el Disco Difuso - Carmenes

Disco disperso●Se extiende desde 55 UA hasta 5000 UA●Vida media dinámica de los cuerpos que lo forman:50Myr.● Solo alrededor del 1% sobrevive en órbitastransneptunianas en la edad del Sistema Solar.

Disco disperso: origenDudas sobre su origen:●Cuerpos que escaparon del cinturón de Kuiper:● Orbitan con perihelios menores de 35 UA y porinestabilidades asociadas a Neptuno son dispersadasSALVO los que están en movimientos resonantes con elplaneta.●Remanente de una estructura primordial 100 vecesmás masiva

Disco dispersoPoblaciones del Cinturón de Kuiper y disco disperso sonmás o menos iguales: el disco disperso no estaríasustentado por el cinturón de Kuiper→ Disco disperso como remanente

Disco disperso: cometasSe cree que los objetos del disco disperso dominan laproducción de los cometas de la familia de Júpiter frenteal Cinturón de Kuiper.En este caso, el cometa pasa de la dinámica de Neptunoa la dinámica de Júpiter y su tiempo de vida dinámica esde 10 5 yr.✗P/Encke: único cometa activo con órbita interior a la deJúpiter, la distancia al afelio es de 4.1UA (Júpiter: 5.2UA)→ los encuentros con Júpiter no son responsables de suposición actual

Disco disperso: objetosSe clasifican los objetos del disco en tres clases:dispersos, aisaldos y resonantes.

Disco disperso: objetos* Objetosos dispersos: 30 < q < 40 UA, a > 50 UASu evolución dinámica está influenciada pormovimientos resonantes que los protegen contraencuentros cercanos con el planeta resonante

Disco disperso: objetos* Objetos aislados: q > 40 UA a > 50 UANo han tenido encuentros con Neptuno → débilmenteacoplados al sistema planetarioSus tamaños de 200-300 km indican que se formaronmucho más cerca del Sol, donde la escala de tiempo deacreción era suficientemente corta. Esto implica que handebido ser transportados hasta sus posiciones actuales.Estos objetos pertenecen al disco disperso extendido.

Disco disperso: objetosEl scattering de estos objetos hacia el disco dispersopuede deberse a distintos mecanismos:➢ Caos difusivo:- Simulaciones numéricas- Las órbitas de algunos objetos del cinturón de Kuipercruzan la órbita de Neptuno en movimientosresonantes- Dinámica resonante caótica: 'a' permanece estable,'e' se modifica lentamente- Resonancias débiles: por encima de un valor críticoson dispersados hacia el disco disperso

Disco disperso: objetos➢ Embriones primordiales:- Existencia de embriones de m≈10M Tdispersadospor Neptuno que transitan el cinturón de Kuipercausando excitaciones dinámicas- Encuentros cercanos con los embriones perturbar elcinturón hacia distancias de perihelio de 50-100 UA➢Disco disperso fosilizado:- Existencia de un embrión masivo (¿Neptuno?) quecausa una perturbación dinámica extensa en pocotiempo- Objetos transneptunianos con perihelios>40 UA sefosilizaron- Estos fósiles no han evolucionado o lo han hechomuy lentamente

Disco disperso: objetos➢ Objeto de escala planetaria en el Cinturón de Kuiperlejano aún presente:➢- Interacción gravitacional que excitaría la distribuciónorbital del cinturón en el rango de distancias que cubrierasu órbita

Disco disperso: objetos* Objetos resonantes:Aproximadamente 1/3 están en resonancia con Neptuno.Evolución temporal determinada por fenómenos deresonancia (resonance sticking) muy comunes.Simulaciones numéricas: 22000 partículas en órbitas conNeptuno teniendo en cuenta perturbaciones de planetasgigantes y colisiones con los mismos:- Evolución dinámica caótica en si misma- Partículas dispersadas capturadas en 88 resonanciasdiferentes

Disco disperso: el papel de las resonanciasLas resonancias podrían mandar a los objetos a la regiónaislada.Estas capturas ocurren principalmente para objetos cona

Disco disperso: el papel de las resonanciasTiempo de vida atrapados en resonancias:34%, q

Disco disperso: el papel de las resonanciasTambién se observa que al aumentar el perihelio (elsemieje mayor) aumenta el tiempo que permanecen enuna resonancia:

Disco disperso: estados finalesTras los procesos de captura y dispersión puede ocurrirque los objetos del disco disperso:●Sean transportados hacia el Sistema Solar interno ydespués eyectados del sistema●Colisionen con un planeta●Ser transportados hacia la nube de Oort

Nube de Oort: descubrimientoSe pensaba que los cometas venían del espaciointerestelar atraídos por perturbaciones gravitatoras.- 1932, E. Öpik: cometas originados en una nube lejana- 1943, K. Edgeworth: reserva de cometas tras losplanetas- 1950, J. Oort: cometas formados fuera de su posiciónactual, y trasladados a una nube que envuelve elsistema solar

Nube de Oort: HipótesisOort estimó:Entre 5.000 y 150.000 AU del Sol10¹¹ cometas de tamaño observableMasa del orden de 1/10 ó 1/100 veces la terrestreForma esférica (los cometas isótropos venían detodas direcciones)Origen de cometas de largo periodo (LPCs, cometascon periodo > 200 años)Contradicción! número de cometas menor que elpredicho → evaporación de compuestos volátiles?destrucción de cometas por impactos? por fuerzas demarea?

