Colisiones de Baja Energía sobre la Superficie de Iapetus

C. B. Briozzo – Fa.M.A.F., U.N.C.

A. M. Leiva – O.A.C., U.N.C.

Dicotomía de albedo:

NASA/JPL/SSI PIA11690

0.04 0.50

Origen:

Endógeno:• Vulcanismo (posiblemente tras un impacto)• Acción de la radiación solar sobre el material “original”

Exógeno:• Deposición de material “externo”• Modificación del material “original” por impactos

Cook & Franklin, Icarus 13, 282291 (1970): modelo de erosión• Flujo isotrópico de material cometario desde el infinito• Alta energía• Tasa de erosión

• Y un tributo …

Origen:

Spitzer Space Telescope, Verbiscer et al., Nature 461, 10981100 (2009):• Anillo de polvo asociado a Phoebe• Gravitacionalmente ligado a Saturno• Flujo anisotrópico• Baja energía

Muy diferentede lo anterior…¿o no?

Superficiede Hill

Iapetus

Simulación:

Condiciones Iniciales:

• H=h, h106 (h=2C)

• Sobre • Grilla en y, vy, z, vz (Δ=2×10−4)

• vx (<0) de H=hA Saturno

3560820 km

2, 0xLx x v

Polvo

Integración:

• Hasta el impacto

• o hasta t = 100

Modelo: CR3BP SaturnoIapetusPolvo

Simulación:

Impactos:

• Proyección de Gall-Peters:

• Histograma:

• Densidad incidente en Σ:

cos ,x R sen / cosy R

celdas de igual area

Flujo uniforme en vx densidad (volumétrica) no unifome en v

Densidad (volumétrica) uniforme en v flujo no uniforme en vx

Σ

x

yz

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Densidad uniforme

Flujo uniforme

Simulación:

Comparación:

Cartografía:NASA/JPL/SSIPIA11116

Histograma:el más “parecido”

Comparación:

B.J. Buratti & J.A. Mosher, Icarus 115, 219 (1995): reflectancia UV

¿Cuán “bueno” podemos considerar el parecido?

Comparación(II):

J.R. Spencer & T. Denk, Science 327, 432 (2010):

Migración del hielo por segregación térmica

Iapetus gira muy lento redistribución global

Con las disculpas del caso…

El modelo que mejor anda:

Y … ¿cuál es la “semilla”?

Es decir, ¿cuál es ladistribución inicial de polvoque dá origen a estepatrón de albedo?

Comparación(II):

J.R. Spencer & T. Denk, Science 327, 432 (2010):

La tasa de deposición de polvo para el modelo B es

cos 12

dDdt

La tasa de deposición de polvo para densidad uniforme a h=1.500380 es

Coda: el origen

Integración hacia atrás:• mismo CR3BP • h=-1.500400• trayectorias que impactan• desde hasta apoapsis

En el apoapsis:• CR3BP ~ Kepler• calculamos a, e, i

Notar:• a(1-e) ~ 1.02• 1.03 < a(1+e) < 1.33• ¿Cómo llegan allí desde allá?

Coda: el origen

Simulación de un disco de polvo:• Sol, Saturno, Iapetus y Phoebe• 1.1 < a < 3.36• e = 0• M uniforme• i = 153º, ω = 0º.91, = 257º.07

Mapas dinámicos a 0.5 Myr :• a ~ constante• distancia mínima a Saturno• e máxima

Notar:• Todo lo que parte dentro del límite interno es candidato a chocar con Iapetus• Pero llegaría con h demasiado grande

Coda: el origen

Gravedad y radiación solar:

• Gravedad+Presión dispersan e : τe (yr) ~ 5105 / (1) ( < 1)• Poynting-Robertson reduce a : τa (yr) ~ 48600 /

• Las partículas que llegan con h bajo son las que tienen τa < τe

• es decir > 0.1

• es decir 0.5μm < r < 5μm

Conclusiones:

• Hay que apuntar a reproducir la “semilla” para segregación térmica

• Impactos de baja energía la reproducen razonablemente

• Resultados consistentes con origen en el anillo para 0.5μm < r < 5μm

• Resultados consistentes con el límite interno del anillo