirectamente relacionadoscon los voltiles de los OCK,sin embargo se tiene encuenta que estos puedenmostrar posibles efectosevolutivos.

El elemento voltil msimportante despus del aguaes el CO y luego le sigue elCO2 ( 10%).

El elemento voltil msimportante despus del aguaes el CO y luego le sigue elCO2 ( 10%).Estas abundancias se puedencomparar con la abundanciadel carbn reducido,principalmente el Metano(CH4), que es mucho menor ydel 1%.

El predominio de CO en loshielos voltiles de loscometas estara reflejando laimportancia que tiene el COen los vientos estelares y enregiones de formacinestelar, similares a las quedieron lugar al Sistema Solar.

En cuanto al N, su especiedominante es el NH3 oamonaco, pero est presentea un nivel del 1% y sloexcede ese porcentaje para elCometa Halley.

Hielos Voltiles y OrgnicosEl predominio de CO en loshielos voltiles de loscometas estara reflejando laimportancia que tiene el COen los vientos estelares y enregiones de formacinestelar, similares a las quedieron lugar al Sistema Solar.

En cuanto al N, su especiedominante es el NH3 oamonaco, pero est presentea un nivel del 1% y sloexcede ese porcentaje para elCometa Halley.

En cuanto al NitrgenoMolecular, no se ha detectadoan con fiabilidad, salvo enbajsimas proporciones( 105 a 104).

Material Carbonaceo

El material carbonaceo siempre se consider importante en loscometas. Pero la verdadera diversidad se revel por primeravez en el 86 con el encuentro del Cometa Halley (Giotto yVega).

Se encontraron compuestos complejos de C, H, O, N (CHON) ycon silicatos en 75% de todas las partculas medidas in situ.Posteriormente, los primeros anlisis de partculas ricas enmateria orgnica devuelto por Stardust en 2006 muestran que5 de las 6 partculas medidas exhiben abundancias de O y de Nque son mayores, respecto a la materia orgnica en condritos yrespecto a lo medido por Giotto y Vega en el Halley.

Esto permiti concluir que la muestra de partculas orgnicasrecolectada por la misin Stardust es ms primitiva que aquellaen meteoritos y en partculas de polvo interestelares. PORQUE??? NO ENTIENDO PORQUE PUEDE INFERIR ESTO !

Material Carbonaceo

Rocas (Silicatos y Relacionados)

Los silicatos y fases relacionadas (sulfuros, xidos, etc)conforman la componente rocosa en los cometas y,presumiblemente en los OCK.

Recientes anlisis muestran que una porcin importante de laspartculas de Stardust mayor que 1 m est compuesta porolivina cristalina y piroxeno, lo que indicara que no tienen unorgen interestelar.

Estos minerales de alta temperatura, adems de fragmentosricos en calcio-aluminio y (posiblemente) cndrulos implicangrandes escalas de mezcla radial en la nebulosa solar, lo queindicara que debieron formarse bajo ciertos fenmenos en lasetapas primitivas del sistema solar.

El material rocoso inicial en los OCK debera haber consistidoen una mezcla de silicatos interestelares, as como tambindebera haber estado formado por el material de la nebulosasolar interior.

Si bien en el Wild 2 se observa esta conformacin, en el Tempel1 se observan adems, silicatos hidratados y carbonatos queno se ven en el Wild 2, pero asumimos esta diferencia comorazonable dado que es probable que los cometas hayan pasadopor ciertos procesos trmicos que pudieron haber dado lugar aestos nuevos elementos.

El material rocoso inicial en los OCK debera haber consistidoen una mezcla de silicatos interestelares, as como tambindebera haber estado formado por el material de la nebulosasolar interior.

Si bien en el Wild 2 se observa esta conformacin, en el Tempel1 se observan adems, silicatos hidratados y carbonatos queno se ven en el Wild 2, pero asumimos esta diferencia comorazonable dado que es probable que los cometas hayan pasadopor ciertos procesos trmicos que pudieron haber dado lugar aestos nuevos elementos.