Escala de distancias

Nube de Oort: origenMayoría de estrellas formadas en cúmulos: nuestrosistema solar se formó en un cúmulo abierto.Origen: disco protoplanetario formado alrededor del Sol,al igual que los planetas.Los objetos situados cerca de Júpiter y Saturno fueroneyectados gravitacionalmente; si su perihelio superaba laregión planetaria no volverían a sufrir scattering →forman la nube de Oort (masa máxima tras 800 Myrs)

Nube de Oort: simulacionesSimulaciones del escenario original mejoradas con losaños: encuentos con planetesimales, planetas gigantes,estrellas cercanas, efectos de marea...Modelos computacionales de Monte Carlo: mayorimportancia de colisiones en sus origenes que laestimada → masa de la nube mucho menor que lopensado! (50-100 masas terrestres expulsadas a lanube)

Nube de Oort: simulaciones1987 (Duncan et al.)Límite interior de 3000 AULey de potencias: r -3.5 → 5 veces más cometas en lanube interior (a < 20.000 AU) que en la nube exteriorLluvia de cometas generadas por paso de estrellacercana cada 100 Myrs; 20 veces mayor como máximo.Shoemaker & Wolfe:Nube más masiva: 85% cometas con a < 10.000 AU70% cometas con a < 5.000 AU(en Duncan era de 70% y 50%)

Nube de Oort: simulaciones

Nube de Oort: simulacionesMás recientes (2010):Masa < 1 Masa Tierra (0,14 M, con error de 0,10)Relación: a³ P = cteSemieje mayor mínimo para la nube

Nube de Oort: importanciaLos objetos de la nube poseen historia dinámica del Sol,de la influencia estelar y de efectos de marea en elcúmulo original.Hubble Space Telescope, Infrared Space Observatory...buscan pruebas de existencia de nubes alrededor deotras estrellas → prueba de existencia de planetas.

Nube de Oort: estructuraNube de Oort: 5.000 – 100.000 AU10¹² cometas de más de 1,3 km.Masa desconocida (0,14 – 5 M Tierra)Perturbación de objetos de la nube → cambio perihelio;si se sitúa en región planetaria, su evolución estárelacionada con el semieje mayor “a”.- Si a < 20.000 AU, migración lenta → acabaránencontrandose con Júpiter/Saturno → serán eyectados.- Si a > 20.000 AU, evolución más rápida → antes deser eyectados por gigantes pueden pasar a regiónplanetaria terrestre → cometas de largo periodo (LPCs)

Nube de Oort: estructuraNube exterior: a > 20.000 AU- Forma esférica (no es perfecta por marea galáctica)- Poco ligada gravitacionalmente (fín gravitación solar)Nube interior (o Nube de Hills): a < 20.000 AU- Forma toroidal- Más ligada gravitacionalmente- Más jóven que la nube exterior?

Nube de HillsHills (1981) propuso la idea de la nube interna.Contiene 5 veces más cometas que la nube externa (susobjetos eyectados pueden acabar en la región exterior,sustituyendo los que se alejan del sistema solar o seadentran en él).Hipotéticamente más pequeña pero más masiva que laregión exterior.Posible origen: formación en orígen sistema solar por“encuentro” entre sol y otra estrella cercana → más jóvenque la región exterior.

Población de objetos

Nube de Oort: objetos(composición)Gran mayoría formados por hielos, monóxido decarbono, metano, etano y ácido cianhídrico.H.E. Levison → También existen rocosos (2% – 3%).Análisis de isótopos de C y N no muestran apenasdiferencias entre cometas de nube de Oort y de Júpiter→ confirmación de origen común.

Nube de Oort: objetos (evidencias)Se requiere detectar LPCs fuera de la barreragravitacional de Júpiter y Saturno (q > 15 AU).No hay ninguno confirmado, pero sí hubo candidatos:- Sedna (detached object?)- 2000 CR105 (detached object?)- 2000 OO67 (detached object?)- 2008 KV42 (detached object?)La excentricidad de sus órbitas tiene como explicaciónmás probable la de su origen: interacción con unaestrella cercana en el cúmulo primario.

