PlutinosEl Espacio TransneptunianoCurso 2013

Clases Dinmicas de la Regin Transneptuniana

Clases Dinmicas de la Regin TransneptunianaObjetos Clsicos(42 < a < 48 UA y e < 0.2)

Objetos ClsicosClases Dinmicas de la Regin Transneptuniana(42 < a < 48 UA y e < 0.2)Objetos del Disco Dispersado(30 < q < 39 UA y e > 0.2)q = 39 UAq = 30 UA

Clases Dinmicas de la Regin TransneptunianaObjetos ClsicosObjetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)(30 < q < 39 UA y e > 0.2)Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)q = 39 UAq = 30 UA

Clases Dinmicas de la Regin TransneptunianaObjetos ClsicosObjetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)(30 < q < 39 UA y e > 0.2)Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)Objetos Resonantesq = 39 UAq = 30 UA

Clases Dinmicas de la Regin TransneptunianaObjetos ClsicosObjetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)(30 < q < 39 UA y e > 0.2)Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)Objetos ResonantesPlutinos (e = 0.25, i = 17o)3:23:2q = 39 UAq = 30 UAPlutnPlutn

Clases Dinmicas de la Regin TransneptunianaObjetos ClsicosObjetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)(30 < q < 39 UA y e > 0.2)Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)Objetos Resonantes3:23:2Centauros(q < 30 UA)q = 39 UAq = 30 UAPlutnPlutnPlutinos (e = 0.25, i = 17o)

- Caractersticas Peculiares de la rbita de Plutn- Origen de la Poblacin Resonante de la Regin Transneptuniana.- Propiedades Orbitales de los Plutinos. Puntos de Discusin:

Capturas en Resonancia: 1- Captura en Resonancia y Migracin Orbital2- Por qu migran los planetas ?3- Qu ocurrin en nuestro Sistema Solar ?

Malhotra (1993) Nature, 365, 819

Malhotra (1993) Nature, 365, 819- Motivacin: Explicar las Peculiaridades de la rbita de Plutn.

Malhotra (1993) Nature, 365, 819- Motivacin: Explicar las Peculiaridades de la rbita de Plutn.

Las Perturbaciones Resonantes en el Movimiento Medio y la Excentricidad ejercidas por Neptuno sobre Plutn, trabajando dentro del marco del Problema Restringido de las Tres Cuerpos pueden ser escritas como. . . a partir de lo cualDe acuerdo con esta expresin, para excitar la Excentricidad de Plutn desde 0 a 0.25, se requiere que el Semieje Inicial de Neptuno al momento de producirse la Captura en la Resonancia 3:2 sea de ~ 25 UA.

Malhotra (1993) Nature, 365, 819- Motivacin: Explicar las Peculiaridades de la rbita de Plutn.- Malhotra integra numricamente la evolucin orbital de los cuatro Planetas Jovianos y Plutn, considerando a este ltimo como una partcula de prueba sin masa.- Adopta un modelo simple para la variacin en el tiempo del semieje orbital de los planetas exteriores, de la forma

Los valores adoptados para Da son de 0, 1, 3 y 6 UA para Jpiter, Saturno, Urano y Neptuno, respectivamente. Adems, la escala de tiempo de migracin t es de 1.5 millones de aos.

Parmetros Orbitales Iniciales para las Partculas de Prueba: - Semiejes entre 32.5 y 33.5 UA. - Excentricidades entre 0 y 0.3. - Inclinaciones entre 0 y 10 grados. El Tiempo Total de Integracin es de 20 millones de aos.

Malhotra (1993) Nature, 365, 819

Malhotra (1993) Nature, 365, 819

Puntos de Discusin:

1- Migracin Radial de los Planetas Jovianos.2- Masas de los Planetas Jovianos.3- Cruce de Resonancias.4- Rol de las Colisiones Malhotra (1993) Nature, 365, 819

Malhotra (1995) AJ, 110, 420

Malhotra (1995) AJ, 110, 420- Motivacin: Analizar las Implicaciones de la Teora de Captura en Resonancia en el Sistema Solar ms all de Neptuno.