Intoduccin

Composicin Inferida por Espectroscopa

Debido a la lejana y debilidad, los OCK son difciles de observar. Sinembargo, la espectroscopa da la posibilidad de estudiar enprofundidad a estos objetos. En particular, observar la composicinde los OCK sirve para luego contrastar dichas observaciones conmodelos de la estructura interna.

Para el CK se pueden distinguir bsicamente objetos consuperficies dominadas por hielo de metano y objetos consuperficies dominadas por hielo de agua.

En general, el hielo de metano se observa en los OCK msgrandes, como ser Eris, Plutn, 2005FY9, Sedna y Tritn (si esque contamos a Tritn como un OCK capturado). En particular,Plutn y Eris, que son los OCK ms grandes, estn clasificadoscomo Planetas Enanos, y junto con Charn son los msestudiados.

Tanto Plutn como Tritn tienen superficies dominadasespectralmente por metano, pero fsicamente estn dominadaspor N2 slido que es difcil de detectar. Tambin se detectahielo de CO en ambos, hielo de CO2 slo en Tritn y hielo deetano en Tritn y posiblemente en Plutn.

De acuerdo a estos resultados, no es ilgico esperar que losdems objetos grandes del CK (Eris, 2005Y9, Sedna) tambincontengan hielo de N2. Sin embargo, el hielo de N2 slo fuedetectado en Sedna.

Tanto Plutn como Tritn tienen superficies dominadasespectralmente por metano, pero fsicamente estn dominadaspor N2 slido que es difcil de detectar. Tambin se detectahielo de CO en ambos, hielo de CO2 slo en Tritn y hielo deetano en Tritn y posiblemente en Plutn.

De acuerdo a estos resultados, no es ilgico esperar que losdems objetos grandes del CK (Eris, 2005Y9, Sedna) tambincontengan hielo de N2. Sin embargo, el hielo de N2 slo fuedetectado en Sedna.

En contraste, la superficie de Charn est dominada, fsica yespectralmente, por hielo de agua, y adems presenta hielo deamonio.

Las diferencias en los colores y composiciones de los OCK estnatribuidas a variaciones en la evolucin colisional y diferentesalteraciones en la superficies (radiacin UV, bombardeo departculas cargadas, etc.). Sin embargo, se encuentra que losOCK ms grandes presentan superficies heladas y son mspropicios a presentar actividad interna.

En contraste, la superficie de Charn est dominada, fsica yespectralmente, por hielo de agua, y adems presenta hielo deamonio.

Las diferencias en los colores y composiciones de los OCK estnatribuidas a variaciones en la evolucin colisional y diferentesalteraciones en la superficies (radiacin UV, bombardeo departculas cargadas, etc.). Sin embargo, se encuentra que losOCK ms grandes presentan superficies heladas y son mspropicios a presentar actividad interna.

Intoduccin

Estructura y Evolucin Trmica

Los OCK muestran parecidos y/o semejanzas a los asteroides ycometas. Y los estudios sobre evolucin interna de estos objetostienen directa relevancia en el entendimiento de los OCK.

En general, los OCK tienen tamaos que en promedio son mayoresa los cometas, aunque esto se debe a un efecto de seleccinobservacional.

Pero el tamao, la composicin y la ubicacin de los OCK afectandirectamente a su estructura y su evolucin trmica.

Modelos de la Nebulosa Solar o de discos protoplanetarios alrededorde estrellas de tipo solar, predicen temperaturas bajas ( 100 K)para las zonas externas (transneptunianas), ms all de las 20 UA,pero dichas temperaturas son mayores a los 20 - 30 K requeridospara condensar las especies ms voltiles como CO, N2 o CH4.

Y son lo suficientemente bajas como para que el hielo de agua seaamorfo y para que especies voltiles como CO2, HCN o NH3,condensen. El hielo amorfo de agua puede atrapar especiesvoltiles y luego liberarlas por cristalizacin.

