Clase-satélites Congelados
Anuncio
Satélites de los Planetas Exteriores Seminario de Grado: Astrobiología Zanardi Macarena A partir del 24 de Agosto del 2006 la IAU resuelve que nuestro Sistema Solar está compuesto por tres categorías: Planetas: i) Orbitan alrededor del Sol ii) Tienen forma aproximadamente esférica iii) Han barrido la vecindad de su órbita Planetas Enanos: i) Orbitan alrededor de Sol ii) Tienen forma aproximadamente esférica iii) No han barrido la vecindad de su órbita iv) No es un satélite Cuerpos Menores: Son todos los demás objetos ,excepto los satélites, que orbitan alrededor del Sol .. (asteroides,cometas,...) Satélites Introducción • La geoquímica de los satélites naturales del Sistema Solar exterior nos da información acerca de la formación de los planetas alrededor de los cuales ellos orbitan • Por otra parte, la geoquímica nos brinda información de la formación y naturaleza de los satélites en sí mismos, por ejemplo, a través de sus espectros, colores y albedos Introducción • Los satélites son estables en la región llamada esfera de Hill, en donde el movimiento del objeto está dominado por el planeta más que el por Sol. • Los satélites se dividen en dos clases según sus características orbitales y su origen. Ellas son: Regulares Irregulares Introducción • Satélites Regulares: • Satélites Irregulares: - Están más cerca del planeta - (cortos períodos) - Tienen órbitas casi circulares Están más lejos del planeta (períodos de 1 a 10 años) - Tienen órbitas excéntricas - Pueden orbitar en sentido directo o retrógrado - Tienen altas inclinaciones - Orbitan en sentido directo (igual que el planeta) - Tienen bajas inclinaciones, es decir, están cerca del ecuador del planeta - Se formaron alrededor de sus respectivos planetas en la acreción circumplanetaria - No se formaron alrededor de sus respectivos planetas, se cree que han sido capturados de su órbita heliocéntrica Satélites Regulares - Satélites Galileanos de Júpiter - Regulares Propiedades Físicas La mayor información acerca de la superficie de los satélites se obtiene a través de: •Análisis espectral de la luz del sol reflejada en su superficies •Albedo (es la fracción de luz reflejada respecto de incidente) Regulares Propiedades Físicas Los telescopios en base en tierra y los observatorios espaciales nos dan información acerca de la composición de la superficie. La misión Galileo (lanzada en 1989, llego a Júpiter en 1995) estudió las superficies de los satélites Galileanos, mientras que la misión Cassini (lanzada en 1997, llegó a Saturno en 2004) estudió las superficies de los satélites de Saturno La mayoría presentan un fuerte espectro de absorción debido al hielo de agua. Es la principal componente de la mayoría de los satélites. Sin embargo, los datos también nos indican que sus superficies son mezcla de hielo con silicatos. Satélites Galileanos Regulares Satélites Galileanos • Fueron descubiertos por Galileo en 1610 • Son los más fáciles de observar porque son los más próximos a la Tierra y por su gran tamaño (dos de ellos, Calisto y Ganimede tienen tamaños comparables a Mercurio, los otros dos, Io y Europa, son comparables a la Luna) • Este sistema de satélites presenta un cambio distintivo en la composición en función de la distancia a Júpiter. Mientras el contenido de hielo se incrementa desde adentro hacia afuera, la densidad, reflectividad y signos de actividad geológica muestran un decrecimiento importante Io IO Regulares • Io es el satélite más cercano a Júpiter • Es el único compuesto principalmente por material rocoso, no presenta evidencia de grandes cantidades de hielo de agua (es el más denso de los galileanos, con ~3.5 gr/cm3) • Datos gravitacionales y modelos sugieren que Io es diferencido, con un núcleo de hierro o sulfato de hierro y con una corteza y manto de silicio. • Es el más activo en el sistema solar, presentando una gran cantidad de actividad volcánica • No presenta una superficie craterizada ya que ésta ha sido borrada por grandes erupciones las cuales alcanzan alturas de 300 km y pueden durar por varios años Europa Regulares • Europa está formado principalmente de roca, aunque es considerado uno de los satélites helados