Procesos Térmicos en el Sistema Solar
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Procesos Térmicos en el Sistema Solar
René Duffard
Observatorio Nacional
Rio de Janeiro
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Procesos Térmicos en el Sistema solar interior
Planetas Terrestres
Planetas Gigantes
Asteroides menos alterados por atmósferas, tectónicas, erosión.
Modelar el interior (estructura) de un asteroide
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Clases de “pequeños cuerpos”
• NEAs (Atens, Apollos, Amors)• Cinturón Principal • Troyanos (de Marte, Júpiter, Neptuno…)• Centauros, SDO´s• KBOs (Plutinos, Cubewanos)• Nube de Oort • Cometas (JFCs, período largo)• Satélites planetários (irregulares, regulares)
• IDPs, Meteoroides, Meteoritos• “pequeños cuerpos” ~10 m a 1000 km diam.• Plutón, Sedna, Quaoar, otros TNOs
Por órbitaPor órbitaPor órbitaPor órbita
Por TamañoPor Tamaño
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Objeto
1.- Parámetros físicos:Masa, radio, P
2.- Material Disponible
3.- Datos de la superficie
4.- Meteoritos: comparación ?5.- Misiones espaciales
6.- Comparación con otros cuerpos
Geología, dinámica, termodinámica, química (hielos),etc.
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1.- Parámetros físicos
Hilton (2002)
Holsapple (2005)
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2.- Material Disponible
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3.- Datos de la superficie
Feldspatos (K,Na,Ca)AlSi3O8
Olvinas (Mg,Fe)2(SiO4)
Piroxenios (Mg,Fe,Ca)(Si2O6)
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Tipos de Meteoritos & porcentaje que cae en la Tierra
•Meteoritos rocosos •Condritos (85.7%)
•Carbonados •Enstatitos
•Acondritos (7.1%) •Grupo HED •Grupo SNC •Aubritos •Ureilitos
•Meteoritos rocosos ferrosos (1.5%) •Palasitos •Mesosideritos
•Meteoritos ferrosos (5.7%)
4.- Meteoritos: comparación ?
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Número de cuerpos progenitores de asteroides (~135) presentes en la colección
mundial de meteoritos
13 del grupo de los condritos: Condritos Enstatitos (EH, EL); Condritos Ordinarios (H, L, LL) Condritos Carbonáceos (CI, CM, CR, CO, CV, CK, CH, R)
14 condritos únicos: ej. : Kagangari11 del grupo diferenciado: HED, Pallasitos, mesosideritos, ureilitos aubritos, brachinitos, winonaititos, lodranitos
12 diferenciados únicos: ej.: pyroxene pallasitos, Divnoe10 grupos diferenciados ferrosos: ej.: IIAB, IIIAB, IVAB~75 ferrosos únicos
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Meteoritos Ferrosos
• La mayoría de los ferrosos provienen del centro de asteroides diferenciados
• Son necesarias colisiones catastróficas para extraer ese núcleo. Devería producir también fragmentos del manto (olivina) y de la corteza (basálticos).
Meteorito ferroso en Marte (Enero de 2005, Mars Exploration Rover
“Opportunity”)
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GaspraGaspra
MathildeMathilde
Tempel 1
5.- Misiones espaciales
Wild 2Wild 2
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• Zonas planas y “playas”
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Tempel 1
• Areas planas y suaves, cráteres, “arrugas”, puntos brillantes ….
• Cuales son los procesos activos ? Que duración tienen ?
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6.- Comparación con otros cuerpos
Ganímedes
Calisto
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Phoebe Appearance from
ISS
Volatile rich-layer?
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Observaciones del Cinturón Principal
• (4) Vesta es el único asteroide conocido con la corteza intacta.
• (1) Ceres es mayor que Vesta y no tiene corteza basáltica no está diferenciado ????
• Las familias de asteroides no muestran signos de derretimiento (ej. fragmentos del núcleo, manto y corteza.
• Algunos pocos asteroides son fragmentos de cuerpos mayores diferenciados ( algunos tipo V, A, M).
• Falta olivina = material del manto
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Seleccionar esta información para estudiar un problema específico, algo que resalte
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(4) Vesta• Meteoritos HED podrían provenir
de Vesta, via asteroides V-type en la región, luego NEOs, luego meteoritos.
• Análisis geoquímicos revelan que el cuerpo progenitor de los HEDs (Vesta) sufrió derretimiento y formó un núcleo de hierro.
• Espectros de reflexión de la superficie muestran que el material ascendió desde el interior como sucedió en la Luna.
• Manto expuesto por colisión ? Cual es el papel de la evolución colisional en el Sistema Solar ?
• Cuales son las fuentes de calor para producir este derretimiento ?
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(1) Ceres
• No hay meteoritos para comparar
• Modelos sugieren que hay mucha agua sobre un núcleo de rocas.
• La superficie aparece suave, sin grandes características.
• Observaciones con el HST permitieron mejorar datos sobre dimensiones, mapa de albedo y polo de rotación.
Ceres Albedo Map at 330 nm
Ceres con HST
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(1) Ceres(4) Vesta
1.- M = 9.43 e20, R = 475, = 2.10 +/- 0.10 M = 2.75 e20, R = 270, = 3.3 +/- 1.5
2.- Material Disponible
3.- Espectro Plano, H20, NH4,.. Pyroxenos, cráter,...