Hielo Amorfo de Agua:Es una forma slida amorfa de agua, lo que significa que secompone de molculas de agua que estn dispuestas al azar. Elhielo comn, es un material cristalino, donde los tomos estndispuestos regularmente en una red, mientras que hielo amorfo sedistingue por la falta de orden en su disposicin atmica. Seproduce ya sea por enfriamiento rpido de agua lquida (por lo quelas molculas no tienen tiempo suficiente para formar una redcristalina) o mediante la compresin de hielo ordinario a bajastemperaturas.

Los indicios que se tienen de que el hielo de agua es amorfo en los OCKproviene de la hiptesis de que los cometas de la familia de Jpiter seforman en el CK y por las observaciones de especies voltiles en sus comas.

Entonces es razonable asumir que la composicin inicial de los OCK incluyepolvo (rocas + material carbonaceo) y gas de hielo amorfo de agua,mezclado posiblemente con otros hielos voltiles.

Al igual que en asteroides y otros objetos slidos del sistema solar, el polvoincluir especies radiactivas, y sus abundancias relativas se supone debenser similares a las encontradas en meteoritos condrticos.

Finalmente, esta composicin nos lleva a analizar las 3 fuentes de energainterna que tienen los OCK, las cuales se separan en 3 clases:

energa radiognica,

calor liberado debido a la cristalizacin

calor latente debido a la transicin de fase de varios voltiles.

energa radiognica,

El primer tipo de energa tiene que ver con el decaimiento de elementos. Laevolucin primordial de los OCK se debi principalmente al decaimiento del26Al, mientras que la posterior evolucin se debi principalmente a losdecaimientos del U, Th y 40K.

Tanto la energa radiognica como el calor liberado por cristalizacin, sonprocesos irreversibles y por ende son fuentes de calor. Sin embargo, el calorlatente puede ser tanto absorbido como liberado, y si los gases pueden fluirpor el medio poroso, puede ocurrir que este calor sea absorbido en algunaspartes, y liberado en otras, dando lugar as a un transporte de energa.

El primer tipo de energa tiene que ver con el decaimiento de elementos. Laevolucin primordial de los OCK se debi principalmente al decaimiento del26Al, mientras que la posterior evolucin se debi principalmente a losdecaimientos del U, Th y 40K.

Tanto la energa radiognica como el calor liberado por cristalizacin, sonprocesos irreversibles y por ende son fuentes de calor. Sin embargo, el calorlatente puede ser tanto absorbido como liberado, y si los gases pueden fluirpor el medio poroso, puede ocurrir que este calor sea absorbido en algunaspartes, y liberado en otras, dando lugar as a un transporte de energa.

El estudio de estos procesos trmicos da indicios de cmo es el interior deun OCK y muchos de estos efectos se han estudiado y modeladonumricamente.

Las simulaciones de la evolucin de los OCK son muy costosas debido a lainteraccin que se d entre los distintos procesos trmicos antesmencionados, que interfieren uno con el otro.

Por lo tanto hasta la fecha, los modelos se han concentrado en alguno delos aspectos de la evolucin y han dejado de lado los dems, notenindolos en cuenta o simplificndolos.

Bsicamente, la manera de describir el interior de un OCK consiste enresolver simultneamente las ecuaciones de conservacin de la masa y dela energa para todos los elementos considerados del OCK, asumiendo queson cuerpos esfricos.

Algunas Conclusiones Generales sobre losModelos

Los resultados sirven para observar una tendencia evolutiva, perodeben considerarse ms bien como resultados cualitativos quecuantitativos.

Se cree que todos los OCK han alcanzado altas temperaturas en susinteriores.

Los modelos sugieren que los OCK probablemente perdieron hielos delos elementos ms voltiles durante las primeras etapas de suevolucin, mientras que hielos de elementos menos voltiles debenhaber sido retenidos en capas menos alteradas de la subsuperficie.

Inicialmente el hielo amorfo de agua pudo haberse cristalizado en elinterior, liberando voltiles atrapados en l, y algunos objetospudieron haber perdido parte de estos voltiles.