de Júpiter debido a que sus capas más exteriores presentan hielo de agua. Su densidad es levemente inferior a la de Io con un valor de ~ 3 gr/cm3 • Datos gravitacionales sugieren que Europa es diferenciado, con un núcleo y un manto rodeados por una corteza rica en agua aproximadamente de 75 a 150 km • Diferentes partes de su superficie presentan gran similitud con los mares polares de la Tierra, llevando a la especulación de que un océano se ubica por debajo de la corteza de hielo. • Presenta muy pocos cráteres de impacto sobre su superficie lo cual indica que algún proceso ocurrió de manera que borró las evidencias colisionales (esta superficie es geológicamente jóven de ~200 Myr). Otra característica de la superficie es la presencia de grietas las cuales tienen algunos kilómetros de ancho y hasta mil kilómetros de extensión. El material enrojecido que se observa en estas grietas sugiere que las mismas sean depósitos del material eyectado en erupciones pasadas (no hay datos que muestren una actividad geológica reciente) Ganimede Regulares • Ganimede es el satélite más grande del sistema solar (~2600km de radio) • Los modelos sugieren que este satélite se ha diferenciado completamente en un manto rico en hierro y roca y un núcleo con una capa gruesa de hielo que lo rodea. • La superficie es geológicamente compleja ya que en ella coexisten dos tipos de terrenos bien diferentes : Un terreno viejo, obscuro y altamente craterizado que ha logrado sobrevivir entre otro más jóven y brillante • Los cráteres más viejos se muestran achatados debido al calentamiento de la corteza primitiva del satélite, por otro lado, los cráteres más jóvenes son tanto claros como obscuros indicando variaciones geológicas en la capa subsuperficial. • Ganimede parece haber cesado su actividad geológica. El gran número de impactos evidencia fuertemente ésto Calisto Regulares • Calisto es el último de los satélites galileanos • No hay evidencia convincente que asegure que sea diferenciado • Es el objeto del sistema solar mayormente craterizado, lo cual indica sus miles de millones de años sin actividad geológica • Una característica importante sobre la superficie es la presencia de anillos concéntricos que tienen su origen en los diferentes sitios de impactos, que se han formado cuando la corteza fue fracturada productos de la colisión. Estos anillos tienen una extensión de hasta 2000 km • Las regiones centrales de los cráteres son brillantes, quizás producto del hielo excavado por los impactos Satélites Regulares de Saturno Regulares Satélites Regulares de Saturno • Hasta la fecha, Saturno presenta 24 satélites regulares, siendo Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titán y Iapetus los más reconocidos. • La mayoría de estos satélites está constituído principalmente por hielo de agua y alguna componente menor de material rocoso. Con la excepción de Enceladus, cuya superficie parece ser de hielo puro, las superficies de esta lunas están hechas de hielo “sucio” con un incremento en la cantidad de material rocoso hacia sus centros. • Enceladus, Tethys y Dione muestran densidades de cráteres de impacto ampliamente variadas, lo cual indica que todos ellos han sido afectados significativamente por la actividad geológica. Enceladus Regulares • Enceladus tiene una densidad levemente superior a la del agua, siendo el menos denso de los satélites de Saturno, y por ende el que posee menos cantidad de material rocoso. • Su terreno muestra fuertes evidencias de una actividad geológica significativa: por ejemplo, su superficie débilmente craterizada sugiere que este satélite podría estar aun activo. Datos de la Cassini parecen confirmar esta actividad. • Existen regiones en donde hay moderadas y altas densidades de cráteres, lo que indica que las mismas han sido protegidas de la actividad geológica • Al igual que Io y Europa, este satélite sufre fuertes interacciones de mareas generadas por Saturno y los otros satélites cercanos Tethys Rhea Dione Iapetus Regulares • Iapetus, fuertemente craterizado en uno de sus hemisferios, está curiosamente cubierto por un material muy obscuro, cuya naturaleza y origen es aun incierto. • Espectralmente, el material