39
Cronograma e Programa
Apresentacoes orais
Palestra convidada
The creep tide theory
S. Ferraz-Mello (1)
(1) Instituto de Astronomia, Geofısica e Ciencias Atmosferias da Universidade de Sao de Paulo IAG-USP
The creep tide theory is a new paradigm in the study of the tidal evolution of the celestial bodies. It is
an alternative to the classical Darwinian theories and to the introduction of an ad hoc lag to represent
the anelastic tidal deformation of the bodies. In this new theory, the anelastic deformation of the body is
the result of a Newtonian creep inversely proportional to the viscosity of the body and, along each radius,
directly proportional to the distance from the actual surface of the body to the equilibrium. The theory
predicts different behaviors in the two extremes of viscosity values: In one of them, the giant planets and
the stars and, in the other, the terrestrial planets and planetary satellites. The later addition of the elastic
tide changes the shape of the body, but does not change the average dissipation and the torques. The theory
was applied to many different bodies as the Moon, Mercury, super-Earths, hot Jupiters and host stars.
Palestra convidada
Asteroides en orbitas cometarias y cometas en orbitas asteroidales: ¿Objetos
en transicion o hıbridos cometa-asteroide?
J.A. Fernandez (1)
(1) Departamento de Astronomıa, Facultad de Ciencias, 11400 Montevideo, Uruguay
Se discutiran las caracterısticas dinamicas y fısicas de objetos que se acercan a la Tierra (NEOs), prestando
particular atencion a objetos con baja actividad o residual. Se encuentra que muchos objetos entre los
NEOs comparten caracterısticas de cometas y asteroides. Se discutira si ellos pueden ser caracterizados
como objetos en transicion cometa-asteroide, es decir si son cometas helados que se rodean de una capa de
polvo aislante, o son intrınsecamente hıbridos con una matriz rocosa (como los asteroides) pero conteniendo
algo de hielo de agua. Aparte de la distinta proporcion de hielo/roca en estos objetos hıbridos, el cociente
isotopico deuterio/hidrogeno (D/H) podrıa ser distinto si se formaron en regiones mas cercanas al Sol (p.
ej. el cinturon de asteroides), donde el hielo de agua pudo haberse sublimado y recondensado, causando un
empobrecimiento de deuterio en las moleculas de agua, llevando el cociente D/H del agua en estos objetos
hıbridos a valores mas cercanos al de los oceanos terrestres.
Palestra IF-UFRGS & Taller de Ciencias Planetarias
Searching for signposts of planet formation
H. Canovas (1)
(1) Univ. Valpariso/MAD, Chile
With more than 1800 confirmed exoplanets, it is now clear that planet formation is a natural outcome of
stellar formation. However, the mechanisms by which planets do form remain yet uncertain. The most
promissing way to understand this process is to study protoplanetary disks that show signposts of pla-
net formation. In this talk I will describe these signposts, and I will present recent observations of disks
showing strong evidences of giant planet formation with cutting edge instrumentation such as ALMA and
VLT/SPHERE.
1
40 minutos
Busca de planetas em torno de estrelas gemeas do Sol
A. Alves-Brito (1)
(1) IF/UFRGS
No presente seminario apresentarei, do ponto de vista observacional, os principais resultados do projeto
brasileiro de busca de planetas em torno de estrelas gemeas do Sol, usando o espectrografo HARPS do
ESO, cujos principais objetivos sao obter abundancias quımicas com altıssima precisao (0.01 dex) de estrelas
gemeas do Sol, descobrir planetas em torno dessas estrelas e explorar a conexao quımica (se alguma) entre
as estrelas e os planetas hospedeiros.
20 minutos
Formacion de planetas gigantes por acrecion de pebbles
O.M. Guilera (1,2)
(1) Grupo de Ciencias Planetarias, Instituto de Astrofısica de La Plata (CONICET-UNLP)
(2) Grupo de Ciencias Planetarias, Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofısicas (UNLP)
En el marco del modelo clasico de acrecion del nucleo, la formacion de un planeta gigante ocurre por
dos procesos principales: primero se forma un nucleo masivo por acrecion de solidos presentes en el disco
protoplanetario; luego, cuando el nucleo excede un valor crıtico (generalmente mayor a 10 masas terrestres)
se dispara la acrecion del gas circundante y el planeta acreta grandes cantidades de gas en un perıodo corto
de tiempo (del orden de 10 anos) hasta que el mismo alcanza su masa final. De esta manera, la formacion
de un nucleo masivo tiene que ocurrir cuando aun hay gas disponible para ser acretado en el disco. Esto
impone una fuerte restriccion temporal en la formacion de los planetas gigantes, dado que practicamente no
se observan discos protoplanetarios en estrellas con mas de 10 anos. La formacion de nucleos masivos en un
tiempo menor a 10 anos por la acrecion de planetesimales grandes (con radios ¿ 10 km) solo es posible a
partir de discos protoplanetarios masivos. Sin embargo, las tasas de acrecion aumentan significativamente
para planetesimales de menor tamano, especialmente para las pebbles: partıculas con tamanos del orden del
mm y cm, las cuales estan, desde un punto de vista dinamico, acopladas fuertemente al gas. En esta charla,
analizaremos la formacion de planetas gigantes incorporando las tasas de acrecion de pebbles en nuestro
modelo global de formacion planetaria.