4.- Meteoritos: No tiene. Similar a CV, CI, CM HED´s
5.- Misiones espaciales
6.- Ganimedes, Callisto Luna, Mercurio, Tierra
Geología, dinámica, termodinámica, química (hielos),etc.
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Asumimos:
• Vesta es el cuerpo progenitor de los HED (restricciones fuertes)
• 26Al 26Mg es la fuente principal de calor.
• Otras fuentes: Viento solar en la fase T-Tauri. 60Fe 60Ni
• Temperatura ambiente en la nebulosa es conocida por modelos de formación. 2.36 AU 270 K.
• Tiempo de formación es importante para saber la cantidad de 26Al presente.
Modelo 1 : VESTAModelo 1 : VESTA
Ghosh & McSween (1998)
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Etapa 1: calentamiento (26Al) de un asteroide homogéneo hasta la separación del núcleo.
- Comenzó a los 2.85 Myr después de la formación de los CAIs (HEDs) - Formación instantánea del núcleo (rápida)
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Etapa 2: Calentamiento del manto hasta la formación de la corteza.
Comienza a los 4.58 Mys despues de los CAIs26Al se concentra en el manto (silicatos). 60Fe hacia el núcleo. Manto mas caliente que el núcleo. T = cte. hasta los 100 Km.T manto = 1463 K 25% derretimiento
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Etapa 3A: T manto = 1463 K, el magma sube en forma instantánea a la superficie. Forma una corteza de profundidad observada hoy. La corteza se enriquece en 26Al y calienta hasta 1600 K.Gradiente térmico inverso entre corteza – manto.
Etapa 3B: Magma solidifica en el manto creando burbujas de material (plutons).
Lo que sucedió fué algo entre los dos casos.
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Discusión
Tiempo de acreción = 2.85 Myr necesarios para incorporar 26Al para causar 25 % de derretimiento en los eucrites.
Tamaño del núcleo depende de la composición inicial
H núcleo = 123Km, corteza = 27.2, t acres = 2.85Myr, t nucleo = 4.58 MyrL núcleo = 108Km, corteza = 28.2, t acres = 2.80Myr, t nucleo = 4.42 MyrLL núcleo = 92Km, corteza = 29.1, t acres = 2.75Myr, t nucleo = 4.28 Myr
Modelo sugiere la presencia de material condrito en la superficie. Material cerca de la superficie quedó aislado de las altas temperaturas.
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Modelo 2 . CERESModelo 2 . CERES
Asumimos
Material original = condrito sin alteración y hielo de agua (densidad)Formación del cuerpo en los primeros 10 Myr.75 % silicatos + 25 % hielos.Fuente de calor = 26Al.
McCord & Sotin 2005
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Caso A = sin diferenciación modelo mas simple.
Comienza con un cuerpo homogéneo (75% sil. + 25% hielo)T central mayor que 273 K en menos de 5 Myr. Derrite el hielo.
Ignora transferencia de calor debido a circulación de agua difer. en núcleo de rocas y capa de agua líquida. alteración acuosa de silicatos
Calor es transferido por conducción. En este modelo Ceres tiene agua líquida en el interior.
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Caso B = Con diferenciación
b.- Modelo comienza con núcleo de silicatos y envoltório de agua (Ganimedes, Callisto etc.)La evolución es controlada por el H20. Vapor de agua nunca es producido no escapa agua
c.- Olivina y Pyroxenios se transforman en silicatos hidratados Mg3Si2O5(OH)4. Calor de transformación (Ol en serp.) permite la separación en otra capa de agua y silicatos hidratados. No permite la formación de un núcleo ferroso.
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Predicción: Midiendo momento de inércia de Ceres será posible ver cual modelo es el correcto.
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Porqué Vesta está
diferenciado y Ceres no ??
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Agua !!
Calor latente de fusión de los hielos
Una posibilidad es que los objetos fueron formados por cuerpos yadiferenciados. Mas temprano significa mas caliente por 26Al y mas perdida de agua.
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Discusión• Son dos modelos independientes, no se comunican.• Hay que mejorar las restricciones, hay demasiadas
variables.• Los cuerpos se formaron donde están ahora ?
Dinámica.
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Cambio en el concepto
• Asteroides: rocosos, metálicos, geologicamente no activos, fragmentos de colisiones, algunos pocos diferenciados.
Cometas: helados, baja densidad, sin actividad geológica, hasta que se acercan al Sol y comienza la actividad.
Asteroides: baja densidad, rubble-pile, com material volátil, com actividad geológica (no de impacto), SATÈLITES!!, modelados por mareas.
Cometas: activos lejos del Sol, cuerpos evoluídos geologicamente (no por impacto), quebradizos (spliting), relación com KBOs.
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FIN
![Page 36: Procesos Térmicos en el Sistema Solar](https://reader036.fdocumentos.tips/reader036/viewer/2022062422/56813fdf550346895daac76f/html5/thumbnails/36.jpg)
Becas DisponiblesBecas Disponibles
• Doctorado. 4 años. R$ 1276Doctorado. 4 años. R$ 1276
• Post-doc: 6 meses Post-doc: 6 meses 2 años R$ 2700 2 años R$ 2700
• Astrofísica do Sistema Solar, Astrofísica Estelar, Astrofísica Astrofísica do Sistema Solar, Astrofísica Estelar, Astrofísica Extragaláctica e Cosmologia, Astrofísica Relativística.Extragaláctica e Cosmologia, Astrofísica Relativística.
• www.on.br