obscuro se asemeja a algunos asteroides rojos de bajo albedo. Además, se cree que el mismo es similar a materiales ricos en moléculas de hidrocarbono producidos en experimentos de laboratorio, conocidos como tholins, los cuales son opacos y espectralmente rojos. • Las imágenes tomadas por la Voyager no tienen suficiente resolución para determinar una relación geológica entre el material obscuro y las regiones de hielo. Las propuestas que intentan explicar el origen de este material son: I- El mismo tiene origen en Phoebe (Satélite Irregular) y es barrido por Iapetus a lo largo de su órbita II- El material es generado por Iapetus desde su interior. III- El material tiene su origen en Iapetus pero se modifica por procesos de impacto. Titán Regulares • Titán es el satélite regular más grande de Saturno, y el segundo de mayor tamaño de todo el Sistema Solar. . . . El resto se lo dejamos a Santi . . . Satélites Regulares de Urano Regulares Satélites Regulares de Urano • Hasta la fecha, Urano presenta 15 satélites regulares, siendo Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón los más reconocidos. • Estos objetos son de hielo, pero son mucho más obscuros y más densos que los satélites de Saturno, puede que sea por tener superficies más sucias e interiores más rocosos. • Probablemente se trata de objetos diferenciados con una corteza de hielo y manto y núcleos rocosos. • Además de hielo de agua presenta amoniaco, metanos y otros componentes químicos. • Todos los grandes satélites parecen ser geológicamente inactivos, pero aún muestran signos de actividad pasada. Satélites regulares de Neptuno Regulares Satélites Regulares de Neptuno • Hasta la fecha, Neptuno tiene 6 satélites regulares conocidos • El satélites más reconocido es Tritón, del cual hablaremos más tarde, ya que es de naturaleza irregular. Satélites Irregulares - Phoebe, Satélite Irregular de Saturno - Irregulares Descubrimiento Irregulares Descubrimiento 1- Visual 2- Placas Fotográficas 3- Misiones Espaciales (Voyager) 4- CCD (Charge-Coupled Device) Irregulares Descubrimiento • Los primeros satélites irregulares descubiertos visualmente fueron Hiperion (de Saturno) y Triton (de Neptuno) entre 1846-1851 • A fines del siglo XIX con la aparición de las placas fotográficas nuevos objetos fueron descubiertos. El primero fue Phoebe (de Saturno) en 1898 por Pickering (mv=16.5), y 16 años más tarde Himalia, el más grande de los satélites irregulares de Júpiter (mv=14.6) • A mediados del 1990 con el uso de las cámaras de CCD se incrementó el número de satélites descubiertos (ya que este dispositivo es más sensible) Irregulares Número de Satélites Regulares e Irregulares descubiertos desde el siglo XIX Irregulares Satélites Irregulares de los Planetas Irregulares Propiedades Físicas Irregulares Propiedades Físicas 1- Albedos 2- Colores 3- Distribución de Tamaños Irregulares Propiedades Físicas Albedos - Los satélites irregulares más grandes de Júpiter tienen albedos muy bajos, de 0.04 a 0.05, los cuales son consistentes con asteroides tipo C, P y D del Cinturón Principal exterior y muy similares a los Troyanos jovianos. Recordemos que los asteroides tipo C se componen de carbono, mientras que los tipo D y P están constituidos por silicatos, material orgánico (carbono) y posiblemente hielo de agua en sus interiores. Datos de la Misión Cassini han derivado un albedo de ~ 0.05 para Himalia. -Por otra parte, Phoebe, satélite irregular de Saturno, presenta un albedo promedio de 0.08, mientras que Nereida, satélite irregular de Neptuno, tiene un albedo de 0.16, de acuerdo a los datos obtenidos por la Misión Voyager. Los valores del albedo asociados a Phoebe y Nereida presentan una mayor similitud a aquellos medidos sobre los más grandes objetos del Cinturón de Kuiper. Irregulares Propiedades Físicas Colores - Los colores de los satélites irregulares van desde neutros a moderadamente rojos. En efecto, la mayoría de los mismos no presenta los colores extremadamente rojos encontrados en los objetos del Cinturón de Kuiper. - Los satélites irregulares de Júpiter presentan colores muy similares a aquellos de los asteroides tipo C, P y D del Cinturón Principal exterior así como