FRAGMENTACIóN DE FRAGMENTACIóN DE CERESCERES Y Y VESTAVESTAY UN CÓDIGO DE EVOLUCIÓN COLISIONALY UN CÓDIGO DE EVOLUCIÓN COLISIONAL

Lic. Patricio Salv. Zain Lic. Patricio Salv. Zain Dr. Gonzalo de ElíaDr. Gonzalo de Elía

Dra. Romina Di SistoDra. Romina Di SistoGrupo de Ciencias Planetarias de La PlataGrupo de Ciencias Planetarias de La Plata

(IALP - CONICET)(IALP - CONICET)

IX Taller de Ciencias PlanetariasIX Taller de Ciencias Planetarias

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasFacultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasUniversidad Nacional de La PlataUniversidad Nacional de La Plata

Febrero 2018Febrero 2018

MotivacionesCeres y Vesta son los miembros más grandes y masivos del Cinturón de Asteroides. Por lo que son fundamentales para construir un buen modelo de evolución colisional.

Ambos han sufrido impactos a lo largo de su historia, por lo que ambos habrían eyectado fragmentos hacia el cinturón.

Se ha detectado una familia de asteroides de Vesta, no de Ceres.

Sería de interés saber:

¿Por qué Ceres no tiene una familia de asteroides? Si eyectó fragmentos, ¿hacia donde escaparon? ¿Qué características tienen? ¿Cuántos hay?

Nuestro trabajo:

Un código de evolución colisional que contiene:

● Expresiones del BOULDER (Morbidelli et al. 2009)

● Métodos estocásticos y deterministas para calcular el número de impactos.

● Remoción dinámica por efecto Yarkovsky (Bottke 2005)

● Una métrica para determinar la calidad de una corrida

Y realizamos simulaciones de la evolución del Cinturón de Asteroides por 4.5 Gyr.

CODIGO BOULDERmorbidelli et al. (2009)

Basado en simulaciones hidrodinámicas de fragmentación de un cuerpo monolítico de 100 km de diámetro realizadas por Durda et al.(2007),

● Comparando la energía específica del impacto con QD (requerida para dispersar la mitad de la masa), discrimina entre impactos craterizantes y catastróficos

● Masa del Mayor Remanente:

– Si es craterizante

– Si es catastrófico

● Masa del Mayor Fragmento:

● Pendiente de la distribución acumulada de fragmentos:

Esquema DE LAS SIMULACIONES● Calculamos la distribución de fragmentos generada por cada posible colisión

● En un cierto paso de tiempo T:

1)Para cada impacto, calculamos:● El numero de impactos (determinista o estocástico)● Numero total de fragmentos producidos de un dado tamaño

2) Para cada diámetro, sumamos:1) El número total de cuerpos

2) La remoción dinámica por efecto Yarkovsky

3) Guardamos información sobre los proyectiles que impactan sobre Ceres o Vesta, y la generación de familias.

● Paso siguiente...y así por 4.5 Gyr● Resultado: N(D) final del Cinturón de Asteroides

condiciones inicialesHemos realizado simulaciones considerando 8 poblaciones iniciales, definidas por su pendiente incremental.

– Por encima de la observada (muchos cuerpos pequeños)

– Por debajo de la observada (pocos cuerpos pequeños)

Para todos los cuerpos del Cinturón, utilizamos la ley de Benz de fragmentación de cuerpos de basalto. (Benz & Asphaug 1999)

● Testeamos 2 leyes:

– Velocidad de impacto 5 km/s

– Velocidad de impacto 3 km/s

Restricción 1: test estadístico¿QUE TAN BIEN mi simulación REPRODUCE el cinturón de ASTEROIDES actual?

● Comparamos el N(D) de nuestra simulación con el N(D) de catálogo (Jedicke et al. 2002)

● Utilizamos una métrica (Bottke 2005).

● Si ψ2 > 20, simulación descartada

● Si ψ2 < 20, simulación guardada

Sobrevivientes

● Las poblaciones con pendientes incrementales 0.2, 0.8, 1 y 1.3 dieron los mejores ajustes con la población observada de asteroides.

– Consecuencia: Inicialmente hay pocos cuerpos pequeños. Los mismos son producidos de la fragmentación de cuerpos mayores.

● Ninguna simulación utilizando la ley de Benz con velocidad de impacto de 3 km/s dio un resultado favorable

Restricción 2: Familias

● Una buena simulación debería reproducir el número de familias conocidas en el Cinturón de Asteroides.

