Estructura y Evolución de los Objetos del Cinturón de Kuiper y Planetas Enanos
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini
Junio de 2013
Introducción: Algunas consideraciones
El Cinturón de Kuiper (CK) ...
1
Es la tercera zona del Sistema Solar. Más allá de los planetas terrestres, más allá de los gigantes, es la extensión casi coplanar del sistema solar clasico.
2
Se cree es la fuente principal de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter.
3
Es también el hogar de cuerpos muy masivos como Plutón y Eris.
Por lo tanto, su estructura y evolución son importantes para entender las propiedades cometarias y las observaciones de los OCK.
Además, entender la estructura y evolución de los OCK nos da una idea del ambiente dinámico, y de sus limitaciones, en el cual el sistema solar externo acretó y evolucionó.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 2 / 37
Introducción: Algunas consideraciones
El Cinturón de Kuiper (CK) ...
1
Es la tercera zona del Sistema Solar. Más allá de los planetas terrestres, más allá de los gigantes, es la extensión casi coplanar del sistema solar clasico.
2
Se cree es la fuente principal de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter.
3
Es también el hogar de cuerpos muy masivos como Plutón y Eris.
Por lo tanto, su estructura y evolución son importantes para entender las propiedades cometarias y las observaciones de los OCK.
Además, entender la estructura y evolución de los OCK nos da una
idea del ambiente dinámico, y de sus limitaciones, en el cual el
sistema solar externo acretó y evolucionó.
Introducción: Algunas consideraciones
El Cinturón de Kuiper (CK) ...
1
Es la tercera zona del Sistema Solar. Más allá de los planetas terrestres, más allá de los gigantes, es la extensión casi coplanar del sistema solar clasico.
2
Se cree es la fuente principal de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter.
3
Es también el hogar de cuerpos muy masivos como Plutón y Eris.
Por lo tanto, su estructura y evolución son importantes para entender las propiedades cometarias y las observaciones de los OCK.
Además, entender la estructura y evolución de los OCK nos da una idea del ambiente dinámico, y de sus limitaciones, en el cual el sistema solar externo acretó y evolucionó.
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Introducción: Algunas consideraciones
El Cinturón de Kuiper (CK) ...
1
Es la tercera zona del Sistema Solar. Más allá de los planetas terrestres, más allá de los gigantes, es la extensión casi coplanar del sistema solar clasico.
2
Se cree es la fuente principal de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter.
3
Es también el hogar de cuerpos muy masivos como Plutón y Eris.
Por lo tanto, su estructura y evolución son importantes para entender las propiedades cometarias y las observaciones de los OCK.
Además, entender la estructura y evolución de los OCK nos da una
idea del ambiente dinámico, y de sus limitaciones, en el cual el
sistema solar externo acretó y evolucionó.
Introducción: Algunas consideraciones
El Cinturón de Kuiper (CK) ...
1
Es la tercera zona del Sistema Solar. Más allá de los planetas terrestres, más allá de los gigantes, es la extensión casi coplanar del sistema solar clasico.
2
Se cree es la fuente principal de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter.
3
Es también el hogar de cuerpos muy masivos como Plutón y Eris.
Por lo tanto, su estructura y evolución son importantes para entender las propiedades cometarias y las observaciones de los OCK.
Además, entender la estructura y evolución de los OCK nos da una idea del ambiente dinámico, y de sus limitaciones, en el cual el sistema solar externo acretó y evolucionó.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 2 / 37
Introducción: Algunas consideraciones
El Cinturón de Kuiper (CK) ...
1
Es la tercera zona del Sistema Solar. Más allá de los planetas terrestres, más allá de los gigantes, es la extensión casi coplanar del sistema solar clasico.
2
Se cree es la fuente principal de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter.
3
Es también el hogar de cuerpos muy masivos como Plutón y Eris.
Por lo tanto, su estructura y evolución son importantes para entender las propiedades cometarias y las observaciones de los OCK.
Además, entender la estructura y evolución de los OCK nos da una
idea del ambiente dinámico, y de sus limitaciones, en el cual el
Intoducción
Hoy veremos:
Ambientes de formación de los OCK - ubicación y escalas de tiempo.
Composición química - Clave escencial para entender la evolución.
Composición inferida por Espectroscopía.
Estructura y Evolución Térmica.
Estructura interna y evolución de los más grandes OCK.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 3 / 37
Intoducción
Hoy veremos:
Ambientes de formación de los OCK - ubicación y escalas de tiempo.
Composición química - Clave escencial para entender la evolución.
Composición inferida por Espectroscopía.
Estructura y Evolución Térmica.
Estructura interna y evolución de los más grandes OCK.
Formación en la Región Transneptuniana
Los planetas, sus satélites y los OCK comenzaron su formación aprox. 4500 Ma atrás.
Inicialmente, la acreción en el CK se pensó como formación in
situen la región transneptuniana (30 UA - 50 UA). Kenyon y Luu (1998;1999) mostraron que la formación in situ de los OCK era posible en unos 10 - 100 millones de años, pero sólo si la masa total de sólidos en la región transneptuniana fue mucho mayor a la actual estimada.
Sin embargo ya es conocido que una vez que los gigantes se formaron, debio haber habido una interacción gravitatoria muy fuerte entre estos planetas y cualquier disco de cuerpos sólidos.
Dicha interacción dinámica es la que causa el fenómeno de la
migración planetaria.
Para Neptuno la migración debio haber sido hacia afuera del Sistema Solar, lo que sería causal de la captura de Plutón y otros cuerpos (los Plutinos) en la resonancia 3:2 de
movimientos medios con Neptuno (Malhotra, 1993, 1995).
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 5 / 37
Formación en la Región Transneptuniana
Los planetas, sus satélites y los OCK comenzaron su formación aprox. 4500 Ma atrás.
Inicialmente, la acreción en el CK se pensó como formación in
situen la región transneptuniana (30 UA - 50 UA). Kenyon y Luu (1998;1999) mostraron que la formación in situ de los OCK era posible en unos 10 - 100 millones de años, pero sólo si la masa total de sólidos en la región transneptuniana fue mucho mayor a la actual estimada.
Sin embargo ya es conocido que una vez que los gigantes se formaron, debio haber habido una interacción gravitatoria muy fuerte entre estos planetas y cualquier disco de cuerpos sólidos.
Dicha interacción dinámica es la que causa el fenómeno de la
migración planetaria.
Para Neptuno la migración debio haber sido hacia afuera del
Sistema Solar, lo que sería causal de la captura de Plutón y
Formación en la Región Transneptuniana
Los planetas, sus satélites y los OCK comenzaron su formación aprox. 4500 Ma atrás.