también a los Troyanos y Núcleos Cometarios. - Los satélites irregulares de Saturno son, en promedio, más rojos que aquellos de Júpiter, pero mucho menos que los objetos del Cinturón de Kuiper. - Los satélites irregulares de Urano muestran un amplio rango de colores, especialmente en V-R. - Hasta la fecha existe una evidencia observacional muy limitada para los satélites irregulares de Neptuno. Sin embargo, de acuerdo a lo observado, ninguno de los hasta hoy conocidos muestra los colores extremadamente rojos de los objetos del Cinturón de Kuiper. Irregulares Distribución de Colores de los Satélites Irregulares de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno comparada con aquellos de los Troyanos de Júpiter y Neptuno, Objetos del Cinturón de Kuiper, Centauros y Núcleos de Cometas Irregulares Propiedades Físicas Distribución de Tamaños - Las distribuciones de tamaños de los satélites irregulares de cada uno de los planetas gigantes parecen ser muy similares. Irregulares Distribución de Tamaños Acumulada de los Satélites Irregulares de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno con Radios mayores a 1 km. Irregulares Propiedades Físicas Distribución de Tamaños - Para modelar las distribuciones de tamaños, generalmente se usa una ley de potencias de la forma n(r)dr = Cr-qdr donde C y q son constantes, r es el radio del satélite, y n(r)dr es el número de satélites con radios en el rango r y r+dr. - Para radios entre 10 y 100 km, los satélites irregulares de los cuatro planetas gigantes parecen seguir distribuciones de tamaños similares, con un valor del exponente q = 2. - Debido a su cercanía a la Tierra, Júpiter y Saturno son los únicos que presentan satélites irregulares conocidos menores a 5km. Estos pequeños satélites parecen seguir una ley de potencia más empinada de pendiente q > 3.5 la cual es un signo evidente de evolución colisional. Irregulares Dinámica Irregulares Dinámica Hay tres mecanismos propuestos para la captura de satélites irregulares ... • 1) Captura por Gas Drag (arrastre gaseoso) • 2) Captura Pull-Down • 3) Captura a través de colisiones o sin colisiones (por encuentros) Irregulares Dinámica 1) Captura por Fuerzas de Drag (arrastre gaseoso) Este tipo de mecanismo propone que la captura se da en una etapa temprana de la formación de los planetas gigantes, en donde todavía está presente la nebulosa circumplanetaria. Entonces, un objeto que pasa a través de la nebulosa puede sentir una fuerza de drag debido al gas. - Si el objeto es grande (de ~ unos pocos cientos de km) no se verá afectado y atravezará la nebulosa. - Si el objeto es muy pequeño (menor a algunos pocos km), será fuertemente afectado y caerá hacia el planeta rápidamente. - Objetos de tamaños intermedios (desde unos pocos hasta cientos de km) son los que podrán ser capturados. Irregulares Dinámica 2) Captura por Pull-Down Este mecanismo se basa fundamentalmente en un incremento de la masa del planeta o en un decrecimiento de la masa del Sol mientras el objeto está siendo temporariamente capturado. Estas condiciones generarían un aumento en las proporciones de la esfera de Hill del planeta, haciendo imposible que el cuerpo pudiese escapar dependiendo del valor de su energía. Para que el mecanismo sea efectivo, el incremento en la esfera de Hill del planeta tendría que ocurrir sobre escalas de tiempo cortas. En efecto, es necesario que los cambios en la masa del Sol o del planeta sean superiores al 40 % sobre unos pocos miles de años. NOTA: Por otra parte, dado que la esfera de Hill depende también del semieje, la misma podría incrementarse ante una migración hacia afuera del planeta. Sin embargo, grandes migraciones planetarias sobre escalas de miles de años llevarían a la disrupción de cualquier sistema de satélites. Irregulares Dinámica 3) Captura a través de encuentros Este mecanismo se debe a la interacción de dos pequeños cuerpos dentro de la esfera de Hill del planeta. Podría ocurrir entre asteroide-asteroide o encuentros entre asteroidesatélite. Los encuentros pueden disipar la energía de uno o de ambos objetos para una captura permanente. Este mecanismo sería más eficiente durante el sistema solar primitivo debido a que