20 minutos
Mares em Exoplanetas e Estrelas
E.S. Pereira (1), S. Ferraz-Mello (1)
(1) Instituto de Astronomia, Geofısica e Ciencias Atmosferias da Universidade de Sao de Paulo IAG-USP
No contexto da Teoria de Mare de Fluencia (Creeping Tide), desenvolvida no IAG-USP (Ferraz-Mello, 2013;
Ferraz-Mello et al 2015), foram determinados os valores do fator de relaxacao (γ) da estrela e do parametro
definido como breque magnetico continuado (f) para um conjunto de alguns sistemas adequados (estrela e
planetas ou ana marrom). O fator de relaxacao e uma quantidade inversamente proporcional a viscosidade
uniforme do corpo, assim, enquanto maior esta quantidade, menor e a dissipacao de energia. O breque, ao
que tudo indica, e efetivo apenas para estrelas de tipo solar ou proximo. Tal estudo foi realizado a partir da
comparacao dos resultados da evolucao passada do perıodo de rotacao das estrelas hospedeiras de grandes
planetas e anas-marrons com o que se sabe sobre a rotacao primordial das estrelas, deduzida da rotacao
observada de estrelas pertencentes a aglomerados jovens (perıodo de 1 a 2 dias) (Meibom, S. et al 2011).
2
40 minutos
Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko e a Missao Rosetta
A.A. de Almeida (1)
(1) Departamento de Astronomia, IAG/USP
Apresentamos os resultados de uma pesquisa cometaria envolvendo uma analise comparativa das taxas de
producao de gas e poeira no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, alvo da missao espacial Rosetta (de
Almeida, Trevisan Sanzovo, Sanzovo, et al., 2009), usando o Metodo Semi-Empırico de Magnitudes Visuais
(de Almeida, Singh e Huebner, 1997). Na epoca foi obtida uma estimativa de 2,1 km para o raio do nucleo do
cometa 67P, o que mostra uma excelente concordancia com o valor de 2,0 km, inferido a partir das dimensoes
de 4,1x3,3x1,8 km (lobulo maior) e 2,6x2,3x1,8 km (lobulo menor) obtidas pela Missao Rosetta.
20 minutos
Modelado del polvo en comas cometarias
E. Garcıa-Migani (1), R. Gil-Hutton (1,2)
(1) CASLEO-CONICET
(2) UNSJ
El estudio del entorno de polvo de los nucleos cometarios usando observaciones desde Tierra es una tarea
realmente compleja y para poder resolver las posibles estructuras se debe acudir al procesamiento de las
imagenes mediante el uso de filtros digitales (Garcıa-Migani & Gil-Hutton 2014). Las imagenes procesadas
de esta manera muestran estructuras complejas que son producto de los jets que expulsan los granos de polvo
desde el nucleo del cometa y de la posterior dınamica de los mismos una vez que la radiacion solar empiezar a
afectar su movimiento. De esta manera el entorno de polvo observado va a depender de parametros como la
velocidad de eyeccion, su densidad, la distribucion de tamanos de los granos de polvo, el perıodo de rotacion
del nucleo, y las distancias geocentrica y heliocentrica. Con la intencion de entender mejor el entorno de
polvo de los nucleos cometarios y estimar algunos de los parametros anteriomente mencionados, se desarrollo
un codigo para tratar de modelar las observaciones ajustandolas por cuadrados mınimos a un modelo. En
este trabajo se presentan algunos resultados de la aplicacion del modelo y algunas caracterısticas del mismo.
20 minutos
Coma in asteroids
E. Rondon (1), J.M. Carvano (1)
(1) Observatorio Nacional/MCTI, Rua General Jose Cristino 77, Rio de Janeiro, RJ, 20921-400, Brasil
Seventeen asteroids have shown evidence of a dusty coma. These objects have been called Active Asteroids.
The physical source of their activity can be diverse; among the possible causes are collision and sublimation.
