plan general

Hace menos de 20 años el concepto de Sistema Solar (SS) era completamente diferente del actual. Hasta los  primeros años de la década de los noventa nuestro SS estaba compuesto por 9 planetas con sus satélites, un cinturón de asteroides entre la  órbita de Marte y Júpiter, los asteroides troyanos en los puntos de Lagrange de Júpiter, y los cometas. Cometas y asteroides eran  considerados como “cuerpos menores”. Los primeros estaban definidos como objetos pequeños (del orden del km de diámetro) en  órbitas muy elípticas e inclinadas, compuestos de hielo y silicatos que, cuando se aproximaban al Sol, producían sus extensas comas y  colas. Los asteroides estaban definidos como objetos pequeños, básicamente formados de silicatos y metales y que nunca presentaban  actividad como los cometas. Con la detección de una multitud de objetos en la región trans-neptuniana (TNOs), el primero de ellos por Jewitt and Luu en 1992, el concepto y organización de los cuerpos que forman nuestro SS, su origen y evolución ha cambiado  notablemente (ya se han descubierto más de dos mil TNOs y se espera encontrar del orden de 70.000 de hasta un diámetro de 100 km,  Trujillo et al. 2001). Se han incorporado nuevas clases de objetos que describiremos más adelante (TNOs, Centauros, Planetas enanos, asteroides activos) y se ha revisado completamente el proceso primordial que ha generado el sistema planetario.

El reciente descubrimiento de TNOs de tamaño similar o mayor que Plutón (Brown et al. 2005) fue la última vuelta de tuerca que forzó a replantear el concepto de planeta. La Asamblea General de la IAU (Praga, 2006) hizo, por primera vez, una definición formal del término  planeta y definió un nuevo tipo de cuerpos, los planetas enanos. Plutón es ahora un planeta enano, básicamente porque no  cumple la condición de haber limpiado gravitatoriamente su zona de influencia. Se reconocen cinco grandes zonas donde se concentran  los pequeños cuerpos del SS y de donde provienen todas las poblaciones conocidas: el cinturón principal de asteroides (MB), las nubes de troyanos de Júpiter, las de Neptuno, el cinturón trans-neptuniano (TNB) y la nube de Oort (Oort 1950). Estas cinco regiones son el  producto de las primeras etapas de la formación de los planetas. Están pobladas por los planetesimales, cuerpos de entre 2000 km hasta algunos metros de diámetro, que se formaron durante el colapso del disco proto-planetario. La rápida formación de los planetas masivos,  en particular de Júpiter, produjo la dispersión gravitatoria de los planetesimales colocando a los supervivientes en estas regiones. Los que se encontraban entre Marte y Júpiter, básicamente compuestos de silicatos y metales adquirieron velocidades relativas que les impidieron continuar con el proceso de crecimiento. Las colisiones mutuas, ahora más energéticas y de efectos destructivos, y las perturbaciones planetarias han determinado la estructura actual del MB y los asteroides que lo componen. Los objetos en la región del disco en el entorno de Júpiter y Saturno fueron eyectados a una región aproximadamente esférica a distancias de cientos hasta 105 UA  (la Nube de Oort), y los más externos poblaron una región en forma de anillo que se extiende entre Neptuno y unas 50 UA (el TNB).