hay más cuerpos pequeños pasando cerca del planeta. Una ventaja de este mecanismo es que es independiente del escenario de formación del planeta y de la masa de los objetos que participan del encuentro y depende del tamaño de la esfera de Hill y de la cantidad de cuerpos pasantes. Casos especiales 1- Tritón 2- Nereida 3- Phoebe - Tritón, satélite irregular de Neptuno - Irregulares Casos especiales • Tritón es el satélite más grande de Neptuno, con ~ 2700 • • • • km de diámetro. Tiene una densidad de 2 g/cm3, siendo uno de los más densos (Io y Europa son los únicos que tienen densidades mayores). Debido a esta alta densidad se cree que está compuesto principalmente por material rocoso. Datos de la Voyager y estudios químicos sugieren que su superficie está compuesta por nitrógeno congelado. Tiene todas las características de un satélite regular, salvo que es retrógrado. La mejor explicación para esto es que se trata de un objeto capturado. Hay varias teorías sobre la captura de Tritón. La más reciente sugiere que, previo a la captura, Tritón pudo ser miembro de un sistema binario, el cual se dividió debido a un encuentro con Neptuno, llevando a la captura de Tritón y al escape de su compañero. - Nereida, satélite irregular de Neptuno - Irregulares Casos especiales • Nereida es el satélite más exterior de Neptuno • Tiene todas las características de ser regular, salvo por su alta excentricidad (~ 0.75), autores sugieren que puede ser un satélite regular perturbado, tal vez desde la captura de Tritón. - Phoebe, satélite irregular de Saturno - Irregulares Casos especiales • Phoebe es el satélite irregular más grande de Saturno, con un diámetro de ~210 km. • Fue muy estudiado por la nave espacial Cassini (en el 2004) la cual obtuvo imágenes de alta resolución. Estas imágenes muestran que la superficie es intensamente craterizada y esta compuesta por material rico en volátiles. • Tiene una densidad media ~1.6gr/cm3, la cual indica una composición de mezcla de hielo de agua y silicatos. • Muchos compuestos de Phoebe parecen indicar que se formó más allá del cinturon principal de asteroides y con una composición similar a la de los cometas. Sin embargo, su densidad es mayor a la observada en los cometas y a la inferida para los objetos del cinturón de Kuiper. Esto hace pensar que Phoebe se formó cerca de su ubicación actual. Irregulares Conclusiones • Los satélites irregulares de los planetas gigantes son un grupo particular de cuerpos, no necesariamente vinculados con los reservorios del cinturón principal de asteroides y el cinturón de Kuiper. • Son capturados por sus respectivos planetas en la etapa final de formación. • Después de los ´90 con el uso de cámaras digitales CCD se mejoró notablemente el descubrimiento y caracterización de los satélites irregulares. • Estudios observacionales demuestran que tanto para los planetas gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno) como para los gigantes helados (Urano y Neptuno) los sistemas de satélites irregulares son similares en tamaños, poblaciones y dinámica. Irregulares Conclusiones • Observaciones actuales favorecen el mecanismo de captura por encuentros dentro de la esfera de Hill del planeta (por ejemplo: se observan satélites irregulares grandes, de manera que el mecanismo de captura debe ser independiente de la masa) • No hay detección de elementos volátiles en los satélites irregulares de Jupiter, mientras que si los hay en los irregulares de Saturno y Neptuno, esto es un buen augurio de que esos objetos se han formado cerca de su ubicación actual (se formaron más allá de la línea del hielo) Irregulares Conclusiones • En la actualidad, datos limitados para albedos, colores y densidades muestran que los satélites irregulares de cada planeta gigante son físicamente distintos, es decir ... • Los irregulares de Júpiter son similares a los Troyanos de Júpiter y núcleos de cometas. • Los irregulares de Saturno muestran un material más rojo que los de Júpiter. Sin embargo ni los de Saturno ni los de Júpiter son extremadamente rojos como los objetos del cinturón de Kuiper. • Los irregulares de Urano tienen un amplio rango de colores desde el más azul hasta el más rojo