In this work, we use a dust distribution model associated with the asteroid coma to study the photometric
and spectroscopic properties of these objects, from which we can estimate parameters associated with the
position of the particle in the coma, the size of the grain, and with the velocity distribution, and thus
simulating a collision in the asteroids. We study the influence of grain size on the spectrum of asteroids,
using the Hapke model for the sunlight reflected at the surface asteroids and attenuated by the coma, and
using the Monte Carlo method for the sunlight scattered by the coma into the line of sight of the observer,
following the approach of Carvano and Lorenz (2010) which modeled the effects of a faint dust coma on the
asteroid (5201) Ferraz-Mello spectra and other objects. This model was capable of producing an increase in
3
the reflectance in the shorter wavelengths, and they show that the presence of a faint coma produces unusual
reflectance but the resulting spectra tend to be bluer than the asteroid spectrum without the coma. In our
model, we study a realistic distribution of the grains produced by the ejection of particles due to volatile
sublimation, and compare the distribution of the grains produced by a collision adding the effect of the solar
phase angle on the spectra, finding that the mechanism causing of the ejection produces a signature in the
spectrum of the object.
20 minutos
ACOs, ¿cometas de baja actividad o asteroides en orbitas singulares?
S. Martino (1), M. Egorov (1), G. Tancredi (1), F. Vieira (2), S. Silva (2), D. Lazzaro (2)
(1) Departamento de Astronomıa - Facultad de Ciencias UdelaR, URUGUAY
(2) Observatorio Nacional, Rio de Janeiro, Brasil
Los asteroides en orbitas cometarias (ACOs) son objetos aparentemente sin actividad que se observan en
orbitas tıpicas de cometas (objetos activos). El objetivo de este trabajo es determinar si estos objetos
son efectivamente asteroides que por algun tipo de perturbacion llegaron a tener orbitas caoticas, o si son
cometas con una actividad muy baja y difıcil de detectar. De la base de datos de elementos orbitales de mas
de 600.000 asteroides, y de acuerdo a criterios orbitales muy restrictivos, se seleccionaron 450 objetos que
poseen orbitas compatibles con cometas. Hemos realizado un monitoreo de la posible actividad de los objetos
observables de esta muestra. Se realizaron observaciones de 24 ACOs entre enero y octubre de 2015 con el
telescopio IMPACTON de 1m del Observatorio Astronomico do Sertao de Itaparica (Brasil). La busqueda
de actividad se realiza mediante el estudio del perfil fotometrico de estos objetos en comparacion con el de
estrellas de campo. La actividad se manifestarıa como un ensanchamiento del perfil fotometrico del objeto
respecto al estelar.
40 minutos
Minor Bodies of the Solar System: laboratory experiments and observations
D. Fulvio (1)
(1) Departamento de Fisica, Pontificia Universidade Catolica do Rio de Janeiro, RJ, Brazil [email protected]
The study of the physical, chemical, and mineralogical properties of the Minor Bodies of the Solar System
(MBSSs) contributes in a unique way to the understanding of the processes that led to the genesis and
evolution of the Solar System. Many MBSSs are not (or only weakly) protected by an atmosphere or a
magnetic field, so their surface is continually exposed to the bombardment by solar wind ions, high energy
cosmic ions, UV photons, and micro-meteorites. This interaction, collectively known as “space weathering”,
may cause a remarkable surface processing, such as structural and compositional variations, sputtering, and
changes in the surface spectral properties. For this reason, the correct interpretation of the MBSSs reflectance
spectra requires a deep understanding of the mechanisms and processes determining the surface evolution
and the way space weathering alters the observed spectra. In this context, a fundamental role is played by
laboratory experiments which simulate the space weathering processes and the induced physical, chemical,
and spectral variations. This is one of the main goals of Laboratory Astrophysics.
In this talk, I will summarize the main goals and recent achievements of my research activity in the field
of Laboratory Astrophysics. In particular, I will talk about:
(1) ion/photon irradiation experiments on meteorites and astrophysical “ices” (e.g., volatile species or mixture
frozen out from the gas phase at T < 273 K);
4
(2) the study of chemical reactions on “dust grains” (i.e., carbonaceous and siliceous species analogues of
planetary surfaces and cosmic dust grains) and at the interface ice/grains;
(3) detection of molecules in space and study of their formation pathways, abundances, and spectral features.
My talk is intended to stimulate cooperation between observational, theoretical, and experimental teams
as well possible joint research projects.
20 minutos
Propagacion de ondas sısmicas en medios granulares. Aplicacion en asteroides
aglomerados
F. Lopez (1), G. Tancredi (1), A. Agriela, (1), H. Ortega (1), T. Gallot (2)
(1) Departamento de Astronomıa, Instituto de Fısica, Facultad de Ciencias, UdelaR
(2) Departamento de Fısica de los Materiales, Instituto de Fısica, Facultad de Ciencias, UdelaR
Existe evidencia de que los asteroides del Sistema Solar estan compuestos por rocas sin cohesion, man-
teniendose estables unicamente debido a su propia autogravedad. Las ondas sısmicas producidas por im-
pactos podrıan propagarse a traves de estos asteroides, provocando procesos como modificaciones en la
distribucion interna de las rocas y eyecciones de pequenas partıculas y polvo de sus superficies, dando lugar
a una coma tipo cometaria.
