Dinâmica de Pequenos Corpos no Sistema Solar

Workshop : Dinâmica de Pequenos Corpos no Sistema Solar
Programa de Pós Graduação em Física Aplicada- IGCE-UNESP-Rio Claro
Programa (20/03/2015)
08:30 - 9:10 Rodney Gomes da Silva (ON- Rio de Janeiro)
Formação de Troianos de Netuno pelo Modelo de Nice
Existem hoje 11 Troianos de Netuno descobertos com inclinações que variam de 1.3°a 29.4º.
Estima-se uma massa total para esses objetos em torno de 1/100 da massa doCinturão de Kuiper. Se
considerarmos que os Troianos de Netuno foram capturados durante a fase de migração planetária,
podemos concluir que apenas 1 em cada 300000objetos inicialmente no disco de planetesimais
serão capturados, se considerarmos 30massas da Terra para o Cinturão. Numa integração numérica
de um modelo de migração planetária, isto significa que precisaremos também de 300000 partículas
no disco paratermos uma probabilidade de ~50% de capturarmos um Troiano, o que torna
integrações numéricas convencionais pouco úteis para o estudo do processo de captura de Troianos
de Netuno. Durante uma integração pelo modelo de Nice, várias partículas foram capturadas
temporariamente como Troianos de Netuno, mas nenhuma se manteve até o final da integração.
Neste trabalho, consideramos essas partículas temporariamente capturadas e reintegramos o sistema
com uma integração sintética que simule a integração original e vários clones dos Troianos
temporariamente capturados. Este processo nos permite analisar com maior acuidade estatística a
distribuição orbital de Troianos capturados numa evolução planetária segundo o modelo de Nice.
No final das integrações sintéticas, permaneceram capturados como troianos de Netuno um número
equivalente a uma massa total entre 0.0003 e 0.0004 massas da Terra. A distribuição de inclinações
varia de 2º a 34º, com uma mediana em torno de 20º.
09:10 – 9:50 Fernando Virgilio Roig (ON- Rio de Janeiro)
The evolution of the asteroid belt in the jumping Jupiter model.
In this work, we investigate the evolution of a primordial belt of asteroids, represented by hundreds
of thousand of massless test particles, under the gravitational effect of Jovian migrating planets in
the framework of the jumping-Jupiter model. We perform several simulations considering test
particles distributed in the Main Belt, as well as in the Hilda and Trojan groups. The simulations
start with Jupiter and Saturn locked in the mutual 3:2 mean motion resonance plus 3 Neptune-size
planets in a compact orbital configurartion. Mutual planetary interactions during migration led one
of the Neptunes to be ejected in less than 10 Myr of evolution, causing Jupiter to jump by about 0.3
AU in semimajor axis and introducing a fast but large instability in the studied population. In
practice, this migration mechanism is reproduced by interpolating the planets positions saved
from a previous realistic simulation of migration. Preliminar results indicate that neither primordial
Hildas, nor Trojans, survive to the instability, thus confirming the idea that such populations must
have been implanted from other sources, as for example the outer disk of planetesimals initially
located beyond the outermost planet. In particular, we address here the possibility of implantation
of Hildas and Trojans from the Main Belt population. We also compare the final orbital structure of
the simulated Main Belt with the current Main Belt for H < 9.7.
9:50 - 10:15 Tadashi Yokoyama (UNESP-Rio Claro)
Inclinação de Miranda Durante a Migração Planetária
Miranda é um satélite de Urano, cuja inclinação 4.2 ⁰ é um caso anômalo. Acredita-se que este alto
valor seja resultado de marés que conduziram o par Miranda-Umbriel a cruzar a ressonância 3:1. A
quase totalidade dos trabalhos, toma só o par ressonante e o achatamento de Urano. Porém se
consideramos a migração planetária, é inevitável incluir o Sol. Surge daí uma nova frequência
(ressonância) que mostra alguns vínculos bem como um novo caminho para chegar aos 4.2⁰ graus.
10:15- 10:45 Cafe'
10:45 - 11:10 Rogerio Deienno (INPE-S.José dos Campos)
Evolução do cinturão de asteróides pós-Grand Tack.
O Cinturão de Asteróides é marcado pela mistura de propriedades físicas entre os seus objetos
componentes, assim como a sua peculiar distribuição de excentricidades e inclinações orbitais.
