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Plutinos

Explore the peculiar orbit characteristics of Plutinos, Pluton resonances, and planetary migration in the Transneptunian region. Delve into the resonant capture theory and implications for our solar system. Study numerical simulations and orbital evolution in this dynamic course.

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Presentation Transcript

  1. Plutinos “El Espacio Transneptuniano” Curso 2013

  2. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana

  3. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2)

  4. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2)

  5. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50)

  6. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes

  7. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA 3:2 Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado Plutón (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes Plutinos (e = 0.25, i = 17o) 3:2 Plutón

  8. Clases Dinámicas de la Región Transneptuniana q = 30 UA q = 39 UA 3:2 Objetos Clásicos (42 < a < 48 UA y e < 0.2) Objetos del Disco Dispersado Plutón (30 < q < 39 UA y e > 0.2) Objetos del Disco Dispersado Extendido (q > 39 UA y a > 50) Objetos Resonantes Plutinos (e = 0.25, i = 17o) Centauros (q < 30 UA) 3:2 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 3:2 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 3:2 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 3:2 y 2:1. - 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 3:2 y 2:1 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 3:2 y 2:1 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 3:2

  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 3:2 Conmensurabilidad 1:1 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 3:2 Conmensurabilidad 1:1 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 3:2 Conmensurabilidad 1:1 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 3:2

  36. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

  37. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

  38. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

  39. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales PAI/Ptotal = 0.35 PAI/Ptotal = 0.22 x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 36 UA

  40. Gomes (2000) – AJ, 120, 2695 Simulación Plutinos Reales PAI/Ptotal = 0.35 PAI/Ptotal = 0.22 x 30.5 < ai < 31 UA 31.0 < ai < 34 UA 34.0 < ai < 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 3:2 y 2:1.

  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 3:2 y 2:1. • 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

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