En este trabajo se pretende estudiar la propagacion de ondas sısmicas en un medio granular generadas
vıa impactos. En particular, se busca comprender el cambio de comportamiento al aumentar la compresion
del material, y se intenta determinar el factor de eficiencia sısmica de impacto.
Para el experimento, se dispone de una caja acrılica llena de arena de diferentes tamanos con un cara
movil para generar distintas presiones de confinamiento, las que son monitoreadas con sensores de presion.
Existe un agujero en la cara superior a traves del cual se generaran los impactos. Para la toma de medidas, se
hace uso camaras de alta velocidad colocadas en el exterior de la caja, ası como varios sensores piezoelectricos
y acelerometros en el interior del medio. Los impactos son generados en una amplia gama de condiciones,
desde masas esfericas en caıda libre hasta disparos de alta velocidad con armas de fuego.
20 minutos
El Meteorito de San Carlos, Maldonado, Uruguay
G. Tancredi (1), P. Nunez (2), M.E. Zucolotto (3), J.M. Monzon (3) y un numeroso equipo que participo en
el estudio
(1) Departamento de Astronomıa, Instituto de Fısica, Facultad de Ciencias
(2) Instituto de Ciencias Geologicas, Facultad de Ciencias
(3) Museu Nacional de Rıo de Janeiro, Brasil
La noche del Viernes 18 de Setiembre 2015 el matrimonio de San Carlos (Uruguay) se encontraba fuera de
casa. Su hija prefirio permanecer esa noche en su cuarto. A la manana siguiente se desperto sorprendida por
la luz del sol que entraba desde el techo en el cuarto de sus padres. La sorpresa fue mayor cuando encontro
que una piedra habıa atravesado el techo de fibrocemento y el lambriz del cielorraso, quebrando la parrilla de
la cama matrimonial, hasta rodar junto a la pared. La piedra era de color oscuro y de aspecto inusual, pero lo
que inicialmente penso es que alguien habıa apedreado su casa. Los padres retornaron inmediatamente para
evaluar lo sucedido y reparar los danos. Se percataron ademas que el TV Led habıa sufrido un impacto. La
familia entrego la roca a la Facultad de Ciencias para su estudio, comprobandose que se trata del PRIMER
METEORITO URUGUAYO. Es uno de los pocos casos registrados en que un meteorito atraviesa el techo
5
de una casa (menos de 15 casos a nivel mundial en los ultimos 100 anos) y la primera vez que un impacto
destruye un aparato electronico como un TV.
Fueron llevados a cabo examenes petrologicos y geoquımicos sobre el meteorito. Se realizaron estudios
mineralogicos de laminas delgadas y analisis mediante microsonda electronica (UFRJ, Brasil) y mediante
microscopio electronico de barrido (Facultad de Ciencias, Uruguay). El meteorito consiste en una brecha
oligomictica clastosoportada, con clastos de color grisaceo (pale blue 5PB 7/2- grayish blue green 5BG 5/2)
y matriz vıtrea oscura (dark greenish gray 5G 4/1- greenish black 5G 2/1). Presenta una corteza de fusion
vıtrea de color negro mate (black N1), de espesor milimetrico, exhibiendo regmagliptos. Su masa es de 712
gr y posee una densidad de 3.4 gr/cm3. Los analisis mineralogicos han permitido determinar presencia de
condrulos de olivino, en una matriz compuesta por cristales de piroxeno, aleaciones de hierro-nıquel, sulfuros
y olivino, indicando que se trata de una condrita ordinaria. Los minerales de Fe-Ni fueron identificados
como: camacita, taenita y tetrataenita. De acuerdo a los contenidos de cobalto en camacita y de fayalita en
olivino, puede clasificarse al meteorito como una condrita de tipo LL entre las variedades 3.8 y 6 (Krot et al.
2014). El olivino presenta una composicion predominantemente magnesiana Fo68Fa32, con una dispersion
estandar menor a 5, restringiendo la clasificacion del meteorito entre las variedades LL 4 y 6 (Huss et al.