Malhotra (1995) AJ, 110, 420Parte I: Las simulaciones estn destinadas a determinar el estado actual de una poblacin primordial de objetos ms all de Neptuno en el Cinturn de Kuiper.

Parte II: Los experimentos numricos tienen como objetivo principal estudiar la formacin de rbitas similares a la de Plutn, capturadas en la resonancia 3:2 con Neptuno.- Motivacin: Analizar las Implicaciones de la Teora de Captura en Resonancia en el Sistema Solar ms all de Neptuno.

Malhotra (1995) AJ, 110, 420Parte I - Modelo Malhotra diagrama dos simulaciones numricas compuestas de 120 partculas de prueba con semiejes iniciales distribudos uniformemente en el rango de 28 a 52 UA. En la Simulacin 1, Malhotra propone un disco fino de partculas, con excentricidades e inclinaciones iniciales iguales a 0.01 y 0.6 grados, respectivamente. En la Simulacin 2, Malhotra propone un disco grueso de partculas, con excentricidades e inclinaciones iniciales iguales a 0.05 y 3 grados, respectivamente. La escala de tiempo de migracin orbital de los planetas adopta un valor de 2 millones de aos. En cada simulacin, el sistema es integrado por un perodo de 20 millones de aos.

Malhotra (1995) AJ, 110, 420- Al final de la integracin, las rbitas de los planetas son similares a las actuales.- No hay sobrevivientes con semiejes iniciales menores a 30 UA.- La tasa de sobrevivientes del disco grueso es levemente ms baja que la asociada al disco fino (85 .vs. 91 %).- Semiejes finales mayores a 36 UA.- Poblacin altamente concentrada en las resonancias 3:2 y 2:1.- Grandes excentricidades orbitales para la poblacin resonante (entre 0.1 y 0.3) (alcanzando distancias perihlicas de ~ 27 UA).

Parte I - Resultados

Malhotra (1995) AJ, 110, 420

Malhotra diagrama tres simulaciones numricas compuestas de 120 partculas de prueba con semiejes iniciales distribudos uniformemente en el rango de 29 a 35 UA, excentricidades de 0.01 e inclinaciones de 0.6 grados. La escala de tiempo de migracin orbital de los planetas es el parmetro que diferencia a cada una de estas simulaciones. Los valores adoptados por Malhotra son de 2, 4 y 10 millones de aos. En cada simulacin, el sistema es integrado por un perodo de 100 millones de aos. Parte II - Modelo

Malhotra (1995) AJ, 110, 420Parte II - Resultados Correlacin Alta Escala de Migracin Orbital, Baja Tasa de Sobrevivientes. No hay Correlacin con la Distribucin de Excentricidades. Correlacin Alta Escala de Migracin Orbital, Altas Inclinaciones.t = 2 Myr79 %t = 4 Myrt = 10 Myr68 %53 %

Modelo de Malhotra

Modelo de Malhotra Dos Cuestiones:

Modelo de Malhotra 1- Existe una baja probabilidada de obtener inclinaciones tan altas como la de Plutn.

2- Las poblaciones de objetos en las resonancias 3:2 y 2:1 muestran tamaos comparables.Dos Cuestiones:

Modelo de Malhotra 1- Existe una baja probabilidada de obtener inclinaciones tan altas como la de Plutn.

2- Las poblaciones de objetos en las resonancias 3:2 y 2:1 muestran tamaos comparables.Dos Cuestiones: Gomes (2000), AJ, 120, 2695 Chiang & Jordan (2002), AJ, 124, 3430

Gomes (2000) AJ, 120, 2695

Gomes (2000) AJ, 120, 2695- Motivacin: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitacin en la inclinacin durante la migracin orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy.

Gomes (2000) AJ, 120, 2695- Motivacin: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitacin en la inclinacin durante la migracin orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy.

Resonancia 3:2

Gomes (2000) AJ, 120, 2695- Motivacin: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitacin en la inclinacin durante la migracin orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy.