Inicialmente, la acreción en el CK se pensó como formación in
situen la región transneptuniana (30 UA - 50 UA). Kenyon y Luu (1998;1999) mostraron que la formación in situ de los OCK era posible en unos 10 - 100 millones de años, pero sólo si la masa total de sólidos en la región transneptuniana fue mucho mayor a la actual estimada.
Sin embargo ya es conocido que una vez que los gigantes se formaron, debio haber habido una interacción gravitatoria muy fuerte entre estos planetas y cualquier disco de cuerpos sólidos.
Dicha interacción dinámica es la que causa el fenómeno de la
migración planetaria.
Para Neptuno la migración debio haber sido hacia afuera del Sistema Solar, lo que sería causal de la captura de Plutón y otros cuerpos (los Plutinos) en la resonancia 3:2 de
movimientos medios con Neptuno (Malhotra, 1993, 1995).
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 5 / 37
Formación en la Región Transneptuniana
Los planetas, sus satélites y los OCK comenzaron su formación aprox. 4500 Ma atrás.
Inicialmente, la acreción en el CK se pensó como formación in
situen la región transneptuniana (30 UA - 50 UA). Kenyon y Luu (1998;1999) mostraron que la formación in situ de los OCK era posible en unos 10 - 100 millones de años, pero sólo si la masa total de sólidos en la región transneptuniana fue mucho mayor a la actual estimada.
Sin embargo ya es conocido que una vez que los gigantes se formaron, debio haber habido una interacción gravitatoria muy fuerte entre estos planetas y cualquier disco de cuerpos sólidos.
Dicha interacción dinámica es la que causa el fenómeno de la
migración planetaria.
Para Neptuno la migración debio haber sido hacia afuera del
Sistema Solar, lo que sería causal de la captura de Plutón y
Formación en la Región Transneptuniana
Los planetas, sus satélites y los OCK comenzaron su formación aprox. 4500 Ma atrás.
Inicialmente, la acreción en el CK se pensó como formación in
situen la región transneptuniana (30 UA - 50 UA). Kenyon y Luu (1998;1999) mostraron que la formación in situ de los OCK era posible en unos 10 - 100 millones de años, pero sólo si la masa total de sólidos en la región transneptuniana fue mucho mayor a la actual estimada.
Sin embargo ya es conocido que una vez que los gigantes se formaron, debio haber habido una interacción gravitatoria muy fuerte entre estos planetas y cualquier disco de cuerpos sólidos.
Dicha interacción dinámica es la que causa el fenómeno de la
migración planetaria.
Para Neptuno la migración debio haber sido hacia afuera del Sistema Solar, lo que sería causal de la captura de Plutón y otros cuerpos (los Plutinos) en la resonancia 3:2 de
movimientos medios con Neptuno (Malhotra, 1993, 1995).
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Formación en la Región Transneptuniana
Con los avances tecnológicos, la sofisticación numérica aumentó.
Se propusieron entonces modelos de migración planetaria para explicar el actual CK con sus respectivas poblaciones.
Se obtiene entonces el Modelo de Niza que es, hasta ahora, el modelo que mejor describe la formación del CK. Además, reproduce la arquitectura orbital actual de los planetas gigantes.
Recordemos que una de las hipótesis importantes del Modelo
de Nizaes que propone a Neptuno inicialmente en una órbita a unas
∼14 UA, y que el disco de planetesimales remanenteestaría entre
∼ 16 UA y ∼ 30 UA.En este marco, las escalas de formación de los OCK son
Formación en la Región Transneptuniana
Con los avances tecnológicos, la sofisticación numérica aumentó.
Se propusieron entonces modelos de migración planetaria para explicar el actual CK con sus respectivas poblaciones.
Se obtiene entonces el Modelo de Niza que es, hasta ahora, el modelo que mejor describe la formación del CK. Además, reproduce la arquitectura orbital actual de los planetas gigantes.
Recordemos que una de las hipótesis importantes del Modelo
de Nizaes que propone a Neptuno inicialmente en una órbita a unas
∼14 UA, y que el disco de planetesimales remanenteestaría entre
∼ 16 UA y ∼ 30 UA.En este marco, las escalas de formación de los OCK son menores a las calculadas por Kenyon y Luu.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 6 / 37
Formación en la Región Transneptuniana
Con los avances tecnológicos, la sofisticación numérica aumentó.
Se propusieron entonces modelos de migración planetaria para explicar el actual CK con sus respectivas poblaciones.
Se obtiene entonces el Modelo de Niza que es, hasta ahora, el modelo que mejor describe la formación del CK. Además, reproduce la arquitectura orbital actual de los planetas gigantes.
Recordemos que una de las hipótesis importantes del Modelo
de Nizaes que propone a Neptuno inicialmente en una órbita a unas
∼14 UA, y que el disco de planetesimales remanenteestaría entre
∼ 16 UA y ∼ 30 UA.En este marco, las escalas de formación de los OCK son
Formación en la Región Transneptuniana
Con los avances tecnológicos, la sofisticación numérica aumentó.
Se propusieron entonces modelos de migración planetaria para explicar el actual CK con sus respectivas poblaciones.
Se obtiene entonces el Modelo de Niza que es, hasta ahora, el modelo que mejor describe la formación del CK. Además, reproduce la arquitectura orbital actual de los planetas gigantes.
Recordemos que una de las hipótesis importantes del Modelo
de Nizaes que propone a Neptuno inicialmente en una órbita a unas
∼14 UA, y que el disco de planetesimales remanenteestaría entre
∼ 16 UA y ∼ 30 UA.En este marco, las escalas de formación de los OCK son menores a las calculadas por Kenyon y Luu.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 6 / 37
Formación en la Región Transneptuniana
Con los avances tecnológicos, la sofisticación numérica aumentó.
Se propusieron entonces modelos de migración planetaria para explicar el actual CK con sus respectivas poblaciones.
Se obtiene entonces el Modelo de Niza que es, hasta ahora, el modelo que mejor describe la formación del CK. Además, reproduce la arquitectura orbital actual de los planetas gigantes.
Recordemos que una de las hipótesis importantes del Modelo
de Nizaes que propone a Neptuno inicialmente en una órbita a unas
∼14 UA, y que el disco de planetesimales remanenteestaría entre
∼ 16 UA y ∼ 30 UA.En este marco, las escalas de formación de los OCK son
Intoducción
Hoy veremos:
Ambientes de formación de los OCK - ubicación y escalas de tiempo.
Composición química - Clave escencial para entender la evolución.
Composición inferida por Espectroscopía.
Estructura y Evolución Térmica.
Estructura interna y evolución de los más grandes OCK.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 7 / 37
Composición Química de los OCK
Basándose en estudios de cometas, asteroides, metoritos,
partículas de polvo interestelar, nubes moleculares y regiones de formación estelar, se cree que los OCK están formados por 3 componentes principales:
Hielos volátiles y orgánicos Material carbonaceo
Rocas (Silicatos y relacionados)
Si bien no es completamente conocida la proporción de cada
componente, recientes observaciones y exploraciones cometarias,
más el regreso de la sonda Stardust con información sobre el
Cometa Wild 2, han brindado mayor información sobre cada una.