2006). El piroxeno pertenece al extremo magnesiano y es clasificado como enstatita, caracterizandose por
cristales inequigranulares con un tamano de grano maximo mayor a 50m. La plagioclasa es rica en sodio
y fue identificada como oligoclasa, presentandose desde criptocristalino a tamano de grano mayor a 50 m,
determinando que el condrito pertenece a la variedad LL 6 (Huss et al. 2006). Estudios microtectonicos
muestran leve mosaicismo y extincion ondulosa en los olivinos; los condrulos presentan bordes difusos,
mientras los piroxenos presentan extincion ondulosa, permitiendo determinar que el grado de metamorfismo
de impacto es de tipo S3 (Krot et al. 2014).. El meteorito es clasificado, por lo tanto, como una Brecha
Condritica de tipo LL-6, con bajo contenido en minerales siderofilos y tamano de condrulos moderado, con
grado de metamorfismo de impacto de tipo S3 y nivel de intemperismo W0.
Se estima que la roca impacto el techo a una velocidad del orden de 70 m/s (250 km/h).
40 minutos
The discovery of a ring system around the Centaur object (10199) Chariklo
F. Braga-Ribas (1), B. Sicardy (2), J.L. Ortiz (3), R. Vieira Martins (1), J.I.B. Camargo (1), M. Assafin (4)
(1) Observatorio Nacional, Brazil
(2) LESIA, Observatoire de Pairs-Meudon, France
(3) Instituto de Astrofisica de Andalucia, Spain
(4) Observatorio do Valongo, Brazil
Observation of a stellar occultation on 03 June 2013, led to the discovery of the first ring system around a
small Solar System object, the Centaur (10199) Chariklo (Braga-Ribas et al. 2014, Nature, 508, 72). The
object has about 125 km in radius and is in an unstable orbit between Saturn and Uranus.
The fifth ring system ever discovered (after those around the four giant planets) is composed of two dense
rings with respective widths of 7 and 3 kilometers, optical depths of 0.4 and 0.06, and orbital radii of 391
and 405 kilometers. They are separated by an empty gap of about 9 km. Their current configuration may
be explained by the presence of a putative kilometric-sized satellite. By mean of the shepherd mechanism,
it can confine and open the gap between the rings, otherwise they would spread out in few thousand years.
From 1997 to 2008 Chariklo system showed a strange behavior. It has dimmed by 0.5 in absolute
magnitude and the water ice band on its spectrum, formerly observed, could not be detected in 2008. All
6
this is simply explained by the rings present orientation, which implies that they were seen by their edge on
2008. We can also calculate their reflexivity I/F 0.1 and that they are partially composed of water ice.
Photometric and spectroscopic observations made in 2013, had shown an increasing of brightness and
detected the water ice band. New stellar occultations by Chariklo system have been (and will be) observed
along the year, allowing better understanding of the system.
20 minutos
Analise de espectros no infravermelho proximo de objetos transnetunianos
A.C. de Souza Feliciano (1), A. Alvarez-Candal (1)
(1) Observatorio Nacional / MCTI, Rio de Janeiro, Brasil
A regiao do Sistema Solar alem da orbita de Netuno, regiao trans-netuniana, abriga atualmente quase 1400
objetos conhecidos. Estes objetos sao considerados os mais primitivos do Sistema Solar. Os espectros destes
objetos no infravermelho proximo mostram a existencia de gelos (H2O, CH4, N2,CH3OH, entre outros) em
suas superfıcies. Porem, a analise e interpretacao desses espectros e de difıcil realizacao devido ao baixo
brilho aparente da maior parte dos TNOs (da sigla em ingles para objeto trans-netuniano).
Para poder ajudar na interpretacao dos espectros de TNOs e necessario utilizar tecnicas numericas
visando diminuir a quantidade de ruıdo e identificar bandas de absorcao caracterısticas de gelos de interesse
astrofısico. Essas tecnicas podem ser: 1) Rebinning dos dados, 2) aplicacao de Runing box, 3) Transformada
de Fourier ou 4) Wavelets.
Nesta reuniao de trabalho apresentamos os resultados da aplicacao destas ferramentas de analise para uma
amostra de espectros, obtida entre 2007 e 2008 com o espectrografo SINFONI da unidade 4 do Very Large
Telescope, comparamos os resultados obtidos atraves das diferente tecnicas e buscamos confirmacao na litera-
tura para inferirmos com maior confiabilidade a presenca ou ausencia dos gelos mencionados acima. Atraves
da aplicacao da Wavelet Coiflet 4 foi possıvel identificar assinaturas de gelos de H2O, CH4 e possıvelmente
CH3OH em alguns espectros da nossa amostra no intervalo espectral pertencente ao infravermelho proximo.
