Cometas de Largo Período

Cometas
Clase introductoria
El Espacio Transneptuniano
Curso: 2013
Clasificación
Clasificación
Según su período orbital, los cometas pueden clasificarse como:
•
•
Cometas de Largo Período
Cometas de Corto Período
tienen período P > 200 años.
tienen período P < 200 años.
Si bien el límite de 200 años es una clasificación histórica, ya que los
registros observacionales que se tenían eran de 2 siglos atrás (los cometas con
P > 200 años se habían observado 1 sola vez.), existe una razón dinámica que
permite distinguir estos cometas. Estudios teóricos y simulaciones
numéricas muestran que los cometas P < 200 años libran de manera estable
en torno a las resonancias de movimientos medios con Júpiter.
Los cometas de corto período a su vez se subdividen en:
1. Cometas de la Familia de Júpiter (JFCs) con período P < 20 años
2. Cometas Tipo Halley (HTCs) con período entre 20 < P < 200 años.
Clasificación
Otro criterio se basa en el parámetro de Tisseran ( cte de mov. en el PR3C)
•
•
Cometas isotrópicos: tienen T < 2. Provienen de la nube de Oort.
Cometas eclípticos: tienen T > 2. Se dividen en 3 categorías:
* JFCs: 2 < T < 3. Están dominados por la dinámica de Júpiter
(Q ~ 5 y 6
AU)
* Tipo Encke: T > 3 y a < aj (sus órbitas son interiores a la órbita de Júpiter)
* Tipo Chiron: T > 3 y a > aj (sus órbitas son exteriores a la órbita de Júpiter)
El límite T ~ 2 separa por su origen a los JFCs de los HTCs. Mientras que los
JFCs provienen de la región transneptuniana, los HTCs (al igual que los cometas
de largo período) provienen de la nube de Oort.
Clasificación: combinación de ambos criterios
Clasificación: combinación de ambos criterios
JFCs
LCs y HTCs
Clasificación: combinación de ambos criterios
Los recuardos en azul contiene a
los cometas tipo Encke
(T> 3 y a <aj)
El recuardo en violeta contiene a
4 cometas. Según Julio
Fernández éstos son intrusos
(T< 2 y P < 20 años) dentro de
los JFCs, cuyo origen está en la
nube de Oort.
Clasificación
Los dos grandes reservorios de cometas
Primeros Trabajos
Primeros Trabajos
REGIÓN TRANSNEPTUNIANA
• Edgeworth (1938)
Argumentó que en la región más allá de Neptuno
las densidades eran demasiado bajas como para permitir la formación
planetaria (sin publicar)
• Kuiper (1951)
Argumentó que los planetesimales helados más allá
de Neptuno no pudieron crecer para formar cuerpos más grandes dado
que, a distancias tan grandes, los tiempos de acreción son largos.
Concluyó que debería existir un disco entre 30 y 50 UA parecido al cinturón
de asteroides
Primeros Trabajos
REGIÓN TRANSNEPTUNIANA
• Fernández (1980)
Mostró que si los JFCs se hubiesen originado a
partir de una población de objetos isotrópicamente distribuídos en órbitas
casi-parábolicas (N.O), el número de cometas eyectados en la edad del
sistema solar debería ser ~ 1012 . Esto es, un orden de magnitud más
grande que el número de cometas estimado por Oort (1950). De este
modo, sugirió un cinturón de cometas más allá de Neptuno ~35 – 50 UA
(sugerida por Edgeworth y Kuiper) como una fuente alternativa más eficiente.
• Duncan (1988)
Sugirió que si los cometas de la N.O evolucionan
hacia los JFCs deberían preservar su distribución aleatoria de
inclinaciones. Mediante integraciones numéricas predijo una notable
cantidad de JFCs con alta “i” y retrógrados. Sin embargo, cuando
comenzaban con cometas de baja “i” y baja “e” con perihelio cercano a la
órbita de Neptuno fueron capaz de reproducir la distribución de baja “i” de
los JFCs.
Primeros Trabajos
NUBE DE OORT
• Öpik (1932)
Analizó la influencia de las estrellas sobre una nube de
meteoros. Estudió la eyección de meteoros (debido a las perturbaciones estelares)
a lo largo de 3x109 años y estimó que el límite en el cual los cometas
seguían ligados al Sistema Solar era del orden de 106 UA.
 No consideró las perturbaciones de Júpiter y no consideró órbitas con
“q” pequeñas.
• Van Woerkom (1948)
Analiza perturbaciones por Júpiter sobre un
cometa durante su pasaje a través de la región planetaria. Encontró que el
cambio en “1/a” ~ 5x10-4 tanto positivo como negativo igualmente probable.
De esta manera, los cometas de largo período en 1 o 2 millones de años
deberían desaparecen ya sea al espacio interestelar o a la población de
cometas de corto período. Concluyó que los planetas no pueden inyectar a
los cometas a la región observable porque no pueden producir cambios
importante en el “q”
 No considera las perturbaciones estelares
Primeros Trabajos
NUBE DE OORT
• Oort (1950)
 A partir de una muestra de 19 cometas de largo período, encuentra que
la distribución de la inversa del semieje original presenta un fuerte pico en
un pequeño rango de 0 < (1/a0) orig < 10-4 UA-1 (energía).
 Sugirió la existencia de una gran cáscara con ~ 10 11 cometas que rodea
el sistema solar a una distancia ~ 104 UA.
 Propuso el Cinturón de Asteroides como fuente de los cometas.
