Plutinos

1
Plutinos
El Espacio Transneptuniano
Curso 2013
2
Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana
3
Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana
Objetos Clásicos
(42 lt a lt 48 UA y e lt 0.2)
4
Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana
q 30 UA
q 39 UA
Objetos Clásicos
(42 lt a lt 48 UA y e lt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado
(30 lt q lt 39 UA y e gt 0.2)
5
Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana
q 30 UA
q 39 UA
Objetos Clásicos
(42 lt a lt 48 UA y e lt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado
(30 lt q lt 39 UA y e gt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado Extendido
(q gt 39 UA y a gt 50)
6
Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana
q 30 UA
q 39 UA
Objetos Clásicos
(42 lt a lt 48 UA y e lt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado
(30 lt q lt 39 UA y e gt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado Extendido
(q gt 39 UA y a gt 50)
Objetos Resonantes
7
Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana
q 30 UA
32
q 39 UA
Objetos Clásicos
(42 lt a lt 48 UA y e lt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado
Plutón
(30 lt q lt 39 UA y e gt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado Extendido
(q gt 39 UA y a gt 50)
Objetos Resonantes
Plutinos (e 0.25, i 17o)
32
Plutón
8
Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana
q 30 UA
32
q 39 UA
Objetos Clásicos
(42 lt a lt 48 UA y e lt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado
Plutón
(30 lt q lt 39 UA y e gt 0.2)
Objetos del Disco Dispersado Extendido
(q gt 39 UA y a gt 50)
Objetos Resonantes
Plutinos (e 0.25, i 17o)
Centauros
(q lt 30 UA)
32
Plutón
9
Puntos de Discusión

- Características Peculiares de la órbita de
Plutón - Origen de la Población Resonante de la
Región Transneptuniana. - Propiedades Orbitales
de los Plutinos.

10
Capturas en Resonancia

1- Captura en Resonancia y Migración Orbital 2-
Por qué migran los planetas ? 3- Qué ocurrión en
nuestro Sistema Solar ?
11
Malhotra (1993) Nature, 365, 819
12
Malhotra (1993) Nature, 365, 819
- Motivación Explicar las Peculiaridades de la
Órbita de Plutón.
13
Malhotra (1993) Nature, 365, 819
- Motivación Explicar las Peculiaridades de la
Órbita de Plutón.
Las Perturbaciones Resonantes en el Movimiento
Medio y la Excentricidad ejercidas por Neptuno
sobre Plutón, trabajando dentro del marco del
Problema Restringido de las Tres Cuerpos pueden
ser escritas como
. . . a partir de lo cual
De acuerdo con esta expresión, para excitar la
Excentricidad de Plutón desde 0 a 0.25, se
requiere que el Semieje Inicial de Neptuno al
momento de producirse la Captura en la Resonancia
32 sea de 25 UA.
14
Malhotra (1993) Nature, 365, 819
- Motivación Explicar las Peculiaridades de la
Órbita de Plutón. - Malhotra integra
numéricamente la evolución orbital de los cuatro
Planetas Jovianos y Plutón, considerando a este
último como una partícula de prueba sin masa. -
Adopta un modelo simple para la variación 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 Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno,
  respectivamente. Además, la escala de tiempo de
  migración t es de 1.5 millones de años.

• Parámetros Orbitales Iniciales para las
  Partículas 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 Integración es de 20 millones
  de años.

15
Malhotra (1993) Nature, 365, 819
16
Malhotra (1993) Nature, 365, 819
17
Malhotra (1993) Nature, 365, 819
Puntos de Discusión 1- Migración Radial de los
Planetas Jovianos. 2- Masas de los Planetas
Jovianos. 3- Cruce de Resonancias. 4- Rol de las
Colisiones
18
Malhotra (1995) AJ, 110, 420
19
Malhotra (1995) AJ, 110, 420
- Motivación Analizar las Implicaciones de la
Teoría de Captura en Resonancia en el Sistema
Solar más allá de Neptuno.
20
Malhotra (1995) AJ, 110, 420
- Motivación Analizar las Implicaciones de la
Teoría de Captura en Resonancia en el Sistema
Solar más allá de Neptuno.
Parte I Las simulaciones están destinadas a
determinar el estado actual de una población
primordial de objetos más allá de Neptuno en el
Cinturón de Kuiper. Parte II Los experimentos
numéricos tienen como objetivo principal estudiar
la formación de órbitas similares a la de Plutón,
capturadas en la resonancia 32 con Neptuno.
21
Malhotra (1995) AJ, 110, 420