Tanto los objetos de la nube de Oort como los TNOs, formados en una región más fría del disco, deben de presentar una composición con abundantes hielos y silicatos (principalmente hielo de agua). La acción de perturbadores externos (el campo gravitatorio de la galaxia, el paso cercano de estrellas o el paso por nubes moleculares) afecta las órbitas de estos objetos, en algunos casos inyectándolos nuevamente a las proximidades del Sol, donde pueden verse como cometas (de largo período, y del tipo de Halley). En esta propuesta nos centraremos principalmente (aunque no exclusivamente) en los pequeños cuerpos que han poblado el  TNB o que  presumiblemente provienen de él. Los modernos modelos dinámicos como el de Niza (Morbidelli et al 2005, Tsiganis et al 2005, Gomes et al 2005) que goza de gran aceptación, muestran que estos objetos han sido determinantes en la evolución de la parte externa del disco  proto-planetario y su estudio es crucial para comprender asuntos tales como la extensión del disco original, la masa que habría en él durante la formación de los planetas, los mecanismos de acreción y la migración de los planetas. En este esquema, Neptuno desempeñan papel fundamental, se habría formado a unas 15 UA del Sol, el disco de planetesimales se extendería hasta unas 35 UA y en la región  trans-neptuniana habría mucha más masa que la actual. Las interacciones con Neptuno habrían dispersado a la mayoría de estos objetos  (algunos hacia el sistema solar interior), los remanentes habrian quedado formando el TNB actual, una región en forma de disco aplanado entre 38 y 50 UA, donde existen al menos 4 poblaciones dinámicamente diferente, los “resonantes”, objetos en órbitas en resonancia con la de Neptuno (como la 2:3 en la que el objeto más importante es Plutón), los “clásicos fríos” en órbitas casi circulares y de muy baja inclinación, los “clásicos calientes” con órbitas algo más inclinadas y excéntricas, y los “dispersados” (SDOs), objetos con el perihelio en la región del TNB, pero con órbitas bastante elípticas e inclinadas. Luego hay otra población de objetos cuyas órbitas  están entre Júpiter y Neptuno, los Centauros, objetos dispersados del TNB, probablemente SDOs que tras algún encuentro con Neptuno han modificado sus órbitas, que son inestables con una vida media de 106 años. Y luego están los cometas de la familia de Júpiter (JFCs), de corto período y baja inclinación, cuyos afelios están próximos a Júpiter y que tienen por tanto órbitas muy inestables. La población de los JFCs debe ser continuamente alimentada de nuevos objetos, probablemente Centauros (Stern & Campins 1996) o SDOs, aunque otras posibles fuentes son la población de Troyanos de Júpiter (objetos capturados en los puntos Lagrangianos L4 y L5 de la órbita de Júpiter), de troyanos de Neptuno y de asteroides Hildas (asteroides en resonancia 3:2 con Júpiter). Hasta un 10% de la población de los JFC podrían haber sido Troyanos (Jewitt 2000; Marzari 1995) y según otros autores la principal fuente podría estar en los troyanos de Neptuno (Horner and Lykawka 2010). El origen de los Troyanos e Hildas está en discusión. Puede tratarse de planetesimales formados in situ y capturados en esas órbitas mientras Júpiter se formaba, o ser TNOs dispersados del disco durante la época en que los planetas gigantes migraron en el período en que Júpiter y Saturno cruzaron su resonancia mutua 1:2, también conocido como “Late Heavy Boambardment, LHB” (Morbidelli et al. 2005). Morbidelli afirma que otros objetos dispersados de la región trans-neptuniana durante el LHB pueblan el MB, se trata de los asteroides que tienen espectros similares a los cometas, Hildas y Troyanos, considerados como los más primitivos del MB.

Las evidencias respecto de la naturaleza cometaria de los Centauros provienen no sólo de los estudios sobre la evolución dinámica, sino de la detección en un 20% de ellos de comas como las observadas normalmente en los cometas. Tal es el caso del primer Centauro descubierto, (2060) Chiron (catalogado como cometa 95P/Chiron) y al que se le ha detectado actividad cometaria en diversas oportunidades (Kowal 1977, Lazzaro et al. 1996, 1997, Duffard et al. 2002). Sin embargo, no se ha detectado directamente actividad en ningún TNO, Troyano ni Hilda. En el caso de los TNOs se puede explicar por la distancia y temperatura a la que están estos objetos, mientras que la de los Troyanos e Hildas podría deberse a que estos objetos están en órbitas estables y cualquier actividad pasada habría producido un manto de polvo que aislaría a los volátiles. Los cometas, a cada paso por el perihelio, pierden los volátiles superficiales y acumulan los granos de polvo de mayor tamaño en su superficie, desarrollado mantos de polvo muy espesos que pueden llegar a desactivarlos completamente (Licandro 2002). Estos cometas durmientes no presentarían actividad cometaria, por lo que resulta muy difícil diferenciarlos de los asteroides. Una cierta fracción de los objetos cercanos a la Tierra (NEOs, asteroides y cometas con distancia perihélica q<1.3 UA), que aún no está bien determinada y que se encuentran en órbitas típicamente cometarias,  podrían ser JFC durmientes. La inyección de objetos helados en las cercanías de la Tierra es de gran relevancia interdisciplinaria dado que han aportado agua y orgánicos complejos una vez ésta estuvo formada. Poder cuantificar esta contribución es importante para comprender el origen y evolución de la vida en la Tierra.