20 minutos
El origen del sistema de anillos de (10199) Chariklo
M.D. Melita (1), R. Duffard (2), J.L. Ortiz (2)
(1) IAFE-CONICET, Argentina
(2) IAA, Espana
En esta charla discutiremos la plausibilidad de distintos escenarios de origen del sistema de anillos del
asteroide centauro (10199) Chariklo. Primeramente presentaremos los rangos posibles de ubicacion del
lımite de Roche para diferentes parametros del sistema. Luego evaluaremos escalas de tiempo de evolucion
de acuerdo a la interaccion tidal con el objetivo de evaluar la plausibilidad de que el material del anillo
provenga de un satelite disgregado. Tambien discutiremos la posibilidad de que el anillo se origine en la
eyeccion producida en una colision craterizante sobre el cuerpo de Chariklo y las escalas de tiempo tıpicas
de tal evento. Finalmente se considerara una colision disruptiva sobre un satelite ubicado donde se observan
los anillos actualmente y la probabilidad de dicho evento. Tambien se discutira el origen del la division
observada.
20 minutos
Populacao fria do Cinturao de Kuiper sob um modelo de Nice com 5 planetas
gigantes
7
R. Gomes (1)
(1) Observatorio Nacional
O Cinturao de Kuiper e um fornecedor importante de vınculos para se chegar a um melhor entendimento
da evolucao dinamica primordial do Sistema Solar. O primeiro ponto a se considerar e que o Cinturao de
Kuiper e formado pela superposicao de duas populacoes com caracterısticas distintas que devem tambem
ter origens distintas, a populacao dinamicamente quente e a populacao dinamicamente fria. A melhor
explicacao para o aparecimento da populacao quente no Cinturao envolve um transporte de objetos de um
disco primordial de planetesimais ate a regiao atual do Cinturao. Embora a populacao fria seja de certa forma
melhor explicada como sendo de origem primordial na propria regiao do Cinturao, existem ainda algumas
dificuldades nesta proposta, principalmente uma teoria que explique a formacao de objetos do tamanho dos
encontrados para a populacao fria a partir de uma massa pelo menos 1000 vezes maior que a atual e o que teria
sido feito dessa massa. No entanto, teorias de acrecao de graos envolvendo a formacao de vortices no disco de
acrecao primordial parecem ter o potencial de formar imediatamente corpos do tamanho dos encontrados na
populacao fria sem a necessidade de uma massa original muito grande. Por outro lado, essa explicacao nao
foi ainda confirmada por nenhum trabalho especıfico, o que nos aponta para a ainda possibilidade de uma
formacao atraves de algum tipo de transporte do disco primordial. Neste trabalho, ainda em andamento, dou
algumas indicacoes de como isso pode ser conseguido atraves de um modelo de evolucao do disco primordial e
cinco planetas gigantes originais. Neste modelo, os planetas sofrem encontros proximos e um deles e ejetado
do Sistema Solar. Alem disso este possıvel modelo de transporte devera respeitar alguns vınculos importantes
com relacao a preservacao das inclinacoes e excentricidades dos objetos da populacao fria bem como a sua
grande fracao de binarios.
40 minutos
Primer survey realizado de la poblacion de Centauros
L. Mammana (1), R. Gil-Hutton (1,2)
(1) Complejo Astronomico El Leoncito - CONICET
(2) Universidad Nacional de San Juan
Se llevo adelante el primer survey especıficamente dedicado a la poblacion de Centauros, cubriendose un
area total de 14.17 deg2 cercana a la eclıptica y con un lımite de eficiencia de deteccion de Rmag = 22.3,
con el objetivo de obtener una Distribucion Acumulativa de Tamanos (CSD) para dicha poblacion, luego de
ajustar su Funcion Acumulativa de Luminosidad (CLF).
Para dicho programa de busqueda se desarrollo una tecnica capaz de detectar objetos a partir de los debiles
rastros que los mismos dejan en las imagenes compensando la perdida de flujo por efecto de Trailing Loss,
haciendolo por ello muy eficiente en la deteccion de Centauros desplazandose en la oposicion a velocidades
angulares en el rango 11 arcsec hs1 d/dt 20 arcsec hs1, donde los surveys optimizados para hallar objetos de
otras poblaciones -y de los cuales surgen todos los Centauros reportados-, se muestran ineficientes (Jewitt et
al., 1996; etc.). Ello permitio el hallazgo de 3 nuevos Centauros posibilitando llenar un importante vacıo en la
ventana 21.2 < Rmaglım < 24.2 de la CLF de la poblacion y obtener una densidad superficial de Centauros
por grado cuadrado expresada mediante la ley de potencias simple Σ(<Rmag)=100.57 (Rmag - 24.8) y de
ella, derivar la CSD de la poblacion: N(>D)= 7.6× 106 D= (2.85± 0.30), donde D representa el diametro.
De esta ultima se estimo que la poblacion de Centauros con radios mayores que 1 km esta compuesta por
1.1 106 objetos, y que la masa total actual de dicha poblacion en el mismo rango es ∼ 1.55M⊕.