 Sostuvo que las perturbaciones planetarias fueron las responsables de la
dispersión de los cometas a distancias interestelares donde las
perturbaciones estelares reinyectaron algunos de los mismos a la región
planetaria interna, convirtiéndose en cometas observables.
Oort construyó lo que más tarde sería el modelo estándar de la Nube de
Oort, con la excepción de la región fuente de los cometas
Modelo Nube de Oort
Distribución observada de energía de
cometas de largo período. Obtenida
por Oort en 1950 (con 19 cometas)
Distribución observada de energía
de cometas de largo período.
Catálogo de Marsden y Williams
(2003)
• Perturbadores Externos
• Rol de Júpiter y Saturno
• Estructura de la Nube de
Oort
Perturbadores Externos
Los cometas de la nube de Oort (N.O) tienen sus perihelios fuera de la
región planetaria por lo cual se encuentran a salvo de las perturbaciones
generadas por los planetas.
Sin embargo nos podemos preguntar: Cómo los cometas a tan grandes
distancias ingresan a la región planetaria y se vuelven observables?
- Pasajes Estelares
- Fuerzas de Marea Galáctica
- Encuentros con Nubes Moleculares Gigantes
Perturbadores Externos
- Pasajes Estelares
- Fuerzas de Marea Galáctica
- Encuentros con Nubes Moleculares Gigantes
•
Las fuerzas de marea galáctica y los pasajes estelares
distantes producen un flujo casi-estacionario de “Nuevos
Cometas” hacia la región planetaria interna (esto es, distancias
mayores a ~ 3 x 104 UA).
•
Los pasajes estelares cercanos y encuentros con nubes
moleculares gigantes producen incrementos bruscos en el
flujo de “Nuevos Cometas”.
Perturbadores Externos
Perturbadores Externos
El gráfico muestra la influencia
dominante del disco galáctico en
la inyección de cometas de la
N.O hacia la región planetaria.
• Excepto para aquellos que
tienen el punto del afelio cerca
del ecuador o de los polos
galácticos (curva azul).
• El cambio es despreciable para
a < 104 UA (recuadro rosa).
• Los cometas cuyo semieje mayor cumple con la condición de que el
cambio relativo en la distancia perihélica es -1 son capaces de pasar de la
región transneptuniana a la región observable después de una revolución.
El semieje que cumple con esta condición lo definimos como a ext ~ 3.5x104 UA
Rol de Júpiter y Saturno
 Júpiter y Saturno representan una barrera dinámica muy eficiente que
previene que la mayoría de los cometas provenientes de la N.O puedan
alcanzar la región planetaria interna. En términos generales, la mayor parte
de los cometas que cruzan o se aproximan a la órbita de Júpiter son
removidos de la N.O debido a la acción de este planeta y, en menor
medida, de Saturno.
 Wetherill (1994) analizó lo que sucedería en un sistema planetario sino
se hubiera formado un Júpiter masivo y estudió con simulaciones
numéricas la evolución de objetos de prueba. Encontró que el flujo de
cometas en la región de los planetas terrestres debería ser ~1000 veces
más grande.
 Por lo tanto, la presencia de planetas masivos como lo son Júpiter y
Saturno proporcionan una barrera que actúa como escudo.
 Para que un cometa de la N.O se convierta en un cometa observable
debería superar la barrera de Júpiter y Saturno (q ~ 15 UA).
Rol de Júpiter, Saturno y las perturb. externas
Nos podemos preguntar:
Cualquier cometa de la N.O se convierte en potencialmente observable?
 Un cometa que sufre
pequeños cambios en la
distancia perihélica NO puede
atravesar la barrera de Júpiter y
Saturno (recuadro rosa)
 Para poder cruzar la barrera,
el cometa necesita un cambio
brusco en la distacia perihélica,
que se dá en cometas cuyo
semieje mayor es aext > 3.5x104
UA.
Estructura de la nube de Oort
Trabajos dinámicos muestran que el cambio en “q” debido a fuerzas de marea
galáctica y pasajes estelares es despreciable para los cometas de la N.O con
a < 104 UA. Por lo tanto, estos cometas no son perturbados por largo períodos
de tiempo y permaneceran estables a menos que un pasaje estelar cercano o
un encuentro con una nube molecular gigante los perturbe.
Se puede definir un límite interno para la N.O a int ~104 UA (no son capaces de
alcanzar la región observable). La definición de aint y aext determina 3 regiones en
la estructura de la N.O:
si los cometas existiesen, estarían a
 para a < aint “núcleo interno”
salvo de las perturbadores externos por largos período de tiempo,
sufren pequeños
 para aint < a < aext “nube de Oort interna”
cambios en sus “q” y no logran llegar a la región planetaria debido a la barrera
de Júpiter y Saturno.
sufren cambios bruscos en
 para a > aext “nube de Oort externa”
sus “q” , evitando la barrera de Júpiter y Saturno llegando a la región
planetaria siendo observables.
Estructura de la Nube de Oort
Los cometas
observables
provienen de la
región azul, sin
embargo pudieron
no haber estado allí.
Núcleo interno
Nube de Oort interna
Nube de Oort externa
Estructura de la nube de Oort
Algunas cuestiones
 Si la población del núcleo interno de la N.O contiene objetos del tamaño de
Ceres o Plutón deberíamos poder observarlos directamente (si es que se
encuentran en el perihelio).
 Sedna fue descubierto en el 2004 y es el primer candidato en poblar el
núcleo interno q ~ 76 UA, un semieje mayor a ~ 500 UA y un afelio Q ~ 960
UA