Los TNOs, Centauros, núcleos cometarios, los asteroides Troyanos, Hildas y asteroides primitivos en general, y una cierta fracción de los NEAs serían pues poblaciones de cuerpos menores helados muy relacionadas, originadas en la zona externa del Sistema Solar, pero con diferentes evoluciones físicas y dinámicas. El estudio de sus propiedades físicas es de una importancia fundamental para comprender su naturaleza, confirmar sus interrelaciones y aportar información fundamental para corroborar las presentes teorías sobre la evolución del SS. Las bajas temperaturas reinantes en el TNB y la baja densidad de los TNOs implican que estos son los cuerpos más prístinos del SS. Pueden proveernos de información clave para determinar la composición y condiciones físicas de la nebulosa pre-solar. La abundancia y el estado de los hielos, las condiciones de agregación de los TNOs, son todos datos relacionados con las condiciones en las que se formaron. Por otra parte, las colisiones mutuas entre TNOs, los impactos de granos interestelares, y la actividad cometaria son una fuente permanente de polvo. En este sentido el TNB se puede comparar con los anillos de polvo observados alrededor de estrellas como GG Tau y HR 4796 (Moro-Martin et al 2010), la información sobre su estructura y origen, el papel que han desempeñado los planetas en ésta y en su posterior evolución se puede utilizar para estudiar las formación de otros sistemas planetarios. Finalmente, se ha descubierto otra población de objetos muy importantes ya que pueden tener un cierto contenido de hielo. Se trata de objetos en órbitas típicamente asteroidales pero que esporádicamente presentan actividad cometaria tanto en el cinturón principal (los llamados “main belt comets”, MBC, ver Hsieh & Jewitt 2006, Moreno et al 2010), como en la población de asteroides cercanos a la Tierra (NEOs) como es el caso de 3200 Phaethon (e.g. Licandro et al. 2007). La presencia de agua helada en algunos asteroides del MB es también importante en cuanto a que podrían haber contribuido  sustancialmente al agua en la superficie terrestre (Campins, et al. 2010). Los principales estudios físicos que se pueden realizar desde la Tierra de todos estos objetos son la determinación de características como: composición superficial; albedo y tamaño; forma; propiedades rotacionales; densidad global; binariedad a través de curva de luz y de astrometría (Ortiz et al. 2011). La información sobre la composición y el albedo nos permite inferir la composición original de estos objetos, cómo han evolucionado sus superficies y las condiciones ambientales de las regiones que han ocupado. La determinación del tamaño, en particular de la distribución de tamaños de las diferentes poblaciones, las propiedades rotacionales, especialmente la distribución de los períodos de rotación (Duffard et al. 2009, Thirouin et al. 2010, Thirouin et al. 2014), nos permite adentrarnos en sus procesos de formación y evolución y conocer propiedades estructurales como la densidad global. La abundancia y el tipo de objetos binarios nos da información sobre un dato fundamental para la interpretación de la estructura interna: su densidad global (Campo Bagatin, 2008). Este dato es importante para conocer la composición y estructura de estos pequeños cuerpos en términos de niveles de porosidad. Nos permite intuir si el objeto está formado por una combinación de rocas, de rocas y hielos, o si se trata de un conjunto de fragmentos reacumulados por auto-gravedad (rubble-pile). El progreso en las tecnologías informáticas y el acceso a bajo coste a microprocesadores veloces ha permitido empezar a simular, de manera realista, procesos tan complejos como el daño producido en las estructuras sólidas de cuerpos de varios km de tamaño, debido a colisiones catastróficas a velocidades súper-sónicas (Modelos SPH. Benz & Asphaug, 1999). Estos procesos son la base de los mecanismos de producción de cráteres en los pequeños cuerpos y de su fragmentación en las colisiones frecuentes que ocurrieron en el cinturón principal de asteroides y en la región trans-neptuniana. Por otra parte, la reacumulación de parte de los fragmentos producidos en estos eventos produciría un nuevo tipo de cuerpos, con características colisionales diferentes a las de sus progenitores monolíticos. El resultado de todos estos procesos son los objetos que se observan actualmente, con toda una herencia en términos de su composición física primordial y de su historia colisional. Por esta razón, toma especial relevancia el modelado numérico de la estructura interna de los asteroides (formados por rocas de silicatos o carbonatos) y cometas (mezclas de rocas y hielos) y de su evolución dinámica y colisional. Un aspecto importante es la posibilidad de modelar la evolución colisional de la rotación de estos cuerpos. Este estudio no ha sido desarrollado todavía y podría dar claves para la interpretación de las curvas de luz observadas en asteroides, TNOs y objetos relacionados con ellos.