Ası mismo, gracias a los datos aportados por el presente survey, se abre la posibilidad nunca antes
planteada de que estemos frente a una CLF para la poblacion de Centauros que necesite ser ajustada
8
mediante una doble ley de potencia, analogamente a lo que muchos autores sostienen que ocurrirıa con las
poblaciones de TNOs (Bernstein et al., 2004; Fraser et al., 2008; Gil-Hutton et al., 2009; etc.) y JFCs
(Fernandez et al., 1999; Meech et al., 2004; etc.), poblaciones que estan en los extremos evolutivos de la
dinamica de todo Centauro (Fernandez, 1980; Levison y Duncan, 1997; Morbidelli, 1997; Di Sisto y Brunini,
2007; etc.).
Colateralmente, fueron descubiertos 63 asteroides del MBA.
40 minutos
Minor Bodies Science with the J-PAS/J-PLUS photometric surveys
J.M. Carvano (1), M. De Pra (1), the J-PAS collaboration.
(1) Observatorio Nacional, Rio de Janeiro - Brazil
The JPAS/J-PLUS is a joint Spanish-Brazilian project that aims to map an area of the sky of 8000 square
degrees, in order to measure, with unprecedented accuracy, the redshifts of a large sample of extragalactic
objects up magnitude 23. It involves the installation of two telescopes on the Javalambre Mountains, in
Spain. The T250 telescope will have an aperture of 250cm and will be equipped with a camera with a 3
square degree field of view and will use a set of 56 filters (54 narrow band + 2 wide band) covering the
0.3-1.0 micron range, while the T80 telescope (presently on commissioning phase) will have a camera with 2
square degree field of view and will use a set of 12 narrow and intermediate band filters covering the same
wavelength range. During its execution, the surveys will also observe a large number of minor Solar System
bodies. For those objects, the differential of JPAS/J-PLUS with respect to other large photometric survey is
the number and position of the filters used, which will allow a better identification of some taxonomic classes
that are not well defined only with SDSS-like filter systems. In particular, the JPAS/J-PLUS data set will
allow a robust identification of the 0.7 micron water alteration band that characterize the Ch class in Bus
taxonomy. Thus, with JPAS/J-PLUS it will be possible to map the occurrence of water alteration in the
present Solar System, which in turn will allow us to put further constraints of the presence of volatiles and
of heating processes in the early Solar System. Also, although the survey cadence is not optimized for the
dicovery of minor bodies, J-PAS/J-PLUS can give an important contribution to the effort of expanding the
known population of asteroids and TNOs. We will discuss also the expected efficiency of the J-PLUS/J-PAS
surveys in finding minor bodies.
20 minutos
The propeller and the frog
A.E. Mondino Llermanos (1); C.A. Giuppone (1), C. Beauge (1)
(1) Observatorio Astronomico, IATE, Universidad Nacional de Cordoba, Laprida 854, Cordoba, Argentina
The regular satellites of the giant planets are believed to have finished their accretion concurrent with
the planets, about 4.5 Gyr ago. A population of Saturn’s small moons orbiting just outside the main
rings are dynamically young (less than 107 yr old), which is inconsistent with the formation timescale for
the regular satellites. They are also underdense (600 kg/m3) and show spectral characteristics similar to
those of the main rings, therefore it has been suggested that they accreted at the rings edge. The Cassini
spacecraft discovered a propeller-shaped structure in Saturns A ring. This propeller structure is thought to
be formed by gravitational scattering of ring particles by one of this unseen embedded moonlet and it was
demonstrated that some of them undergo sustained non-Keplerian orbit motion. Many authors has been
trying to reproduce propeller-shaped structures from N-body simulations in order to model their properties,
9
and also their irregular motion. We are studying the dynamical system Saturn-moonlet-particle disk, with
a shearing sheet model and with an N-body full problem with dissipation. We present a summary of some
previous works and the first objectives and results of our investigation.
20 minutos
Resonancias de tres cuerpos masivos
T. Gallardo (1), L. Coito (1), L. Badano (1)
(1) Facultad de Ciencias, UDELAR, Uruguay
Presentamos un metodo semianalitico para estudiar resonancias de movimientos medios entre tres cuerpos
masivos orbitando un cuerpo central. El metodo permite construir facilmente un atlas de todas las posibles
resonancias entre tres cuerpos estimando la fuerza de cada resonancia sobre cada uno de los cuerpos que
intervienen en la resonancia. Cuando las masas son comparables el cuerpo comprendido entre los otros
dos es quien experimenta mayores efectos dinamicos, de lo contrario, el cuerpo con menor masa sera el mas
afectado. Encontramos que para orbitas de baja excentricidad e inclinacion las resonancias de orden cero son
las mas fuertes pero para el caso de orbitas excitadas las resonancias de orden 1 o 2 tambien son relevantes.