Composición Química de los OCK
Basándose en estudios de cometas, asteroides, metoritos,
partículas de polvo interestelar, nubes moleculares y regiones de formación estelar, se cree que los OCK están formados por 3 componentes principales:
Hielos volátiles y orgánicos Material carbonaceo
Rocas (Silicatos y relacionados)
Si bien no es completamente conocida la proporción de cada componente, recientes observaciones y exploraciones cometarias, más el regreso de la sonda Stardust con información sobre el Cometa Wild 2, han brindado mayor información sobre cada una.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 8 / 37
Composición Química de los OCK
Basándose en estudios de cometas, asteroides, metoritos,
partículas de polvo interestelar, nubes moleculares y regiones de formación estelar, se cree que los OCK están formados por 3 componentes principales:
Hielos volátiles y orgánicos Material carbonaceo
Rocas (Silicatos y relacionados)
Si bien no es completamente conocida la proporción de cada
componente, recientes observaciones y exploraciones cometarias,
más el regreso de la sonda Stardust con información sobre el
Cometa Wild 2, han brindado mayor información sobre cada una.
Composición Química de los OCK
Basándose en estudios de cometas, asteroides, metoritos,
partículas de polvo interestelar, nubes moleculares y regiones de formación estelar, se cree que los OCK están formados por 3 componentes principales:
Hielos volátiles y orgánicos Material carbonaceo
Rocas (Silicatos y relacionados)
Si bien no es completamente conocida la proporción de cada componente, recientes observaciones y exploraciones cometarias, más el regreso de la sonda Stardust con información sobre el Cometa Wild 2, han brindado mayor información sobre cada una.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 8 / 37
Composición Química de los OCK
Basándose en estudios de cometas, asteroides, metoritos,
partículas de polvo interestelar, nubes moleculares y regiones de formación estelar, se cree que los OCK están formados por 3 componentes principales:
Hielos volátiles y orgánicos Material carbonaceo
Rocas (Silicatos y relacionados)
Si bien no es completamente conocida la proporción de cada
componente, recientes observaciones y exploraciones cometarias,
más el regreso de la sonda Stardust con información sobre el
Cometa Wild 2, han brindado mayor información sobre cada una.
Composición Química de los OCK
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 9 / 37
Hielos Volátiles y Orgánicos
Se asume como natural que los volátiles cometarios están directamente relacionados con los volátiles de los OCK, sin embargo se tiene en cuenta que estos pueden mostrar posibles efectos evolutivos.
Hielos Volátiles y Orgánicos
Se asume como natural que los volátiles cometarios están directamente relacionados con los volátiles de los OCK, sin embargo se tiene en cuenta que estos pueden mostrar posibles efectos evolutivos.
El elemento volátil más importante después del agua es el CO y luego le sigue el CO2(∼ 10 %).
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 11 / 37
Hielos Volátiles y Orgánicos
Se asume como natural que los volátiles cometarios están directamente relacionados con los volátiles de los OCK, sin embargo se tiene en cuenta que estos pueden mostrar posibles efectos evolutivos.
El elemento volátil más importante después del agua es el CO y luego le sigue el CO2(∼ 10 %).
Estas abundancias se pueden comparar con la abundancia del carbón reducido,
principalmente el Metano
Hielos Volátiles y Orgánicos
El predominio de CO en los hielos volátiles de los
cometas estaría reflejando la importancia que tiene el CO en los vientos estelares y en regiones de formación estelar, similares a las que dieron lugar al Sistema Solar.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 13 / 37
Hielos Volátiles y Orgánicos
El predominio de CO en los hielos volátiles de los
cometas estaría reflejando la importancia que tiene el CO en los vientos estelares y en regiones de formación estelar, similares a las que dieron lugar al Sistema Solar.
En cuanto al N, su especie dominantees el NH3o amoníaco, pero está presente a un nivel del∼ 1 % y sólo excede ese porcentaje para el Cometa Halley.
Hielos Volátiles y Orgánicos
El predominio de CO en los hielos volátiles de los
cometas estaría reflejando la importancia que tiene el CO en los vientos estelares y en regiones de formación estelar, similares a las que dieron lugar al Sistema Solar.
En cuanto al N, su especie dominantees el NH3o amoníaco, pero está presente a un nivel del∼ 1 % y sólo excede ese porcentaje para el Cometa Halley.
En cuanto al Nitrógeno Molecular, no se ha detectado aún con fiabilidad, salvo en bajísimas proporciones (≤ 10−5a 10−4).
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 15 / 37
Material Carbonaceo
El material carbonaceo siempre se consideró importante en los cometas. Pero la verdadera diversidad se reveló por primera vez en el 86 con el encuentro del Cometa Halley (Giotto y Vega).
Se encontraron compuestos complejos de C, H, O, N (CHON) y con silicatos en
∼ 75 % de todas las partículas medidas in situ.Posteriormente, los primeros análisis de partículas ricas en materia orgánica devuelto por Stardust en 2006 muestran que 5 de las 6 partículas medidas exhiben abundancias de O y de N que son mayores, respecto a la materia orgánica en condritos y respecto a lo medido por Giotto y Vega en el Halley.
Esto permitió concluir que la muestra de partículas orgánicas
recolectada por la misión Stardust es más primitiva que aquella
en meteoritos y en partículas de polvo interestelares. PORQUE
Material Carbonaceo
El material carbonaceo siempre se consideró importante en los cometas. Pero la verdadera diversidad se reveló por primera vez en el 86 con el encuentro del Cometa Halley (Giotto y Vega).
Se encontraron compuestos complejos de C, H, O, N (CHON) y con silicatos en
∼ 75 % de todas las partículas medidas in situ.Posteriormente, los primeros análisis de partículas ricas en materia orgánica devuelto por Stardust en 2006 muestran que 5 de las 6 partículas medidas exhiben abundancias de O y de N que son mayores, respecto a la materia orgánica en condritos y respecto a lo medido por Giotto y Vega en el Halley.
Esto permitió concluir que la muestra de partículas orgánicas recolectada por la misión Stardust es más primitiva que aquella en meteoritos y en partículas de polvo interestelares. PORQUE
??? NO ENTIENDO PORQUE PUEDE INFERIR ESTO !
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 16 / 37
Material Carbonaceo
El material carbonaceo siempre se consideró importante en los cometas. Pero la verdadera diversidad se reveló por primera vez en el 86 con el encuentro del Cometa Halley (Giotto y Vega).