Las misiones espaciales a diversos asteroides y cometas (e.g. Giotto, Galileo, NEAR-Shoemaker, Contour, Deep Impact, Deep Space 1, Stardust, Hayabusa, Dawn, Rosetta), han permitido y permitirán obtener información detallada de algunos objetos y confirmaron que los pequeños cuerpos pueden proporcionarnos mucha información sobre la formación del SS. Revelaron, por medio de imágenes detalladas de sus superficies, que se trata de cuerpos geológicamente complejos con superficies muy diversas, en ocasiones con estados dinámicos peculiares y con presencia de satélites (Ida-Dactyl) y han medido sus densidades globales, que han resultado estar en un amplio rango. Este aspecto, junto con las propiedades rotacionales de los pequeños cuerpos son de fundamental importancia en el estudio e interpretación de sus propiedades estructurales hasta el punto de que, especulaciones teóricas como que estos objetos estuvieran formados por varios fragmentos re-acumulados por auto-gravedad, han tenido finalmente confirmación inequívoca. Modelos numéricos han permitido estimar incluso la abundancia de objetos reacumulados en poblaciones de asteroides (Campo Bagatin et al. 2001) y TNOs (Benavidez & Campo Bagatin, 2009).

El estudio de las propiedades superficiales de los TNOs, Centauros y núcleos cometarios está limitado por tratarse de objetos débiles (en el caso de los núcleos cometarios se les debe observar inactivos, por tanto, lejos del Sol). La fotometría en el visible e infrarrojo ha sido la técnica más utilizada con el objetivo de determinar magnitudes absolutas y colores. Entre los grupos existentes se debe destacar el  europeo (ver Boehnhardt et al. 2003, Peixinho et al. 2004, Doressoundiram et al. 2007), con los que hemos colaborado asiduamente (Santos-Sanz et al. 2009, Duffard et al. 2009). Se han producido datos fotométricos con determinación del color de unos 130 TNOs y Centauros, y se han  buscado correlaciones con el tamaño y parámetros orbitales. Los resultados muestran que estos objetos presentan un amplio rango de colores que van del levemente azulado al muy rojo (en su globalidad son los objetos más rojos del SS). Los Centauros presentan una distribución bi-modal de color que aún no ha sido explicada (Peixinho et al. 2004), pero que podría estar relacionada con la actividad cometaria que despliegan, mientras que la distribución de colores de los TNOs es unimodal (Barucci et al. 2005). No obstante para TNOs pequeños se he encontrado recientemente una bi-modalidad similar (Pexinho et al. 2012) Para el caso de los JFC la situación es incluso algo peor. Hay determinaciones del color de menos de una veintena de objetos (Snodgrass et al. 2006). De estas se desprende que los cometas no presentan una variación tan amplia de colores, no habiendo objetos rojos. Aunque la muestra es muy pequeña, no se observa relación alguna entre los colores y los parámetros orbitales y el tamaño.

