Estudio de la reacumulación por autogravedad de pequeños cuerpos del sistema solar mediante simulaciones numéricas

• Autores: Rafael A. Alemañ Berenguer
• Directores de la Tesis: Adriano Campo Bagatín (dir. tes.)
• Lectura: En la Universitat d'Alacant / Universidad de Alicante ( España ) en 2017
• Idioma: español
• Tribunal Calificador de la Tesis: José Luis Ortiz Moreno (presid.) , Paula G. Benavídez Lozano (secret.) , Rene Damian Duffard (voc.)
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  • Tesis en acceso abierto en: RUA
• Resumen

  • Introducción Una de las líneas de investigación del Grupo de Ciencias Planetarias de la Universidad de Alicante aborda la estructura interna de los pequeños cuerpos del Sistema Solar, como asteroides y cometas, junto con algunos de los aspectos dinámicos de la colision entre ellos. Segun la definición establecida por la Unión Astronómica Internacional (22 de agosto de 2006), se denomina colectivamente "pequeños cuerpos" del sistema solar -en ingles, Small Solar System Bodies- aquellos objetos que, orbitando en torno al Sol, no cumplen las condiciones para ser considerados planetas, planetas enanos o satelites.

    Motivacion de la tesis La presente tesis tiene como objetivo el estudio de la estructura interna y procesos de reacumulación gravitatoria de los pequeños cuerpos del Sistema Solar, en las condiciones más cercanas a su régimen natural de baja gravedad, por cuanto tales procesos pueden proporcionar información sobre su origen y evolución. Se trata con ello de conocer qué morfología se obtiene de los procesos de reacumulación gravitatoria, las porosidades típicas de estos cuerpos, y relacionarlas con objetos observados, ademas del efecto de las condiciones iniciales (distribución inicial de los fragmentos, masa total) y de contorno (densidad, parámetros críticos de las simulaciones) sobre estos procesos.

    Desarrollo teórico El objetivo de este trabajo es la construccion de un modelo de reacumulacion gravitatoria mediante simulaciones numericas de sistemas autogravitantes de n cuerpos.

    Para ello partimos de una situacion en la que se supone que, tras recibir un impacto, un pequeño cuerpo generico del sistema solar sufre una fragmentacion.

    Algunos de los fragmentos producidos escaparan, y por ello no son de interes para los propositos de esta investigacion; otros se reacumularan mostrando un campo de velocidades mas o menos central y rotaciones aleatorias. En las simulaciones, por tanto, se barajan unas condiciones iniciales entre las cuales existira una distribucion cualquiera de velocidades (aproximadamente en direccion central), imponiendo siempre que se trate de un sistema ligado gravitatoriamente.

    Una de las estrategias de trabajo consiste en establecer un abanico de valores para el radio inicial de la distribucion tridimensional aproximadamente esferica sobre la que se colocan los fragmentos que habran de reacumularse gravitatoriamente. Las simulaciones se realizan para casos en los que la proporcion entre la masa del fragmento mas grande y la masa total del objeto (fL = MLF/MTot:) es diferente, segun los datos obtenidos empiricamente en el curso de una serie de experimentos de fragmentaci on llevados a cabo en las instalaciones de la NASA-Ames en San Jose de California (USA) en 2013.

    En este trabajo se ha centrado la atencion en un tamaño especifico de los futuros cuerpos reacumulados, en torno a los 2 km, por las siguientes razones. En primer lugar, se deseaba limitar el estudio a tamaños relativamente pequeños, desde luego inferiores al centenar de km, que es el rango en que esta prevista la existencia de cuerpos reacumulados. Por otra parte, se da la circunstancia que los valores tipicos de la energia especifica critica para la fragmentaciion para cuerpos de aproximadamente 1 km de radio coinciden (por efecto de las leyes de escala) con las correspondientes a las de objetos de pocas decenas de cm, que es justo el rango de valores empleados en los experimentos de laboratorio llevados a cabo.

    De esta forma, las fracciones masicas fL obtenidas en estos experimentos pueden considerarse representativas de analogos eventos de fragmentacion escalados a asteroides del orden del km de tamaño.

    Ademas se deseaba poder comparar el resultado de las simulaciones numericas con observaciones reales, y muchas de estas observaciones estan disponibles con cierto grado de fiabilidad especialmente en el caso de asteroides NEA (Near Earth Asteroids), cuyo rango es inferior a la decena de km. De todas formas, para dar caracter de generalidad al estudio, se han realizado simulaciones numericas que extienden los resultados hallados en el rango de pocos centenares de metros a los 10 km. El programa de calculo numerico utilizado en la preparacion de las simulaciones posteriormente analizadas se denomina pkdgrav y fue desarrollado por Derek C. Richardson, de la Universidad de Maryland - EE.UU.

    Conclusiones 1 ) Los resultados para la macroporosidad estimada en procesos de reacumulaci on coinciden de manera satisfactoria con la porosidad estimada en asteroides de tipo S con datos observacionales relativamente ables.

    2 ) La estructura interna de asteroides de tipo S es compatible con la presencia de componentes con fraccion masica superior a 0,15. Sin embargo, los asteroides de tipo C podrian tener preferentemente fracciones masicas inferiores a 0,15, debido a la mayor fragilidad frente a las colisiones del material del que estan formados.

    3 ) Uno de los resultados mas novedosos de este trabajo es la formacion de cuerpos reacumulados claramente elongados que -por su similitud morfologica con sistemas observados- se han catalogado como 'binarios de contacto', tipo relativamente comun entre los asteroides conocidos.

    4 ) La elongacion -tanto en el tipo S como en el C- muestra una cierta tendencia a incrementarse con el aumento del volumen que caracteriza la distribucion inicial de los componentes que despues van a reacumularse. .

    5) Los sistemas binarios, formados por un cuerpo central y un pequeño satelite, pueden formarse como resultado natural de procesos de reacumulacion gravitatoria.

    6) La aparicion de forma natural en el proceso de reacumulacion de objetos con periodos de rotacion muy largos (T > 20 h) podria sugerir una explicacion para el origen de lo que se conoce como rotatores lentos.

    Bibliografía más relevante Campo Bagatin, A. and Benavidez, P. G. (2012), “Collisional evolution of trans-Neptunian object populations in a Nice model environment”, Mon. Not. R. Astron. Soc., doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20954.x Housen, K.R. and Holsapple, K. A. (2012), “Craters without ejecta”, Icarus, 219, 297–306.

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    Mitarai, N. and Nakanishi, H. (2003), “Hard-sphere limit of soft-sphere model for granular materials: Stiffness dependence of steady granular flow”, Physical Review E 67, 021301.

    Michel, P., Tanga, P., Benz, W. and Richardson, D.C. (2002), “Formation of Asteroid Families by Catastrophic Disruption: Simulations with Fragmentation and Gravitational Reaccumulation”, Icarus, 160, 10–23.