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Plutinos

Plutinos. Parte II. “El Espacio Transneptuniano”. Curso 2013. Región Transneptuniana. Edgeworth (1949), MNRAS , 109, 600 Kuiper (1951), Astrophysics , 357. Región Transneptuniana. Edgeworth (1949), MNRAS , 109, 600 Kuiper (1951), Astrophysics , 357

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  1. Plutinos Parte II “El Espacio Transneptuniano” Curso 2013

  2. Región Transneptuniana • Edgeworth (1949), MNRAS, 109, 600 • Kuiper (1951), Astrophysics, 357

  3. Región Transneptuniana • Edgeworth (1949), MNRAS, 109, 600 • Kuiper (1951), Astrophysics, 357 • Fernández (1980), MNRAS, 192, 481

  4. Región Transneptuniana • Edgeworth (1949), MNRAS, 109, 600 • Kuiper (1951), Astrophysics, 357 • Fernández (1980), MNRAS, 192, 481 Región Transneptuniana Fuente de Cometas de la Familia de Júpiter

  5. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana

  6. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2)

  7. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2)

  8. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50)

  9. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes

  10. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA 3:2 Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado Plutón (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes Plutinos 3:2 Plutón

  11. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA 3:2 Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado Plutón (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes Plutinos Centauros (q < 30 UA) 3:2 Plutón

  12. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA 3:2 Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado Plutón (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes Plutinos Centauros (q < 30 UA) 3:2 NOTA: El Disco Dispersado de la Región Transneptuniana representa la fuente principal de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter (Duncan & Levison 1997, Di Sisto & Brunini 2007). Plutón

  13. Punto de Discusión: . . . pueden los Plutinos ser una Fuente Adicional de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter ? . . .

  14. Plutinos – Dinámica Resonante Ángulo Resonante s = 2lN - 3l - w Configuración Estable Configuración Inestable Sol Plutón Neptuno

  15. Plutinos – Dinámica Resonante Ángulo Resonante s = 2lN - 3l - w

  16. Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073

  17. Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073 Motivación: Duncan et al. (1995) proponen dos objetivos fundamentales: - Mapear la Estructura Dinámica de la Región Transneptuniana y analizar las Principales Características asociadas a las Resonancias Seculares y Resonancias de Movimientos Medios. - Determinar las Regiones Inestables de la Región Transneptuniana y a partir de esto analizar Fuentes Potenciales de los Cometas de la Familia de Júpiter que observamos hoy.

  18. Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073 Resultados - Plutinos

  19. Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073 Resultados - Plutinos (3) (2) (1) (2) (3) (1) (2) (3) Región de Interés

  20. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

  21. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 • - Motivación: Estudiar la Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2 con Neptuno

  22. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 • - Motivación: Estudiar la Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2 con Neptuno • - Morbidelli analiza la evolución orbital de 150 partículas sin masa dentro de la resonancia 3:2 con Neptuno, bajo la acción de los cuatro planetas gigantes. El sistema es integrado por un período equivalente a la edad del Sistema Solar. • - Parámetros Orbitales Iniciales para las Partíulas de Prueba son: • - Semieje Mayor de 39.5 UA. • - Excentricidades entre 0 y 0.3. • - Inclinaciones entre 0 y 5o. • - Ángulo Resonante entre 180 y 330o.

  23. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  24. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  25. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  26. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  27. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  28. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  29. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  30. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  31. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  32. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  33. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

  34. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno

  35. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno

  36. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno

  37. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno Morbidelli (1997) encuentra que el 10 % de la población inicial de la región débilmente difusiva escapa de la resonancia en los últimos 1000 millones de años.

  38. Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1 Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno Morbidelli (1997) encuentra que el 10 % de la población inicial de la región débilmente difusiva escapa de la resonancia en los últimos 1000 millones de años. Asumiendo que el número de Plutinos con radios mayores a 1 km presentes en la Resonancia 3:2 es de 108 – 109, tendremos una Tasa de Escape de 1 Plutino cada 10 – 100 años.

  39. de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835 - Motivación: Analizar la Evolución Colisional de la Población de Plutinos. A partir de esto, determinar Tasas de Eyección de Fragmentos Colsionales desde la Resonancia 3:2 con Neptuno con el fin de determinar la contribución de estos objetos a la Población de Centauros.

  40. de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835 - Motivación: Analizar la Evolución Colisional de la Población de Plutinos. A partir de esto, determinar Tasas de Eyección de Fragmentos Colsionales desde la Resonancia 3:2 con Neptuno con el fin de determinar la contribución de estos objetos a la Población de Centauros.

  41. de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835 Tasas de Eyección de Fragmentos Colisionales desde la Resonancia 3:2 Los Resultados indican que un Objeto con un Diámetro Mayor que 1 km es eyectado desde la Resonancia 3:2 con Neptuno cada ~ 400 – 1900 años.

  42. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

  43. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112 • Motivación: Describir y Caracterizar las Rutas de Escape de los Plutinos y su Contribución a otras Poblaciones de Pequeños Cuerpos del Sistema Solar, especialmente los Centauros.

  44. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112 • Motivación: Describir y Caracterizar las Rutas de Escape de los Plutinos y su Contribución a otras Poblaciones de Pequeños Cuerpos del Sistema Solar, especialmente los Centauros. • Dos Grandes Simulaciones Numéricas son Desarrolladas: • 1- Pre-Corrida: Integración dentro de la Resonancia 3:2 con Neptuno • Objetivo:Detectar Plutinos que se Escapan de la Resonancia con Escalas de • Tiempo del Orden de la Edad del Sistema Solar. • 2- Corridas Post-Escape • Objetivo:Estudiar la Evolución Dinámica de los Plutinos Escapados.

  45. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112 Simulación Nº1: Pre-Corrida: Integración dentro de la Resonancia - Se estudia la evolución orbital de 20000 partículas de prueba sin masa dentro de la Resonancia 3:2 con Neptuno, bajo la influencia gravitatoria del Sol y de los cuatro Planetas Gigantes. Para hacer esto, se utiliza el integrador EVORB, desarrollado por Fernández et al. (2002). La evolución de las partículas es seguida por 4500 millones de años, con un paso de integración de 0.5 años. - Parámetros orbitales iniciales: - Semieje Mayor de 39.5 UA. - Excentricidades entre 0 y 0.35. - Inclinaciones entre 0 y 45 grados. - Ángulo Resonante entre 180 y 330 grados. - La evolución de las partículas es seguida hasta el primer encuentro dentro de la Esfera de Hill de un Planeta Gigante, Colisión con un Planeta o Eyección.

  46. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

  47. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112 Inclinación entre 15 y 30 grados Inclinación entre 0 y 5 grados Inclinación entre 5 y 15 grados Inclinación mayor a 30 grados

  48. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112 Inclinación entre 15 y 30 grados Inclinación entre 0 y 5 grados Inclinación entre 5 y 15 grados Inclinación mayor a 30 grados

  49. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112 Inclinación entre 15 y 30 grados Inclinación entre 0 y 5 grados Inclinación entre 5 y 15 grados Inclinación mayor a 30 grados

  50. Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112 Inclinación entre 15 y 30 grados Inclinación entre 0 y 5 grados Inclinación entre 5 y 15 grados Inclinación mayor a 30 grados

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