• Parte I - Modelo
• Malhotra diagrama dos simulaciones numéricas
  compuestas de 120 partículas de prueba con
  semiejes iniciales distribuídos uniformemente en
  el rango de 28 a 52 UA.
• En la Simulación 1, Malhotra propone un disco
  fino de partículas, con excentricidades e
  inclinaciones iniciales iguales a 0.01 y 0.6
  grados, respectivamente.
• En la Simulación 2, Malhotra propone un disco
  grueso de partículas, con excentricidades e
  inclinaciones iniciales iguales a 0.05 y 3
  grados, respectivamente.
• La escala de tiempo de migración orbital de los
  planetas adopta un valor de 2 millones de años.
• En cada simulación, el sistema es integrado por
  un período de 20 millones de años.

22
Malhotra (1995) AJ, 110, 420
Parte I - Resultados
- Al final de la integración, las órbitas 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 más baja que la asociada al
disco fino (85 .vs. 91 ). - Semiejes finales
mayores a 36 UA. - Población altamente
concentrada en las resonancias 32 y 21. -
Grandes excentricidades orbitales para la
población resonante (entre 0.1 y 0.3) (alcanzando
distancias perihélicas de 27 UA).
23
Malhotra (1995) AJ, 110, 420
Parte II - Modelo

• Malhotra diagrama tres simulaciones numéricas
  compuestas de 120 partículas de prueba con
  semiejes iniciales distribuídos uniformemente en
  el rango de 29 a 35 UA, excentricidades de 0.01 e
  inclinaciones de 0.6 grados.
• La escala de tiempo de migración orbital de los
  planetas es el parámetro que diferencia a cada
  una de estas simulaciones. Los valores adoptados
  por Malhotra son de 2, 4 y 10 millones de años.
• En cada simulación, el sistema es integrado por
  un período de 100 millones de años.

24
Malhotra (1995) AJ, 110, 420
Parte II - Resultados

• Correlación Alta Escala de Migración Orbital,
  Baja Tasa de Sobrevivientes.
• No hay Correlación con la Distribución de
  Excentricidades.
• Correlación Alta Escala de Migración Orbital,
  Altas Inclinaciones.