Nube de Oort: 2006 SQ372Descubierto en Sept. 2006 con imagenes de SDSS-II,junto con otros 49 objetos trans-Neptunianos.Actualmente el más probable es 2006 SQ372Órbita inestableq = 24,2 AU, a = 796 AU,, i = 19,46471º, e = 0,9696Magnitud aparente = 21,59, periodo orbital = 22466 añosRango superior de semieje: en disco difusoRango inferior de semieje: en nube de OortPuede ser de ambas regiones, pero estudios demuestranque es 16 veces más probable que pertenezca a la nube→ cometa de largo periodo más lejano descubierto!

Nube de Oort: 2006 SQ372Cualquier combinación de parámetros nos da mayorprobabilidad para la nube de Oort (desde 2,2 hasta 1.000veces más probable)Aunque se demuestre que pertenece a ella, necesitamosuna muestra superior de objetos para conocer más sobresu estructura → muestra futura disponible?

Nube de Oort: deformacionesFuerzas de marea dominan a altas distanciasPerturbaciones en la nube → cambio perihelio deobjetos: vuelven a entrar en región planetaria → origende los cometas observados (cuando van al Sol).90% de cometas expulsados lo hacen por mareas.

Nube de Oort: otras estrellasOtras estrellas pueden tener nubes de Oort→ posible “colisión” (1AU de espacio, habría pocascolisiones) de nubes con estrella cercana.→ posibles cometas eyectados al espacio interestelarque podrían llegar al sistema solar (fácilmenteidentificables por su alta velocidad pero inexistentes aún)

Ciclos de extinciónDeformación de la nube de Oort: origen probable deextinciones periódicas- Paso del Sol por el plano galáctico cada 20-25 Myr.- Discos mareales- Paso por brazos espirales: hipótesis Shiva(nubes moleculares, supernovas...)- Paso de vecina solar por la nube: hipótesis NémesisEn un futuro puede haber otras interacciones con lanube: paso cercano de estrellas:- Gliese 710 en 1,4 Myr → 50% más de cometas

Ciclos de extinción (Sepkoski)Gráfica de extinciones masivas mediante fósilesmarinos. Se observa perioricidad: 26 Myr.

Estrellas cercanas

Hipótesis NémesisR. A. Muller y M. Davis, 1984.Sol: estrella doble; enana roja alejada (2,5 años luz) quedeforma la nube cíclicamente → impactos de cometas.Contradicción: órbita inestable! → modificación de órbita:cometas lanzados de la nube de Oort → nube a menosdistancia que lo estimado! Lluvias más intensas!Aún así... búsqueda de la “estrella de la muerte”

Variaciones hipótesis NémesisD. Whitmire y J.J. Matese, 1985.Vecino: agujero negro poco masivo, periodo: 1.000 añosPerturbaciones mutuas entre planetas gigantes y PlanetaX → perturbación de la nube cada 26 Myr.Hipótesis descartada en 1989 mediante Voyageur 2:perturbaciones sobre planetas eran errores de cálculo.J.J. Matese, 2002:Vecino: planeta gigante muy distante.Problema: órbita muy lejana → órbita inestable →expulsada por pertubaciones de otras estrellas.

Variaciones hipótesis NémesisJ.J. Matesse, P. Whitmire, 2010 (database aumentada)Vecino: cuerpo de masa Joviana (Tyche, 1 – 4 M Júpiter)en la región más interna de la nube de Oort.Origen idea: 20% de cometas de nube externa conanomalía en su orientación hacia un arco bien definidodebido al débil impulso del cuerpo Joviano.Posible origen de cinturón de Kuiper y Sedna, pero no delluvia de cometas! → “hermana buena de Némesis”Problema: ausencia de aumento de población infrarroja

Referencias- Gladman, B. et al 2001 (astro-ph/0103435)- S. I. Ipatov, AIP Conf.Proc. 713: 277 – 280, 2004- Morbidelli, A. & Levison, H. F. 2004, AJ, 128, 2564- Morbidelli, A. 2005 (astro-ph/0512256)- Lykawka P. S., Mukai T., 2007b, Icarus, 192, 238- Kathryn Volk and Renu Malhotra 2008 ApJ 687 714- R. Gabryszewski, H. Rickman, 2010 (arXiv:1009.5264v1)- Oort, J.H., Bulletin of the Astronomical Institutes of theNerherlands, 1950, vol. XI, 408- Wiessman, P.R., 1996, ASPC..107..265W- Kaib, A. & Quinn, T. 2008 (arXiv:0707,4515v3)- Kaib, A., Becker. A.C. et al. 2009 (arXiv: 0901,1690v1)- Klacka, J., Kómar, L. et al. 2010 (arXiv: 1005,3414v1)- Matese, J.J. & Whitmire, D.P., 2010, Icarus (in press)

FIN