Se encontraron compuestos complejos de C, H, O, N (CHON) y con silicatos en
∼ 75 % de todas las partículas medidas in situ.Posteriormente, los primeros análisis de partículas ricas en materia orgánica devuelto por Stardust en 2006 muestran que 5 de las 6 partículas medidas exhiben abundancias de O y de N que son mayores, respecto a la materia orgánica en condritos y respecto a lo medido por Giotto y Vega en el Halley.
Esto permitió concluir que la muestra de partículas orgánicas
recolectada por la misión Stardust es más primitiva que aquella
en meteoritos y en partículas de polvo interestelares. PORQUE
Material Carbonaceo
El material carbonaceo siempre se consideró importante en los cometas. Pero la verdadera diversidad se reveló por primera vez en el 86 con el encuentro del Cometa Halley (Giotto y Vega).
Se encontraron compuestos complejos de C, H, O, N (CHON) y con silicatos en
∼ 75 % de todas las partículas medidas in situ.Posteriormente, los primeros análisis de partículas ricas en materia orgánica devuelto por Stardust en 2006 muestran que 5 de las 6 partículas medidas exhiben abundancias de O y de N que son mayores, respecto a la materia orgánica en condritos y respecto a lo medido por Giotto y Vega en el Halley.
Esto permitió concluir que la muestra de partículas orgánicas recolectada por la misión Stardust es más primitiva que aquella en meteoritos y en partículas de polvo interestelares. PORQUE
??? NO ENTIENDO PORQUE PUEDE INFERIR ESTO !
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 16 / 37
Rocas (Silicatos y Relacionados)
Los silicatos y fases relacionadas (sulfuros, óxidos, etc) conforman la componente rocosa en los cometas y, presumiblemente en los OCK.
Recientes análisis muestran que una porción importante de las partículas de Stardust mayor que 1 μm está compuesta por olivina cristalina y piroxeno, lo que indicaría que no tienen un orígen interestelar.
Estos minerales de alta temperatura, además de fragmentos
ricos en calcio-aluminio y (posiblemente) cóndrulos implican
grandes escalas de mezcla radial en la nebulosa solar, lo que
indicaría que debieron formarse bajo ciertos fenómenos en las
etapas primitivas del sistema solar.
Rocas (Silicatos y Relacionados)
Los silicatos y fases relacionadas (sulfuros, óxidos, etc) conforman la componente rocosa en los cometas y, presumiblemente en los OCK.
Recientes análisis muestran que una porción importante de las partículas de Stardust mayor que 1 μm está compuesta por olivina cristalina y piroxeno, lo que indicaría que no tienen un orígen interestelar.
Estos minerales de alta temperatura, además de fragmentos ricos en calcio-aluminio y (posiblemente) cóndrulos implican grandes escalas de mezcla radial en la nebulosa solar, lo que indicaría que debieron formarse bajo ciertos fenómenos en las etapas primitivas del sistema solar.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 17 / 37
Rocas (Silicatos y Relacionados)
Los silicatos y fases relacionadas (sulfuros, óxidos, etc) conforman la componente rocosa en los cometas y, presumiblemente en los OCK.
Recientes análisis muestran que una porción importante de las partículas de Stardust mayor que 1 μm está compuesta por olivina cristalina y piroxeno, lo que indicaría que no tienen un orígen interestelar.
Estos minerales de alta temperatura, además de fragmentos
ricos en calcio-aluminio y (posiblemente) cóndrulos implican
grandes escalas de mezcla radial en la nebulosa solar, lo que
indicaría que debieron formarse bajo ciertos fenómenos en las
etapas primitivas del sistema solar.
Rocas (Silicatos y Relacionados)
El material rocoso inicial en los OCK debería haber consistido en una mezcla de silicatos interestelares, así como también debería haber estado formado por el material de la nebulosa solar interior.
Si bien en el Wild 2 se observa esta conformación, en el Tempel 1 se observan además, silicatos hidratados y carbonatos que no se ven en el Wild 2, pero asumimos esta diferencia como razonable dado que es probable que los cometas hayan pasado por ciertos procesos térmicos que pudieron haber dado lugar a estos nuevos elementos.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 18 / 37
Rocas (Silicatos y Relacionados)
El material rocoso inicial en los OCK debería haber consistido en una mezcla de silicatos interestelares, así como también debería haber estado formado por el material de la nebulosa solar interior.
Si bien en el Wild 2 se observa esta conformación, en el Tempel
1 se observan además, silicatos hidratados y carbonatos que
no se ven en el Wild 2, pero asumimos esta diferencia como
razonable dado que es probable que los cometas hayan pasado
por ciertos procesos térmicos que pudieron haber dado lugar a
estos nuevos elementos.
Intoducción
Hoy veremos:
Ambientes de formación de los OCK - ubicación y escalas de tiempo.
Composición química - Clave escencial para entender la evolución.
Composición inferida por Espectroscopía.
Estructura y Evolución Térmica.
Estructura interna y evolución de los más grandes OCK.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 19 / 37
Composición Inferida por Espectroscopía
Debido a la lejanía y debilidad, los OCK son difíciles de observar. Sin embargo, la espectroscopía da la posibilidad de estudiar en
profundidad a estos objetos. En particular, observar la composición de los OCK sirve para luego contrastar dichas observaciones con modelos de la estructura interna.
Para el CK se pueden distinguir básicamente objetos con superficies dominadas por hielo de metano y objetos con superficies dominadas por hielo de agua.
En general, el hielo de metano se observa en los OCK más grandes, como ser Eris, Plutón, 2005FY
9, Sedna y Tritón (si es que contamos a Tritón como un OCK capturado). En particular, Plutón y Eris, que son los OCK más grandes, están clasificados como Planetas Enanos, y junto con Charón son los más
estudiados.
Composición Inferida por Espectroscopía
Debido a la lejanía y debilidad, los OCK son difíciles de observar. Sin embargo, la espectroscopía da la posibilidad de estudiar en
profundidad a estos objetos. En particular, observar la composición de los OCK sirve para luego contrastar dichas observaciones con modelos de la estructura interna.
Para el CK se pueden distinguir básicamente objetos con superficies dominadas por hielo de metano y objetos con superficies dominadas por hielo de agua.
En general, el hielo de metano se observa en los OCK más grandes, como ser Eris, Plutón, 2005FY
9, Sedna y Tritón (si es que contamos a Tritón como un OCK capturado). En particular, Plutón y Eris, que son los OCK más grandes, están clasificados como Planetas Enanos, y junto con Charón son los más
estudiados.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 20 / 37
Composición Inferida por Espectroscopía
Debido a la lejanía y debilidad, los OCK son difíciles de observar. Sin embargo, la espectroscopía da la posibilidad de estudiar en
profundidad a estos objetos. En particular, observar la composición de los OCK sirve para luego contrastar dichas observaciones con modelos de la estructura interna.