t 2 Myr
t 4 Myr
t 10 Myr
79
68
53
25
Modelo de Malhotra
26
Modelo de Malhotra
Dos Cuestiones
27
Modelo de Malhotra
Dos Cuestiones
1- Existe una baja probabilidada de obtener
inclinaciones tan altas como la de Plutón. 2-
Las poblaciones de objetos en las resonancias 32
y 21 muestran tamaños comparables.
28
Modelo de Malhotra
Dos Cuestiones
1- Existe una baja probabilidada de obtener
inclinaciones tan altas como la de Plutón. 2-
Las poblaciones de objetos en las resonancias 32
y 21 muestran tamaños comparables.
Gomes (2000), AJ, 120, 2695
Chiang Jordan (2002), AJ, 124, 3430
29
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
30
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
- Motivación Investigar en detalle todos los
procesos que pueden inducir una excitación en la
inclinación durante la migración orbital
planetaria, y analizar de que manera ellos pueden
explicar las inclinaciones orbitales de los
Plutinos observadas hoy.
31
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
- Motivación Investigar en detalle todos los
procesos que pueden inducir una excitación en la
inclinación durante la migración orbital
planetaria, y analizar de que manera ellos pueden
explicar las inclinaciones orbitales de los
Plutinos observadas hoy.
Resonancia 32
32
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
- Motivación Investigar en detalle todos los
procesos que pueden inducir una excitación en la
inclinación durante la migración orbital
planetaria, y analizar de que manera ellos pueden
explicar las inclinaciones orbitales de los
Plutinos observadas hoy.
Resonancia 32
Conmensurabilidad 11 entre la tasa de precesión
de la longitud del perihelio de un objeto y la
tasa de precesión media de la longitud del
perihelio de Neptuno
33
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
- Motivación Investigar en detalle todos los
procesos que pueden inducir una excitación en la
inclinación durante la migración orbital
planetaria, y analizar de que manera ellos pueden
explicar las inclinaciones orbitales de los
Plutinos observadas hoy.
Resonancia 32
Conmensurabilidad 11 entre la tasa de precesión
de la longitud del nodo de un objeto y la tasa de
precesión media de la longitud del nodo de
Neptuno
34
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
- Motivación Investigar en detalle todos los
procesos que pueden inducir una excitación en la
inclinación durante la migración orbital
planetaria, y analizar de que manera ellos pueden
explicar las inclinaciones orbitales de los
Plutinos observadas hoy.
Resonancia 32
Conmensurabilidad 11 entre la tasa de precesión
de la longitud del nodo y la longitud del
perihelio de un objeto.
35
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
- Motivación Investigar en detalle todos los
procesos que pueden inducir una excitación en la
inclinación durante la migración orbital
planetaria, y analizar de que manera ellos pueden
explicar las inclinaciones orbitales de los
Plutinos observadas hoy.
1- Gomes integra 1000 partículas de prueba sin
masa bajo la acción 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- Parámetros 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
migración orbital planetaria. La escala de tiempo
de migración toma valores entre 20 y 100 millones
de años.
Resonancia 32
36
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
Plutinos Reales
Simulación
x 30.5 lt ai lt 31 UA
31.0 lt ai lt 34 UA
34.0 lt ai lt 36 UA
37
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
Plutinos Reales
Simulación
x 30.5 lt ai lt 31 UA
31.0 lt ai lt 34 UA
34.0 lt ai lt 36 UA
38
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
Plutinos Reales
Simulación
x 30.5 lt ai lt 31 UA
31.0 lt ai lt 34 UA
34.0 lt ai lt 36 UA
39
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
Plutinos Reales
Simulación
PAI/Ptotal 0.22
PAI/Ptotal 0.35
x 30.5 lt ai lt 31 UA
31.0 lt ai lt 34 UA
34.0 lt ai lt 36 UA
40
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
Plutinos Reales
Simulación
PAI/Ptotal 0.22
PAI/Ptotal 0.35
x 30.5 lt ai lt 31 UA
31.0 lt ai lt 34 UA
34.0 lt ai lt 36 UA
41
Gomes (2000) AJ, 120, 2695
42
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
43
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
- Motivación Trabajando sobre las bases del
Modelo de Captura en Resonancia propuesto por
Malhotra (1993), Chiang Jordan realizan
simulaciones numéricas con el objetivo de
determinar la eficiencia de captura en las
resonancias 32 y 21.
44
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
- Motivación Trabajando sobre las bases del
Modelo de Captura en Resonancia propuesto por
Malhotra (1993), Chiang Jordan realizan
simulaciones numéricas con el objetivo de
determinar la eficiencia de captura en las
resonancias 32 y 21.

• Chiang Jordan (2002) realizan dos simulaciones
  numéricas
• En la Simulación 1, se sigue la evolución
  orbital de 400 partículas 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 integración es de 60 millones de
  años.
• En la Simulación 2, se sigue la evolución
  orbital de 400 partículas 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 integración es de 80 millones de
  años.
• En cada una de estas simulaciones se testean
  tres valores diferentes para la escala de tiempo
  de migración orbital de los planetas. Los valores
  adoptados son de 105, 106 y 107 años.