Resonancia 3:2Conmensurabilidad 1:1 entre la tasa de precesin de la longitud del perihelio de un objeto y la tasa de precesin media de la longitud del perihelio de Neptuno

Gomes (2000) AJ, 120, 2695- Motivacin: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitacin en la inclinacin durante la migracin orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy.

Resonancia 3:2Conmensurabilidad 1:1 entre la tasa de precesin de la longitud del nodo de un objeto y la tasa de precesin media de la longitud del nodo de Neptuno

Gomes (2000) AJ, 120, 2695- Motivacin: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitacin en la inclinacin durante la migracin orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy.

Resonancia 3:2Conmensurabilidad 1:1 entre la tasa de precesin de la longitud del nodo y la longitud del perihelio de un objeto.

Gomes (2000) AJ, 120, 2695- Motivacin: Investigar en detalle todos los procesos que pueden inducir una excitacin en la inclinacin durante la migracin orbital planetaria, y analizar de que manera ellos pueden explicar las inclinaciones orbitales de los Plutinos observadas hoy.

Resonancia 3:21- Gomes integra 1000 partculas de prueba sin masa bajo la accin de los cuatro planetas gigantes.2- Los Semiejes Iniciales de los Planetas Gigantes son 5.4, 8.7, 16.3 y 23.2 UA.3- Parmetros orbitales iniciales: - semiejes entre 30.5 y 36 UA. - excentricidades entre 0 y 0.02 - inclinaciones entre 0 y 1 grado.4- Adopta un modelo lineal para la migracin orbital planetaria. La escala de tiempo de migracin toma valores entre 20 y 100 millones de aos.

Gomes (2000) AJ, 120, 2695Plutinos RealesSimulacin 34.0 < ai < 36 UAx 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA

Gomes (2000) AJ, 120, 2695Plutinos RealesSimulacin 34.0 < ai < 36 UAx 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA

Gomes (2000) AJ, 120, 2695Plutinos RealesSimulacin 34.0 < ai < 36 UAx 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA

Gomes (2000) AJ, 120, 2695Plutinos RealesSimulacin 34.0 < ai < 36 UAx 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UAPAI/Ptotal = 0.22PAI/Ptotal = 0.35

Gomes (2000) AJ, 120, 2695Plutinos RealesSimulacin 34.0 < ai < 36 UAx 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UAPAI/Ptotal = 0.22PAI/Ptotal = 0.35

Gomes (2000) AJ, 120, 2695

Chiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430

Chiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430- Motivacin: Trabajando sobre las bases del Modelo de Captura en Resonancia propuesto por Malhotra (1993), Chiang & Jordan realizan simulaciones numricas con el objetivo de determinar la eficiencia de captura en las resonancias 3:2 y 2:1.

Chiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430- Motivacin: Trabajando sobre las bases del Modelo de Captura en Resonancia propuesto por Malhotra (1993), Chiang & Jordan realizan simulaciones numricas con el objetivo de determinar la eficiencia de captura en las resonancias 3:2 y 2:1.

Chiang & Jordan (2002) realizan dos simulaciones numricas: En la Simulacin 1, se sigue la evolucin orbital de 400 partculas con semiejes iniciales entre 31.4 y 38.5 UA, excentricidades entre 0 y 0.05 e inclinaciones entre 0 y 1.4 grados. El tiempo total de integracin es de 60 millones de aos. En la Simulacin 2, se sigue la evolucin orbital de 400 partculas con semiejes iniciales entre 37.7 y 46.8 UA, excentricidades entre 0 y 0.05 e inclinaciones entre 0 y 1.4 grados. El tiempo total de integracin es de 80 millones de aos. En cada una de estas simulaciones se testean tres valores diferentes para la escala de tiempo de migracin orbital de los planetas. Los valores adoptados son de 105, 106 y 107 aos.

Chiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430

Chiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430

ngulo ResonanteSolNeptunoPlutns = 2lN - 3l - wChiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430

ngulo ResonanteSolNeptunoPlutns = 2lN - 3l - wChiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430

ngulo ResonanteSolNeptunoPlutns = 2lN - 3l - wChiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430

Chiang & Jordan (2002) AJ, 124, 3430107 aos105 aos106 aos

Gomes (2003) Icarus, 161, 404

Gomes (2003) Icarus, 161, 404- Motivacin: Explicar el Origen de la Poblacin de Alta Inclinacin del Cinturn de Kuiper.

Gomes (2003) Icarus, 161, 404- Motivacin: Explicar el Origen de la Poblacin de Alta Inclinacin del Cinturn de Kuiper. Gomes desarrolla una secuencia de simulaciones numricas en las cuales estudia la evolucin orbital de los cuatro planetas jovianos interactuando con dos discos de planetesimales fros: - un disco interior masivo compuesto de 10000 objetos, con su lmite interno entre 14 y 18 UA, su lmite externo entre 26 y 28 UA, y una masa total de 43 a 50 masas terrestres. - un disco exterior mucho menos masivo, compuesto de 250 a 500 planetesimales, que comienza justo despus del disco interior y se extiende hasta las 50 UA. Semiejes iniciales de los planetas gigantes: - Jpiter: entre 5.4 y 5.45 UA. - Saturno: entre 8.6 y 8.7 UA. - Neptuno es colocado a 0.5 UA dentro del lmite interior del disco masivo. - Urano es posicionado a 1.5-2 UA dentro de la localizacin de Neptuno.

Gomes (2003) Icarus, 161, 404Plutinos RealesPlutinos Ficticios

Gomes (2003) Icarus, 161, 404Peixinho et al. (2004), Icarus, 170, 153Plutinos RealesPlutinos Ficticios

Gomes (2003) Icarus, 161, 404Peixinho et al. (2004), Icarus, 170, 153Plutinos RealesPlutinos Ficticios

Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459

Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459- Motivacin: Diagramar un Nuevo Escenario a partir del cual puedan ser explicadas las Caractersticas Orbitales de los Planetas Gigantes y las Poblaciones de Pequeos Cuerpos del Sistema Solar Exterior.

- Motivacin: Diagramar un Nuevo Escenario a partir del cual puedan ser explicadas las Caractersticas Orbitales de los Planetas Gigantes y las Poblaciones de Pequeos Cuerpos del Sistema Solar Exterior.

Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459Modelo de Niza

Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459Modelo de Niza El Sistema Solar es inicialmente compacto; los cuatro planetas gigantes se encuentran dentro de las 18 UA, con Saturno ms cercano a Jpiter que su mutua resonancia de movimientos medios 2:1, localizada a 8.65 UA. En adicin a los cuatro planetas gigantes, el modelo considera un disco de planetesimales masivo (de 30 a 50 masas terrestres) compuesto de 1000 a 5000 objetos. El lmite interior del disco se encuentra a 18 UA mientras que su lmite exterior se ubica ~ 34 UA. No se considera la interaccin entre los propios planetesimales.- Motivacin: Diagramar un Nuevo Escenario a partir del cual puedan ser explicadas las Caractersticas Orbitales de los Planetas Gigantes y las Poblaciones de Pequeos Cuerpos del Sistema Solar Exterior.

Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459- Motivacin: Diagramar un Nuevo Escenario a partir del cual puedan ser explicadas las Caractersticas Orbitales de los Planetas Gigantes y las Poblaciones de Pequeos Cuerpos del Sistema Solar Exterior.

Modelo de Niza

Levison et al. (2008) Icarus, 196, 258

Levison et al. (2008) Icarus, 196, 258- Motivacin: explicar el origen de la estructura orbital del Cinturn de Kuiper a partir del Modelo de Niza.

Gomes (2003) Icarus, 161, 404Peixinho et al. (2004), Icarus, 170, 153

Levison et al. (2008) Icarus, 196, 258- Motivacin: explicar el origen de la estructura orbital del Cinturn de Kuiper a partir del Modelo de Niza.

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