Para el CK se pueden distinguir básicamente objetos con superficies dominadas por hielo de metano y objetos con superficies dominadas por hielo de agua.
En general, el hielo de metano se observa en los OCK más grandes, como ser Eris, Plutón, 2005FY
9, Sedna y Tritón (si es que contamos a Tritón como un OCK capturado). En particular, Plutón y Eris, que son los OCK más grandes, están clasificados como Planetas Enanos, y junto con Charón son los más
estudiados.
Composición Inferida por Espectroscopía
Tanto Plutón como Tritón tienen superficies dominadas
espectralmente por metano, pero físicamente están dominadas por N
2sólido que es difícil de detectar. También se detecta hielo de CO en ambos, hielo de CO
2sólo en Tritón y hielo de etano en Tritón y posiblemente en Plutón.
De acuerdo a estos resultados, no es ilógico esperar que los demás objetos grandes del CK (Eris, 2005Y
9, Sedna) también contengan hielo de N
2. Sin embargo, el hielo de N
2sólo fue detectado en Sedna.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 21 / 37
Composición Inferida por Espectroscopía
Tanto Plutón como Tritón tienen superficies dominadas
espectralmente por metano, pero físicamente están dominadas por N
2sólido que es difícil de detectar. También se detecta hielo de CO en ambos, hielo de CO
2sólo en Tritón y hielo de etano en Tritón y posiblemente en Plutón.
De acuerdo a estos resultados, no es ilógico esperar que los
demás objetos grandes del CK (Eris, 2005Y
9, Sedna) también
contengan hielo de N
2. Sin embargo, el hielo de N
2sólo fue
detectado en Sedna.
Composición Inferida por Espectroscopía
En contraste, la superficie de Charón está dominada, física y espectralmente, por hielo de agua, y además presenta hielo de amonio.
Las diferencias en los colores y composiciones de los OCK están atribuidas a variaciones en la evolución colisional y diferentes alteraciones en la superficies (radiación UV, bombardeo de partículas cargadas, etc.). Sin embargo, se encuentra que los OCK más grandes presentan superficies heladas y son más propicios a presentar actividad interna.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 22 / 37
Composición Inferida por Espectroscopía
En contraste, la superficie de Charón está dominada, física y espectralmente, por hielo de agua, y además presenta hielo de amonio.
Las diferencias en los colores y composiciones de los OCK están
atribuidas a variaciones en la evolución colisional y diferentes
alteraciones en la superficies (radiación UV, bombardeo de
partículas cargadas, etc.). Sin embargo, se encuentra que los
OCK más grandes presentan superficies heladas y son más
propicios a presentar actividad interna.
Intoducción
Hoy veremos:
Ambientes de formación de los OCK - ubicación y escalas de tiempo.
Composición química - Clave escencial para entender la evolución.
Composición inferida por Espectroscopía.
Estructura y Evolución Térmica.
Estructura interna y evolución de los más grandes OCK.
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Estructura y Evolución Térmica
Los OCK muestran parecidos y/o semejanzas a los asteroides y cometas. Y los estudios sobre evolución interna de estos objetos tienen directa relevancia en el entendimiento de los OCK.
En general, los OCK tienen tamaños que en promedio son mayores a los cometas, aunque esto se debe a un efecto de selección observacional.
Pero el tamaño, la composición y la ubicación de los OCK afectan directamente a su estructura y su evolución térmica.
Modelos de la Nebulosa Solar o de discos protoplanetarios alrededor
de estrellas de tipo solar, predicen temperaturas bajas (
100 K)para las zonas externas (transneptunianas), más allá de las 20 UA,
pero dichas temperaturas son mayores a los 20 - 30 K requeridos
para condensar las especies más volátiles como CO, N
2o CH
4.
Estructura y Evolución Térmica
Los OCK muestran parecidos y/o semejanzas a los asteroides y cometas. Y los estudios sobre evolución interna de estos objetos tienen directa relevancia en el entendimiento de los OCK.
En general, los OCK tienen tamaños que en promedio son mayores a los cometas, aunque esto se debe a un efecto de selección observacional.
Pero el tamaño, la composición y la ubicación de los OCK afectan directamente a su estructura y su evolución térmica.
Modelos de la Nebulosa Solar o de discos protoplanetarios alrededor de estrellas de tipo solar, predicen temperaturas bajas (
100 K)para las zonas externas (transneptunianas), más allá de las 20 UA, pero dichas temperaturas son mayores a los 20 - 30 K requeridos para condensar las especies más volátiles como CO, N
2o CH
4.
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Estructura y Evolución Térmica
Los OCK muestran parecidos y/o semejanzas a los asteroides y cometas. Y los estudios sobre evolución interna de estos objetos tienen directa relevancia en el entendimiento de los OCK.
En general, los OCK tienen tamaños que en promedio son mayores a los cometas, aunque esto se debe a un efecto de selección observacional.
Pero el tamaño, la composición y la ubicación de los OCK afectan directamente a su estructura y su evolución térmica.
Modelos de la Nebulosa Solar o de discos protoplanetarios alrededor
de estrellas de tipo solar, predicen temperaturas bajas (
100 K)para las zonas externas (transneptunianas), más allá de las 20 UA,
pero dichas temperaturas son mayores a los 20 - 30 K requeridos
para condensar las especies más volátiles como CO, N
2o CH
4.
Estructura y Evolución Térmica
Los OCK muestran parecidos y/o semejanzas a los asteroides y cometas. Y los estudios sobre evolución interna de estos objetos tienen directa relevancia en el entendimiento de los OCK.
En general, los OCK tienen tamaños que en promedio son mayores a los cometas, aunque esto se debe a un efecto de selección observacional.
Pero el tamaño, la composición y la ubicación de los OCK afectan directamente a su estructura y su evolución térmica.
Modelos de la Nebulosa Solar o de discos protoplanetarios alrededor de estrellas de tipo solar, predicen temperaturas bajas (
100 K)para las zonas externas (transneptunianas), más allá de las 20 UA, pero dichas temperaturas son mayores a los 20 - 30 K requeridos para condensar las especies más volátiles como CO, N
2o CH
4.
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Estructura y Evolución Térmica
Y son lo suficientemente bajas como para que el hielo de agua sea amorfo y para que especies volátiles como CO
2, HCN o NH
3, condensen. El hielo amorfo de agua puede atrapar especies volátiles y luego liberarlas por cristalización.
Hielo Amorfo de Agua:
Es una forma sólida amorfa de agua, lo que significa que se compone de moléculas de agua que están dispuestas al azar. El hielo común, es un material cristalino, donde los átomos están dispuestos regularmente en una red, mientras que hielo amorfo se distingue por la falta de orden en su disposición atómica. Se
produce ya sea por enfriamiento rápido de agua líquida (por lo que
las moléculas no tienen tiempo suficiente para formar una red
cristalina) o mediante la compresión de hielo ordinario a bajas
temperaturas.