45
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
46
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
47
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
Ángulo Resonante
s 2lN - 3l - w
Sol
Plutón
Neptuno
48
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
Ángulo Resonante
s 2lN - 3l - w
Plutón
Sol
Neptuno
49
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
Ángulo Resonante
s 2lN - 3l - w
Plutón
Neptuno
Sol
50
Chiang Jordan (2002) AJ, 124, 3430
106 años
105 años
107 años
51
Gomes (2003) Icarus, 161, 404
52
Gomes (2003) Icarus, 161, 404
- Motivación Explicar el Origen de la Población
de Alta Inclinación del Cinturón de Kuiper.
53
Gomes (2003) Icarus, 161, 404

• - Motivación Explicar el Origen de la Población
  de Alta Inclinación del Cinturón de Kuiper.
• Gomes desarrolla una secuencia de simulaciones
  numéricas en las cuales estudia la evolución
  orbital de los cuatro planetas jovianos
  interactuando con dos discos de planetesimales
  fríos
• - un disco interior masivo compuesto de 10000
  objetos, con su límite interno entre 14 y 18
  UA, su límite 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 después del disco interior y se
  extiende hasta las 50 UA.
• Semiejes iniciales de los planetas gigantes
• - Júpiter entre 5.4 y 5.45 UA.
• - Saturno entre 8.6 y 8.7 UA.
• - Neptuno es colocado a 0.5 UA dentro del
  límite interior del disco masivo.
• - Urano es posicionado a 1.5-2 UA dentro de la
  localización de Neptuno.

54
Gomes (2003) Icarus, 161, 404
Plutinos Ficticios
Plutinos Reales
55
Gomes (2003) Icarus, 161, 404
Peixinho et al. (2004), Icarus, 170, 153
Plutinos Ficticios
Plutinos Reales
56
Gomes (2003) Icarus, 161, 404
Peixinho et al. (2004), Icarus, 170, 153
Plutinos Ficticios
Plutinos Reales
57
Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459
58
Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459
- Motivación Diagramar un Nuevo Escenario a
partir del cual puedan ser explicadas las
Características Orbitales de los Planetas
Gigantes y las Poblaciones de Pequeños Cuerpos
del Sistema Solar Exterior.
59
Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459
- Motivación Diagramar un Nuevo Escenario a
partir del cual puedan ser explicadas las
Características Orbitales de los Planetas
Gigantes y las Poblaciones de Pequeños Cuerpos
del Sistema Solar Exterior.
Modelo de Niza
60
Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459
- Motivación Diagramar un Nuevo Escenario a
partir del cual puedan ser explicadas las
Características Orbitales de los Planetas
Gigantes y las Poblaciones de Pequeños Cuerpos
del Sistema Solar Exterior.
Modelo de Niza

• El Sistema Solar es inicialmente compacto los
  cuatro planetas gigantes se encuentran dentro de
  las 18 UA, con Saturno más cercano a Júpiter que
  su mutua resonancia de movimientos medios 21,
  localizada a 8.65 UA.
• En adición 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 límite interior del disco
  se encuentra a 18 UA mientras que su límite
  exterior se ubica 34 UA.
• No se considera la interacción entre los propios
  planetesimales.

61
Tsiganis et al. (2005) Nature, 435, 459
- Motivación Diagramar un Nuevo Escenario a
partir del cual puedan ser explicadas las
Características Orbitales de los Planetas
Gigantes y las Poblaciones de Pequeños Cuerpos
del Sistema Solar Exterior.
Modelo de Niza
62
Levison et al. (2008) Icarus, 196, 258
63
Levison et al. (2008) Icarus, 196, 258
- Motivación explicar el origen de la estructura
orbital del Cinturón de Kuiper a partir del
Modelo de Niza.
64
Gomes (2003) Icarus, 161, 404
Peixinho et al. (2004), Icarus, 170, 153
65
Levison et al. (2008) Icarus, 196, 258
- Motivación explicar el origen de la estructura
orbital del Cinturón de Kuiper a partir del
Modelo de Niza.
Plutinos Reales
Plutinos Ficticios