Pero la fotometría no es suficiente para determinar la composición superficial. Para esto es necesario obtener espectros, siendo particularmente importante hacerlo en el rango infrarrojo donde los hielos (agua, metano) y los orgánicos complejos presentan bandas profundas de absorción. Pero la mayoría de los TNOs y Centauros son demasiado débiles y por ello es necesario utilizar telescopios como VLT y GTC. Hay espectros en el visible e infrarrojo de unos 70 objetos (Barucci et al. 2008, Fornasier et al. 2009). Aunque aún hay mucho por hacer, los principales resultados indican que hay objetos cuyo espectro está enrojecido y dominado por la presencia de profundas bandas de hielo de metano (Plutón, Eris y Makemake, ver Licandro et al. 2006a, Licandro et al. 2006b) llamémosle grupo 1. Otros que tienen un color neutro y presentan muy profundas bandas de hielo de agua (2003EL61y la población relacionada (Pinilla-Alonso et al. 2007) grupo 2. Luego los que tienen bandas de agua y/o metano, bastante menos profundas que los anteriores y un amplio rango de colores (grupo 3, como Varuna, Quaoar, Orcus), y finalmente un grupo que no presenta bandas de absorción por hielos, y tienen un rango de colores bastante amplio (grupo 4). Entre los Centauros la mayoría son objetos del grupo 4 y unos pocos del grupo 3. Todos los espectros cometarios son del grupo 4. Los objetos del grupo 1 y 2 constituyen actualmente los de mayor interés en el campo. Los primeros parecen ser los únicos que, debido a su tamaño, han podido retener moléculas que son volátiles a las temperaturas de sus superficies y son excelentes candidatos para tener atmósfera (Plutón sabemos que la tiene). Los segundos sorprendentemente presentan una superficie casi completamente compuesta de hielo de agua lo cual les diferencia en composición del resto. Pinilla-Alonso et al. (2007 y 2008) muestran que estos objetos tienen una composición diferente al resto de los TNOs, con una deficiencia en compuestos de carbono. Además están concentrados en una región del espacio de parámetros orbitales, lo que sugiere un posible origen en una colisión catastrófica (Brown et al. 2007) o un escenario de fisión rotacional (Ortiz et al. 2012).

Otras poblaciones relacionadas como los Troyanos e Hildas presentan espectros en el visible e infrarrojo similares a los cometas y a los objetos del grupo 4. Esto da apoyo a la idea de un origen y evolución similar que habría producido objetos helados con un manto aislante de polvo en la superficie. Espectros en la región de 3-38 micras de los Troyanos muestran que el enrojecimiento de sus superficies es debido a la presencia de silicatos (Emery et al. 2006, Emery & Brown 2004).

Otra propiedad importante es el albedo, mientras que los TNOs presentan un amplísimo rango de albedos, que van desde un 4% a un 70%, los cometas y Troyanos son todos objetos muy oscuros (en un rango entre 2 - 7 %) (ver Fernández 2003). Estos objetos primitivos en la región entre 3 y 25 mm es pues interesante para confirmar la similitud en composición de estos objetos y su probable origen común. En este punto hay que mencionar la instalación de Canaricam en el Gran Telescopio de Canarias. Este instrumento puede obtener imágenes y espectros en el rango de entre 7 y 25 mm. En lo referente al albedo y tamaños estamos participando activamente de un “Key Project” de observación de TNOs utilizando el Telescopio Espacial Herschel. El objetivo de este ambicioso proyecto es medir el flujo térmico de estos objetos y luego modelar para obtener albedo y diámetro de los objetos. Se observaron 140 objetos y se determinaron diametros y albedos de la mayoria de ellos. Las observaciones acabaron pero la publicación y análisis de los datos aun continúa. Se han publicado 12 artículos y hay 4 más en preparación (Mueller et al. 2009, Lellouch et al. 2010, Mueller et al. (2010), Lim et al. (2010), Santos-Sanz et al. 2012, Mommert et al. 2012, Vilenius et al. 2012, Pal et al. 2012, Lellouch et al. 2013, Duffard (b)et al. 2014, Vilenius et al. 2014, Lacerda et al. 2014).