● Lo observado es (Bottke et al. 2005): ● 1: 390 km● 1: 310 km● 1: 246 km● 5: 195 km● 5: 155 km● 5: 123 km

Restricción 3: Impactos sobre Vesta

● Vesta tiene 2 grandes cráteres:

– Rheasilvia: 500 km de diámetro.

– Veneneia: 400 km de diámetro.

● Según de Elía & Di Sisto 2011, Rheasilvia habría sido producido por un proyectil del orden de 66 km.

Entonces, verificamos los proyectiles que impactaron sobre Vesta.

● Sencillo análisis, si existen:

– Proyectiles con D > 80 km, simulación descartada

– Proyectiles con Dmax < 60 km, simulación descartada

– 2 Proyectiles con 60 km < Dmax < 80 km. Simulación guardada.

Restriccion 4: Impactos sobre Ceres procesos geológicos en ceres

Las imágenes de la sonda Dawn muestran cráteres sobre la superficie de Ceres de hasta 280km.

Sin embargo, hay una notable escasez de cráteres mayores a 80 km.

Incompatible con modelos de evolución colisional

Marchi et al. (2016), Hiesinger et al. (2016) sugieren:

– Ocurren en Ceres procesos geológicos (aún desconocidos) que erosionan y borran los cráteres de la superficie.

– la existencia de posiblemente dos cuencas de cráteres de entre 600-800 km de diámetro.

RestricciÓn 4: Impactos sobre Ceres

Entonces buscamos qué proyectiles generarían un crater de 800 km

Según las leyes testeadas por Marchi et al. (2016), corresponde a proyectiles de 70-80 km.

Según de Elía & Di Sisto (2011) podría ser de hasta 100 km.

Impactores maximos

● Población 0.2: Ceres es siempre golpeado por un cuerpo de 400 km

● Poblaciones 0.8 y 1:

– Los proyectiles máximos sobre Ceres son entre 150 y 400 km

– Vesta es impactada por cuerpos mayores a 100 km

● Población 1.3:

– Ceres es impactado por cuerpos de 60-80 km

– Vesta es impactada por cuerpos de 60-70 km

Las corridas que mejor representarían el cinturón de

Asteroides serían las correspondientes a la pendiente 1.3

Generación de fragmentos d>10 km: grandes impactos

Los grandes impactos ocurren estocásticamente.

Con proyectiles de 60-80 km, los mayores fragmentos eyectados son de 15-25 km.

Estas colisiones pueden eyectar ~150 fragmentos > 10 km de Ceres y algunas decenas de Vesta.

Generación de fragmentos d<10 km: continuo

¿Conclusión?

● Ceres y Vesta, a lo largo de la historia del Sistema Solar, sufrieron:

– Eyección estocástica de fragmentos con D > 10 km, producto de los grandes impactos

– Eyección continua de fragmentos con D < 10 km. Producidos por impactores menores

● ¿Familia de Ceres? tópico fundamental a evaluar

¿Qué sigue?

● A corto plazo: (la semana que viene)– Realizar más corridas refinando:

● Poblaciones iniciales (explorar un entorno de la pendiente incremental 1.3)● Leyes de fragmentación (considerar hielo en Ceres)● Efecto Yarkovsky (en este trabajo usamos el modelo Bottke 2005)● Métricas incluyendo distribuciones de cráteres sobre Ceres y Vesta● ¿Sugerencias?

● A largo plazo:– Evolución orbital: Insertar los fragmentos de Ceres y Vesta en un código de N-cuerpos que incluya

Fuerzas de Radiación (Yarkovsky - YORP)– Intentar responder:

● ¿Cuál es el destino final de los fragmentos de Ceres y Vesta? Para todos sus rangos de tamaños● ¿Podrían algunos de esos fragmentos formar parte de los NEAs? ¿Qué porcentaje?● ¿Podrían haber impactado la Tierra u otro planeta a lo largo de su evolución? ¿Con qué tasa de

impactos?● Responder estas preguntas nos ayudaría a comprender más acerca de la historia del

Cinturón de Asteroides, del Sistema Solar, y posiblemente de nuestro propio planeta.

Muchas graciasMuchas graciasMuito obrigadoMuito obrigado

Thank you very muchThank you very muchMerci beaucoupMerci beaucoup

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どうもありがとうどうもありがとう