Generalmente, las capas ms externas son mucho menos afectadaspor la evolucin interna que la parte interna, la cual, en ausencia deotros efectos (como por ejemplo lo son las colisiones) predicen unacomposicin estratificada.

Intoduccin

Estructura de los Planetas Enanos

Para los objetos ms grandes del CK (R 500 km) los modelos predicenestructuras internas diferenciadas: ncleos rocosos, mantos de hielo,costras ricas en voltiles y hielos y hasta la presencia de ocanos.

Hussmann et al. (2006), muestra en su trabajo diferentes posiblesconfiguraciones internas de ocanos de amonaco para los OCK msgrandes en la poca actual. Se muestra que en general, la preservacin dedichos ocanos se ve posibilitada por la depresin del punto de congelacindel amonaco cuando hay conveccin de estado slido en la capa de hielo.

Estructura de los Planetas EnanosEn el trabajo de Hussmann los modelos estn claramente simplificados,pero el parmetro clave es el contenido de amonaco.

Para todos salvo para Sedna, la abundancia inicial de amonaco es de 0.05respecto al agua. Pero ... recordando lo que vimos al principio ...

... esta cantidad es muchomayor a la cantidad esperadade amonaco en OCK ( 0.01),por lo tanto no son modelosrealistas teniendo en cuentaestas observaciones.

Se cree que en los comienzos de nuestro Sistema Solar:

El calor que flua en el interior de los grandes OCK era mayor que elactual, y que, por lo tanto, las capas de hielo flotantes (sobre losocanos) eran ms delgadas que en la figura anterior, o tenan elmismo espesor, pero con regiones convectivas ms chicas,dependiendo de la viscosidad del hielo y de la temperatura de losocanos.

Con el tiempo, el calor radiognico decay y y los ocanos y subcapasse enfriaron muy rpidamente.

Por lo tanto, los perfiles de temperatura que se establecen implicancapas de hielo y de ocanos ms delgadas a las actuales.

Finalmente, se cree que:

Existencia de OcanosLas capas de hielo de planetas enanos como Eris, Plutn y Tritnpudieron haber enfriado lo suficiente, hasta el punto de congelar,ocanos formados por sales (sulfuros, etc) durante la historia delSistema Solar. Sin embargo no es posible, debido a lastemperaturas que se requieren, haber alcanzado a congelarocanos de amonaco o metanol. Por lo tanto, si las capas de hieloms profundas de estos mundos contienen amonaco o metanol,casi con seguridad poseen ocanos.

Con respecto a Charn:

Es la luna de Plutn y puede no ser oficialmente un planetaenano, sin embargo, al ser ms grande que Ceres (aunque noms masivo) se lo considera como tal.

Es tambin el primer cuerpo slido del sistema solar en el quese ha detectado hielo de amonaco espectroscpicamente.

En la actualidad, su densidad ya es conocida, pero no se sabecon seguridad si presenta una estructura diferenciada.

Sin embargo, se cree que la energa debido al calor radiognicodurante toda la historia del sistema solar ha sido suficientepara dar lugar a la diferenciacin en Charn, aunque en uncomienzo no lo haya sido.

Hay an objetos ms grandes ms alla deNeptuno ?

Es simple calcular, basndose slo en el brillo, que un albedo del 10% deMarte podra detectarse a 800 UA y que un albedo del 10% de la Tierrapodra detectarse a 1200 UA.

Esto nos lleva a la pregunta de si an hay o no, objetos grandes pordetectar entre los OCK o ms all, quiz en la Nube de Oort.

Teniendo en cuenta todos los estudios realizados hasta la fecha, se puedeatacar este tema desde varios puntos de vista, pero en general todosalcanzan las mismas conclusiones.

No debera sorprendernos encontrar objetos nuevos en esta regin o en laNube de Oort. En efecto, es an posible hallar objetos con dimetros comoel de la Luna, Marte y hasta la Tierra, a pesar de que ms probable hallarcuerpos ms masivos como objetos desacoplados dinmicamente (del CK)o en la Nube de Oort.

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