Estructura y Evolución Térmica
Los indicios que se tienen de que el hielo de agua es amorfo en los OCK proviene de la hipótesis de que los cometas de la familia de Júpiter se forman en el CK y por las observaciones de especies volátiles en sus comas.
Entonces es razonable asumir que la composición inicial de los OCK incluye
“polvo” (rocas + material carbonaceo) y gas de hielo amorfo de agua, mezclado posiblemente con otros hielos volátiles.
Al igual que en asteroides y otros objetos sólidos del sistema solar, el polvo incluirá especies radiactivas, y sus abundancias relativas se supone deben ser similares a las encontradas en meteoritos condríticos.
Finalmente, esta composición nos lleva a analizar las 3 fuentes de energía interna que tienen los OCK, las cuales se separan en 3 clases:
energía radiogénica,
calor liberado debido a la cristalización
calor latente debido a la transición de fase de varios volátiles.
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Estructura y Evolución Térmica
Los indicios que se tienen de que el hielo de agua es amorfo en los OCK proviene de la hipótesis de que los cometas de la familia de Júpiter se forman en el CK y por las observaciones de especies volátiles en sus comas.
Entonces es razonable asumir que la composición inicial de los OCK incluye
“polvo” (rocas + material carbonaceo) y gas de hielo amorfo de agua, mezclado posiblemente con otros hielos volátiles.
Al igual que en asteroides y otros objetos sólidos del sistema solar, el polvo incluirá especies radiactivas, y sus abundancias relativas se supone deben ser similares a las encontradas en meteoritos condríticos.
Finalmente, esta composición nos lleva a analizar las 3 fuentes de energía interna que tienen los OCK, las cuales se separan en 3 clases:
energía radiogénica,
calor liberado debido a la cristalización
calor latente debido a la transición de fase de varios volátiles.
Estructura y Evolución Térmica
Los indicios que se tienen de que el hielo de agua es amorfo en los OCK proviene de la hipótesis de que los cometas de la familia de Júpiter se forman en el CK y por las observaciones de especies volátiles en sus comas.
Entonces es razonable asumir que la composición inicial de los OCK incluye
“polvo” (rocas + material carbonaceo) y gas de hielo amorfo de agua, mezclado posiblemente con otros hielos volátiles.
Al igual que en asteroides y otros objetos sólidos del sistema solar, el polvo incluirá especies radiactivas, y sus abundancias relativas se supone deben ser similares a las encontradas en meteoritos condríticos.
Finalmente, esta composición nos lleva a analizar las 3 fuentes de energía interna que tienen los OCK, las cuales se separan en 3 clases:
energía radiogénica,
calor liberado debido a la cristalización
calor latente debido a la transición de fase de varios volátiles.
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Estructura y Evolución Térmica
Los indicios que se tienen de que el hielo de agua es amorfo en los OCK proviene de la hipótesis de que los cometas de la familia de Júpiter se forman en el CK y por las observaciones de especies volátiles en sus comas.
Entonces es razonable asumir que la composición inicial de los OCK incluye
“polvo” (rocas + material carbonaceo) y gas de hielo amorfo de agua, mezclado posiblemente con otros hielos volátiles.
Al igual que en asteroides y otros objetos sólidos del sistema solar, el polvo incluirá especies radiactivas, y sus abundancias relativas se supone deben ser similares a las encontradas en meteoritos condríticos.
Finalmente, esta composición nos lleva a analizar las 3 fuentes de energía interna que tienen los OCK, las cuales se separan en 3 clases:
energía radiogénica,
calor liberado debido a la cristalización
Estructura y Evolución Térmica
El primer tipo de energía tiene que ver con el decaimiento de elementos. La evolución primordial de los OCK se debió principalmente al decaimiento del
26Al, mientras que la posterior evolución se debió principalmente a los decaimientos del U, Th y40K.
Tanto la energía radiogénica como el calor liberado por cristalización, son procesos irreversibles y por ende son fuentes de calor. Sin embargo, el calor latente puede ser tanto absorbido como liberado, y si los gases pueden fluir por el medio poroso, puede ocurrir que este calor sea absorbido en algunas partes, y liberado en otras, dando lugar así a un transporte de energía.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 27 / 37
Estructura y Evolución Térmica
El primer tipo de energía tiene que ver con el decaimiento de elementos. La evolución primordial de los OCK se debió principalmente al decaimiento del
26Al, mientras que la posterior evolución se debió principalmente a los decaimientos del U, Th y40K.
Tanto la energía radiogénica como el calor liberado por cristalización, son procesos irreversibles y por ende son fuentes de calor. Sin embargo, el calor latente puede ser tanto absorbido como liberado, y si los gases pueden fluir por el medio poroso, puede ocurrir que este calor sea absorbido en algunas partes, y liberado en otras, dando lugar así a un transporte de energía.
Estructura y Evolución Térmica
El estudio de estos procesos térmicos da indicios de cómo es el interior de un OCK y muchos de estos efectos se han estudiado y modelado
numéricamente.
Las simulaciones de la evolución de los OCK son muy costosas debido a la interacción que se dá entre los distintos procesos térmicos antes
mencionados, que interfieren uno con el otro.
Por lo tanto hasta la fecha, los modelos se han concentrado en alguno de los aspectos de la evolucién y han dejado de lado los demás, no
teniéndolos en cuenta o simplificándolos.
Básicamente, la manera de describir el interior de un OCK consiste en resolver simultáneamente las ecuaciones de conservación de la masa y de la energía para todos los elementos considerados del OCK, asumiendo que son cuerpos esféricos.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 28 / 37
Estructura y Evolución Térmica
El estudio de estos procesos térmicos da indicios de cómo es el interior de un OCK y muchos de estos efectos se han estudiado y modelado
numéricamente.
Las simulaciones de la evolución de los OCK son muy costosas debido a la interacción que se dá entre los distintos procesos térmicos antes
mencionados, que interfieren uno con el otro.
Por lo tanto hasta la fecha, los modelos se han concentrado en alguno de los aspectos de la evolucién y han dejado de lado los demás, no
teniéndolos en cuenta o simplificándolos.
Básicamente, la manera de describir el interior de un OCK consiste en resolver simultáneamente las ecuaciones de conservación de la masa y de la energía para todos los elementos considerados del OCK, asumiendo que son cuerpos esféricos.
Estructura y Evolución Térmica
El estudio de estos procesos térmicos da indicios de cómo es el interior de un OCK y muchos de estos efectos se han estudiado y modelado
numéricamente.
Las simulaciones de la evolución de los OCK son muy costosas debido a la interacción que se dá entre los distintos procesos térmicos antes
mencionados, que interfieren uno con el otro.
Por lo tanto hasta la fecha, los modelos se han concentrado en alguno de los aspectos de la evolucién y han dejado de lado los demás, no
teniéndolos en cuenta o simplificándolos.