En cuanto a las propiedades rotacionales de los TNOs y Centauros (ver review de Sheppard, Lacerda y Ortiz, 2008), se espera que tanto los períodos de rotación como las formas de los objetos sean función del tamaño (los mayores mantendrían memoria del momento angular adquirido durante su formación, y sus formas estarían próximas a las del equilibrio hidrostático, mientras que los pequeños, que serían fragmentos colisionales, presentarían formas irregulares y su rotación habría sido completamente modificada). Las propiedades rotacionales y forma se determinan a partir de sus curvas de luz (Ortiz et al. 2002, Peixinho et al 2001, Ortiz et al. 2003a, Ortiz et al. 2003b,, Gutiérrez et al. 2003, Ortiz et al. 2004, Rousselot et al. 2003, Ortiz et al. 2006, Sheppard, Lacerda and Ortiz 2008, Ortiz et al. 2007, Duffard et al. 2008, Duffard et al. 2009, Thirouin et al. 2010, Thirouin et al. 2012, Thirouin et al. 2014). Dado que estos objetos están muy alejados, sólo se han podido obtener curvas de luz de los objetos grandes. El número de objetos para los que se ha medido su variabilidad fotométrica es pequeño. Incluso después de nuestro último y extenso trabajo en el que se presentan resultados sobre 39 TNOs (Thirouin et al. 2010, Thirouin et al. 2012, Thirouin et al. 2014), el número de TNOs con periodos bien determinados es todavía muy bajo, y la distribución obtenida posee muchos sesgos observacionales. Asimismo, las densidades que se pueden derivar de la rotación, o que han sido medidas a partir de la existencia de satélites, muestran una correlación con el tamaño, a mayor tamaño mayor densidad.

Innegablemente, las colisiones entre pequeños cuerpos han desempeñado un papel primordial en la historia del SS. Primero, en los procesos de agregación de planetesimales, con mecanismos no siempre claros todavía. Después, cuando las velocidades relativas habían aumentado por efecto de las perturbaciones de los planetas recién formados, en los procesos catastróficos de fragmentación y formación de cráteres que han modelado la distribución de masas del MB, regiones de los asteroides Troyanos y TNB. La realización de experimentos numéricos ha ido adquiriendo una fiabilidad cada vez mayor, como demuestran los estudios realizados sobre la simulación de la formación y la reproducción de la distribución de tamaños de algunas familias de asteroides (Michel et al., 2003) realizados combinando técnicas SPH con modelos a N-cuerpos, o recurriendo simplemente a consideraciones geométricas (Campo Bagatin et al, 2001) o la simulación y reproducción de la disgregación de cuerpos de tipo planetario a su paso por las cercanías de un planeta, como en el caso del cometa SL9 cerca de Jupiter. En la Universidad de Alicante también se trabaja en aspectos fundamentalmente relacionados con los fenómenos de fragmentación, re-acumulación y evolución colisional, desde un punto de vista teórico y numérico. La simulación de los procesos de fragmentación, unido con la solución de las ecuaciones diferenciales que caracterizan unas poblaciones de cuerpos que interactúan entre sí, han dado lugar a modelos para la evolución colisional que permiten estudiar la dependencia de las distribuciones finales de las propiedades físicas y de las condiciones de contorno en que se realiza la evolución (Campo Bagatin et al., 1994; Marzari et al., 1997) y en ocasiones consiguen reproducir las poblaciones observadas (O’Brien & Greenberg, 2005). Estos estudios también se extienden a la estimación de la estructura interna de estos cuerpos, como citado anteriormente. Una vertiente más teórica de los estudios realizados por este grupo se refleja en el estudio de las condiciones que influyen sobre las previsiones teóricas para las distribuciones de cuerpos que interactúan colisionalmente entre sí (Campo Bagatin et al., 1994; Campo Bagatin et al., 2005). Finalmente, el aprovechamiento de estos resultados numéricos necesita una consistente base de datos observacional. Si bien en el caso de los asteroides la distribución de tamaños es conocida con suficiente precisión hasta aproximadamente 1 km. Para el caso de los TNOs la situación es mucho más indefinida y necesita ser notablemente mejorada. En este sentido se integra el trabajo en colaboración con el Canadian-France Ecliptic Plane Survey (CFEPS) consistente en la determinación de una población estadísticamente significativa, de TNOs con parámetros orbitales bien definidos ( Kavelaars et al. 2009).

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