Procesos Térmicos en el Sistema
Solar
René Duffard
Observatorio Nacional
Rio de Janeiro
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
Clases de “pequeños cuerpos”
Por órbita
•
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•
•
•
•
•
•
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
Por Tamaño
• IDPs, Meteoroides, Meteoritos
• “pequeños cuerpos” ~10 m a 1000 km diam
• Plutón, Sedna, Quaoar, otros TNOs
1.- Parámetros físicos:
Masa, radio, P
6.- Comparación con
otros cuerpos
5.- Misiones espaciales
2.- Material Disponible
Objeto
3.- Datos de la superficie
4.- Meteoritos: comparación ?
Geología, dinámica, termodinámica, química (hielos),etc.
1.- Parámetros físicos
Holsapple (2005)
Hilton (2002)
2.- Material Disponible
3.- Datos de la superficie
Feldspatos
(K,Na,Ca)AlSi3O8
Olvinas
(Mg,Fe)2(SiO4)
Piroxenios
(Mg,Fe,Ca)(Si2O6)
4.- Meteoritos: comparación ?
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%)
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:
11 del grupo diferenciado:
ej. : Kagangari
HED, Pallasitos, mesosideritos, ureilitos
aubritos, brachinitos, winonaititos, lodranitos
12 diferenciados únicos:
ej.: pyroxene pallasitos, Divnoe
10 grupos diferenciados ferrosos: ej.: IIAB, IIIAB, IVAB
~75 ferrosos únicos
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”)
5.- Misiones espaciales
Tempel 1
Wild 2
Gaspra
Mathilde
• Zonas planas y “playas”
Tempel 1
• Areas planas y suaves, cráteres, “arrugas”,
puntos brillantes ….
• Cuales son los procesos activos ? Que
duración tienen ?
6.- Comparación con otros cuerpos
Ganímedes
Calisto
Phoebe
Appearance from
ISS
Volatile rich-layer?
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
Seleccionar esta información para estudiar un
problema específico, algo que resalte
(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 ?
(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
1.- M = 9.43 e20, R = 475, r = 2.10 +/- 0.10
M = 2.75
e20,
R = 270, r = 3.3 +/- 1.5
2.- Material Disponible
(1) Ceres
(4) Vesta
6.- Ganimedes, Callisto
Luna, Mercurio, Tierra
5.- Misiones espaciales
3.- Espectro Plano, H20, NH4,..
Pyroxenos, cráter,...
4.- Meteoritos: No tiene. Similar a CV, CI, CM
HED´s
Geología, dinámica, termodinámica, química (hielos),etc.
Modelo 1 : VESTA
Ghosh & McSween (1998)
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.
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)
Etapa 2: Calentamiento del manto hasta la formación de la corteza.
Comienza a los 4.58 Mys despues de los CAIs
26Al 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
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.
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 Myr
L  núcleo = 108Km, corteza = 28.2, t acres = 2.80Myr, t nucleo = 4.42 Myr
LL  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.
Modelo 2 . CERES
McCord & Sotin 2005
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.
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.
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.
Predicción: Midiendo momento de inércia de Ceres será
posible ver cual modelo es el correcto.
Porqué Vesta está
diferenciado y Ceres no ??
Agua !!
Calor latente de fusión de los hielos
Una posibilidad es que los objetos fueron formados por cuerpos ya
diferenciados. Mas temprano significa mas caliente por 26Al
y mas perdida de agua.
Discusión
• Son dos modelos independientes, no se comunican.
• Hay que mejorar las restricciones, hay demasiadas
variables.
• Los cuerpos se formaron donde están ahora ? 
Dinámica.
Cambio en el concepto
• Asteroides: rocosos,
metálicos, geologicamente
no activos, fragmentos de
colisiones, algunos pocos
diferenciados.
Asteroides: baja densidad,
rubble-pile, com material
volátil, com actividad
geológica (no de impacto),
SATÈLITES!!, modelados
por mareas.
Cometas: helados, baja
densidad, sin actividad
geológica, hasta que se
acercan al Sol y comienza la
actividad.
Cometas: activos lejos del Sol,
cuerpos evoluídos
geologicamente (no por
impacto), quebradizos (spliting),
relación com KBOs.
FIN
Becas Disponibles
• Doctorado. 4 años. R$ 1276
• Post-doc: 6 meses  2 años R$ 2700
•
Astrofísica do Sistema Solar, Astrofísica Estelar, Astrofísica Extragaláctica
e Cosmologia, Astrofísica Relativística.
• www.on.br
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Procesos térmicos en el Sistema Solar