Básicamente, la manera de describir el interior de un OCK consiste en resolver simultáneamente las ecuaciones de conservación de la masa y de la energía para todos los elementos considerados del OCK, asumiendo que son cuerpos esféricos.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 28 / 37
Estructura y Evolución Térmica
El estudio de estos procesos térmicos da indicios de cómo es el interior de un OCK y muchos de estos efectos se han estudiado y modelado
numéricamente.
Las simulaciones de la evolución de los OCK son muy costosas debido a la interacción que se dá entre los distintos procesos térmicos antes
mencionados, que interfieren uno con el otro.
Por lo tanto hasta la fecha, los modelos se han concentrado en alguno de los aspectos de la evolucién y han dejado de lado los demás, no
teniéndolos en cuenta o simplificándolos.
Básicamente, la manera de describir el interior de un OCK consiste en resolver simultáneamente las ecuaciones de conservación de la masa y de la energía para todos los elementos considerados del OCK, asumiendo que son cuerpos esféricos.
Algunas Conclusiones Generales sobre los Modelos
Los resultados sirven para observar una tendencia evolutiva, pero deben considerarse más bien como resultados cualitativos que cuantitativos.
Se cree que todos los OCK han alcanzado altas temperaturas en sus interiores.
Los modelos sugieren que los OCK probablemente perdieron hielos de los elementos más volátiles durante las primeras etapas de su evolución, mientras que hielos de elementos menos volátiles deben haber sido retenidos en capas menos alteradas de la subsuperficie.
Inicialmente el hielo amorfo de agua pudo haberse cristalizado en el interior, liberando volátiles atrapados en él, y algunos objetos pudieron haber perdido parte de estos volátiles.
Generalmente, las capas más externas son mucho menos afectadas por la evolución interna que la parte interna, la cual, en ausencia de otros efectos (como por ejemplo lo son las colisiones) predicen una composición estratificada.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 29 / 37
Algunas Conclusiones Generales sobre los Modelos
Los resultados sirven para observar una tendencia evolutiva, pero deben considerarse más bien como resultados cualitativos que cuantitativos.
Se cree que todos los OCK han alcanzado altas temperaturas en sus interiores.
Los modelos sugieren que los OCK probablemente perdieron hielos de los elementos más volátiles durante las primeras etapas de su evolución, mientras que hielos de elementos menos volátiles deben haber sido retenidos en capas menos alteradas de la subsuperficie.
Inicialmente el hielo amorfo de agua pudo haberse cristalizado en el interior, liberando volátiles atrapados en él, y algunos objetos pudieron haber perdido parte de estos volátiles.
Generalmente, las capas más externas son mucho menos afectadas por la evolución interna que la parte interna, la cual, en ausencia de
Algunas Conclusiones Generales sobre los Modelos
Los resultados sirven para observar una tendencia evolutiva, pero deben considerarse más bien como resultados cualitativos que cuantitativos.
Se cree que todos los OCK han alcanzado altas temperaturas en sus interiores.
Los modelos sugieren que los OCK probablemente perdieron hielos de los elementos más volátiles durante las primeras etapas de su evolución, mientras que hielos de elementos menos volátiles deben haber sido retenidos en capas menos alteradas de la subsuperficie.
Inicialmente el hielo amorfo de agua pudo haberse cristalizado en el interior, liberando volátiles atrapados en él, y algunos objetos pudieron haber perdido parte de estos volátiles.
Generalmente, las capas más externas son mucho menos afectadas por la evolución interna que la parte interna, la cual, en ausencia de otros efectos (como por ejemplo lo son las colisiones) predicen una composición estratificada.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 29 / 37
Algunas Conclusiones Generales sobre los Modelos
Los resultados sirven para observar una tendencia evolutiva, pero deben considerarse más bien como resultados cualitativos que cuantitativos.
Se cree que todos los OCK han alcanzado altas temperaturas en sus interiores.
Los modelos sugieren que los OCK probablemente perdieron hielos de los elementos más volátiles durante las primeras etapas de su evolución, mientras que hielos de elementos menos volátiles deben haber sido retenidos en capas menos alteradas de la subsuperficie.
Inicialmente el hielo amorfo de agua pudo haberse cristalizado en el interior, liberando volátiles atrapados en él, y algunos objetos pudieron haber perdido parte de estos volátiles.
Generalmente, las capas más externas son mucho menos afectadas por la evolución interna que la parte interna, la cual, en ausencia de
Algunas Conclusiones Generales sobre los Modelos
Los resultados sirven para observar una tendencia evolutiva, pero deben considerarse más bien como resultados cualitativos que cuantitativos.
Se cree que todos los OCK han alcanzado altas temperaturas en sus interiores.
Los modelos sugieren que los OCK probablemente perdieron hielos de los elementos más volátiles durante las primeras etapas de su evolución, mientras que hielos de elementos menos volátiles deben haber sido retenidos en capas menos alteradas de la subsuperficie.
Inicialmente el hielo amorfo de agua pudo haberse cristalizado en el interior, liberando volátiles atrapados en él, y algunos objetos pudieron haber perdido parte de estos volátiles.
Generalmente, las capas más externas son mucho menos afectadas por la evolución interna que la parte interna, la cual, en ausencia de otros efectos (como por ejemplo lo son las colisiones) predicen una composición estratificada.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 29 / 37
Intoducción
Hoy veremos:
Ambientes de formación de los OCK - ubicación y escalas de tiempo.
Composición química - Clave escencial para entender la evolución.
Composición inferida por Espectroscopía.
Estructura y Evolución Térmica.
Estructura interna y evolución de los más grandes OCK.
Estructura de los Planetas Enanos
Para los objetos más grandes del CK (R¦500 km) los modelos predicen estructuras internas diferenciadas: núcleos rocosos, mantos de hielo, costrasricas en volátiles y hielos y hasta la presencia de océanos.
Hussmann et al. (2006), muestra en su trabajo diferentes posibles configuraciones internas de océanos de amoníaco para los OCK más grandes en la época actual. Se muestra que en general, la preservación de dichos océanos se ve posibilitada por la depresión del punto de congelación del amoníaco cuando hay convección de estado sólido en la capa de hielo.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 31 / 37
Estructura de los Planetas Enanos
Para los objetos más grandes del CK (R¦500 km) los modelos predicen estructuras internas diferenciadas: núcleos rocosos, mantos de hielo, costrasricas en volátiles y hielos y hasta la presencia de océanos.
Hussmann et al. (2006), muestra en su trabajo diferentes posibles configuraciones internas de océanos de amoníaco para los OCK más grandes en la época actual. Se muestra que en general, la preservación de dichos océanos se ve posibilitada por la depresión del punto de congelación del amoníaco cuando hay convección de estado sólido en la capa de hielo.