Modelos de formação do Cinturão de Asteróides mostram que a sua formação está fortemente
vinculada ao tamanho do planeta Marte. O cenário proposto pelo já conhecido modelo Grand Tack
mostra uma possível solução para o impasse “tamanho de Marte” vs “origem do Cinturão”, assim
como também apresenta hipóteses para o entendimento da mistura de propriedades físicas dos seus
objetos componentes. Para a distribuição orbital destes objetos, apresenta bom acordo com as
inclinações, mas falha em relação às excentricidades. Avaliaremos então a evolução das
características orbitais provenientes do Grand Tack durante a evolução do Sistema Solar. Os
resultados serão comparados com a distribuição atual de semi-eixo maior, excentricidade e
inclinação apresentada pelos objetos presentes no Cinturão de Asteróides. Com isso, mostraremos
pontos favoráveis e desfavoráveis de tal modelo, assim como a influência da excentricidade
primordial das órbitas de Júpiter e Saturno sobre a estrutura do Cinturão de Asteróides.
11:10 - 11:30 Pedro Ivo de Oliveira Brasil (ON- Rio de Janeiro)
Dinâmica de asteróides e possíveis vínculos sobre a
formação da arquitetura do sistema solar: uma introdução
Nesta apresentação vou abordar a dinâmica dos asteroides do cinturão principal. Basicamente será feita uma
revisão das distintas fases de formação, dos principais modelos propostos e seus pontos positivos e
negativos. Especial foco será dado aos modelos “Grand Tack” e “Jumping-Jupiter”. Por fim, apresentarei as
etapas futuras do meu trabalho em desenvolvimento e resultados esperados.
11:30 - 12:00 Discussão
12:00-14:00 Almoço
14:00 – 14:20 Diogo Merguizzo Sanchez (INPE-S.José dos Campos)
Exploração do sistema Haumea
O sistema Haumea é composto pelo planeta anão Haumea e suas duas luas, Namaka eHi’iaka.
Objeto trans-netuniano, Haumea é um elipsoide triaxial, com período de rotação de 3,9155 horas,
que possui baixa proporção de gelo, sendo este último pobre em carbono. Estas características
fazem de Haumea alvo prioritário para missões futuras, que poderiam fornecer informações sobre a
formação do próprio Sistema Solar. Propomos a utilização de nano-satélites para a exploração deste
sistema, como alternativa às missões convencionais. Encontramos soluções ótimas para a capturas
destes nano-satélites por Haumea e mapeamos órbitas estáveis em torno deste. Consideramos o
potencial gravitacional de Haumea até grau e ordem quatro, o Sol, Namaka e Hi’iaka como
perturbadores
14:20 - 14:40 Maria Helena Morais (UNESP-Rio Claro)
Captura em ressonância orbital no caso 3D
As configurações orbitais e em particular as ressonâncias orbitais retrogradas (inclinação
próxima de 180º) foram estudadas em Morais & Giuppone (MNRAS, 424, 52–64, 2012), Morais &
Namouni (CMDA, 117, 405-421, 2013), Morais & Namouni (MNRAS-Letters, 436, L30-L34,
2013). No seguimento desse trabalho apresentarei resultados recentes (Namouni & Morais,
MNRAS, 446, 1998–2009, 2015) sobre a probabilidade de captura em ressonâncias orbitais num
modelo 3D (inclinação entre 0 e 180º).
14:40 - 15:00 Nelson Callegari Jr (UNESP-Rio Claro)
Modelagem de dinâmica de rotação de satélites regulares: aplicação a Ganimedes, Europa e Enceladus
A dinâmica de rotação de satélites regulares de Júpiter e Saturno é estudada há anos, e muitos
fenômenos envolvidos com a planetologia desses corpos estão relacionados com a rotação:
evolução maré rotacional-orbital, atividade interna, insolação da superfície. Em muitos modelos de
rotação, uma hipótese muito usada é de que são corpos homogêneos (rígidos ou não). Por exemplo,
os estudos conhecidos de evolução rotacional pelas chamadas ressonâncias spin-órbita de rotação
(RSOR) consideram a homogeneidade. Sabe-se, no entanto que os grandes satélites podem ter
estrutura diferencial interna.
Neste trabalho, estamos estudando a dinâmica conservativa e também a evolução pelas RSOR com
modelos multicamadas. Nesses casos, a rotação diferencial, isto é, relativa, de diversas camadas, é
possível. Apresentaremos uma modelagem plausível de torques internos gravitacionais entre as
diversas camadas, e entre as camadas e o planeta. Tal modelagem se baseia em cálculos de estrutura
interna realísticos do interior dos satélites. Serão mostrados resultados de simulações numéricas de
dinâmica de rotação, calculados para diversos satélites tais como Europa, Enceladus, Titan e
Ganimedes.
15:00 -...... Discussões