Estructura de los Planetas Enanos
Para los objetos más grandes del CK (R¦500 km) los modelos predicen estructuras internas diferenciadas: núcleos rocosos, mantos de hielo, costrasricas en volátiles y hielos y hasta la presencia de océanos.
Hussmann et al. (2006), muestra en su trabajo diferentes posibles configuraciones internas de océanos de amoníaco para los OCK más grandes en la época actual. Se muestra que en general, la preservación de dichos océanos se ve posibilitada por la depresión del punto de congelación del amoníaco cuando hay convección de estado sólido en la capa de hielo.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 31 / 37
Estructura de los Planetas Enanos
En el trabajo de Hussmann los modelos están claramente simplificados, pero el parámetro clave es el contenido de amoníaco.
Para todos salvo para Sedna, la abundancia inicial de amoníaco es de 0.05 respecto al agua. Pero ... recordando lo que vimos al principio ...
... esta cantidad es mucho mayor a la cantidad esperada de amoníaco en OCK (∼ 0.01), por lo tanto no son modelos realistas teniendo en cuenta estas observaciones.
Estructura de los Planetas Enanos
En el trabajo de Hussmann los modelos están claramente simplificados, pero el parámetro clave es el contenido de amoníaco.
Para todos salvo para Sedna, la abundancia inicial de amoníaco es de 0.05 respecto al agua. Pero ... recordando lo que vimos al principio ...
... esta cantidad es mucho mayor a la cantidad esperada de amoníaco en OCK (∼ 0.01), por lo tanto no son modelos realistas teniendo en cuenta estas observaciones.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 32 / 37
Estructura de los Planetas Enanos
En el trabajo de Hussmann los modelos están claramente simplificados, pero el parámetro clave es el contenido de amoníaco.
Para todos salvo para Sedna, la abundancia inicial de amoníaco es de 0.05 respecto al agua. Pero ... recordando lo que vimos al principio ...
... esta cantidad es mucho mayor a la cantidad esperada de amoníaco en OCK (∼ 0.01), por lo tanto no son modelos realistas teniendo en cuenta estas observaciones.
Estructura de los Planetas Enanos
Se cree que en los comienzos de nuestro Sistema Solar:
El calor que fluía en el interior de los grandes OCK era mayor que el actual, y que, por lo tanto, las capas de hielo flotantes (sobre los océanos) eran más delgadas que en la figura anterior, o tenían el mismo espesor, pero con regiones convectivas más chicas, dependiendo de la viscosidad del hielo y de la temperatura de los océanos.
Con el tiempo, el calor radiogénico decayó y y los océanos y subcapas se enfriaron muy rápidamente.
Por lo tanto, los perfiles de temperatura que se establecen implican capas de hielo y de océanos más delgadas a las actuales.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 33 / 37
Estructura de los Planetas Enanos
Se cree que en los comienzos de nuestro Sistema Solar:
El calor que fluía en el interior de los grandes OCK era mayor que el actual, y que, por lo tanto, las capas de hielo flotantes (sobre los océanos) eran más delgadas que en la figura anterior, o tenían el mismo espesor, pero con regiones convectivas más chicas, dependiendo de la viscosidad del hielo y de la temperatura de los océanos.
Con el tiempo, el calor radiogénico decayó y y los océanos y subcapas se enfriaron muy rápidamente.
Por lo tanto, los perfiles de temperatura que se establecen implican capas de hielo y de océanos más delgadas a las actuales.
Estructura de los Planetas Enanos
Se cree que en los comienzos de nuestro Sistema Solar:
El calor que fluía en el interior de los grandes OCK era mayor que el actual, y que, por lo tanto, las capas de hielo flotantes (sobre los océanos) eran más delgadas que en la figura anterior, o tenían el mismo espesor, pero con regiones convectivas más chicas, dependiendo de la viscosidad del hielo y de la temperatura de los océanos.
Con el tiempo, el calor radiogénico decayó y y los océanos y subcapas se enfriaron muy rápidamente.
Por lo tanto, los perfiles de temperatura que se establecen implican capas de hielo y de océanos más delgadas a las actuales.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 33 / 37
Estructura de los Planetas Enanos
Se cree que en los comienzos de nuestro Sistema Solar:
El calor que fluía en el interior de los grandes OCK era mayor que el actual, y que, por lo tanto, las capas de hielo flotantes (sobre los océanos) eran más delgadas que en la figura anterior, o tenían el mismo espesor, pero con regiones convectivas más chicas, dependiendo de la viscosidad del hielo y de la temperatura de los océanos.
Con el tiempo, el calor radiogénico decayó y y los océanos y subcapas se enfriaron muy rápidamente.
Por lo tanto, los perfiles de temperatura que se establecen implican capas de hielo y de océanos más delgadas a las actuales.
Estructura de los Planetas Enanos
Finalmente, se cree que:
Existencia de Océanos
Las capas de hielo de planetas enanos como Eris, Plutón y Tritón pudieron haber enfriado lo suficiente, hasta el punto de congelar, océanos formados por sales (sulfuros, etc) durante la historia del Sistema Solar. Sin embargo no es posible, debido a las
temperaturas que se requieren, haber alcanzado a congelar océanos de amoníaco o metanol. Por lo tanto, si las capas de hielo más profundas de estos mundos contienen amoníaco o metanol, casi con seguridad poseen océanos.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 34 / 37
Estructura de los Planetas Enanos
Con respecto a Charón:
Es la luna de Plutón y puede no ser oficialmente un planeta enano, sin embargo, al ser más grande que Ceres (aunque no más masivo) se lo considera como tal.
Es también el primer cuerpo sólido del sistema solar en el que se ha detectado hielo de amoníaco espectroscópicamente.
En la actualidad, su densidad ya es conocida, pero no se sabe con seguridad si presenta una estructura diferenciada.
Sin embargo, se cree que la energía debido al calor radiogénico
durante toda la historia del sistema solar ha sido suficiente
para dar lugar a la diferenciación en Charón, aunque en un
comienzo no lo haya sido.
Estructura de los Planetas Enanos
Con respecto a Charón:
Es la luna de Plutón y puede no ser oficialmente un planeta enano, sin embargo, al ser más grande que Ceres (aunque no más masivo) se lo considera como tal.
Es también el primer cuerpo sólido del sistema solar en el que se ha detectado hielo de amoníaco espectroscópicamente.
En la actualidad, su densidad ya es conocida, pero no se sabe con seguridad si presenta una estructura diferenciada.
Sin embargo, se cree que la energía debido al calor radiogénico durante toda la historia del sistema solar ha sido suficiente para dar lugar a la diferenciación en Charón, aunque en un comienzo no lo haya sido.
McKinnon, Prialnik, Stern & Coradini (FCAGLP) Clase I Junio 2013 35 / 37