Como aplicacion presentamos el caso de los satelites Galileanos.
20 minutos
Posicoes Astrometricas de 18 satelites irregulares dos Planetas Gigantes
A.R. Gomes-Junior (1), M. Assafin (1), R. Vieira-Martins (1,2,3), J.-E. Arlot (4), J.I.B. Camargo (2,3),
F. Braga-Ribas (2,5), D.N. da Silva Neto (6), A.H. Andrei (1,2), A. Dias-Oliveira (2), B.E. Morgado (1),
G. Benedetti-Rossi (2), Y. Duchemin (4,7), J. Desmars (4), V. Lainey (4), W. Thuillot (4)
(1) Observatorio do Valongo, UFRJ, Brasil
(2) Observatorio Nacional, Brasil
(3) Laboratorio Interinstitucional de e-Astronomia – LineA
(4) Institut de mecanique celeste et de calcul des ephemerides – IMCCE – Paris - Franca
(5) Federal University of Technology - Parana (UTFPR / DAFIS)
(6) Centro Universitario Estadual da Zona Oeste
(7) ESIGELEC-IRSEEM, Technopole du Madrillet
Os satelites irregulares sao menores e possuem orbitas mais excentricas, inclinadas e mais distantes do corpo
central do que os satelites regulares. Na maioria dos casos, possuem orbitas retrogradas. Explicar sua
existencia e um topico importante de estudo em Dinamica Orbital, contribuindo para entender melhor a
formacao e evolucao do Sistema Solar. Porem suas orbitas sao conhecidas com pouca precisao e pouco
se pode dizer de suas massas, albedos, formas e composicoes. Portanto, um trabalho observacional mais
dedicado e necessario.
Nos organizamos e reduzimos milhares de imagens CCDs observadas com os telescopios PE, B&C e Zeiss
do Observatorio do Pico dos Dias, com o telescopio de 1,2m do Observatoire Haute-Provence (Franca) e
com o 2,2m do ESO (La Silla). Mais de 6 mil posicoes foram obtidas para diversos satelites irregulares dos
planetas gigantes dentre as mais de 100 mil imagens dos bancos de dados. Em conjunto, os bancos de dados
correspondem a um perıodo de observacoes entre 1992 e 2014. Neste trabalho, apresentamos a organizacao
e reducao astrometrica dessas imagens.
Processamos as mais de 100 mil imagens em busca dos satelites, o que significa imagens reduzidas de mais
de 10 CCDs em 5 telescopios e diversos filtros. Muitas das imagens mais antigas estavam corrompidas ou
10
tinham coordenadas faltando em seus cabecalhos FITS. Um grande esforco foi feito para separar e corrigir
os dados.
Usamos o pacote de reducao astrometrica PRAIA e o catalogo de referencia utilizado foi o UCAC4. A
significancia do trabalho esta na grande quantidade de posicoes obtidas em um grande perıodo de tempo com
uma precisao de cerca de 40 mas. Algumas posicoes foram eliminadas para melhorar a precisao astrometrica
utilizando procedimento de sigma-clip. Analizamos as diferencas entre as posicoes obtidas dos satelites e
as efemerides mais atuais para averiguar suas orbitas. A projecao da orbita no plano do ceu, com vetores
representando os offsets relativos as efemerides, foi uma analise importante e claramente mostra o nıvel de
contribuicao para melhoria das orbitas. Para alguns satelites ha uma clara melhoria a ser feita em suas
orbitas, principalmente em inclinacao. Uma nova integracao numerica sera feita pelo grupo utilizando essas
novas posicoes.
20 minutos
Mutual Approximations between the Galilean satellites
B. Morgado (1,2), M. Assafin (2), R. Vieira-Martins (1,2), J. Camargo (1), A. Dias-Oliveira (1),
A. Gomes-Junior (2)
(1) Observatorio Nacional, Rio de Janeiro, Brazil
(2) Observatorio do Valongo, Universidade Federal do Rio de Janeiro, Rio de Janeiro, Brazil
The astrometry of natural satellites are not an easy task. For the Galilean satellites Io, Europa, Ganymede
and Callisto the usual CCD astrometry determines individuals satellites positions with an precision above
100 mas, more recent development for satellite-pair positions brought the precision to 30 mas. However,
only the mutual phenomena provides positions with an accuracy bellow 10 mas. The only drawback is that
it can be done only during the equinox of the planet, for Jupiter this occurs every six years. In this work
we developed a new methodology able to reach precisions comparable to the mutual events, but with the
advantage of being applied at any time, whenever two satellites approach each other in the sky plane, we
called this method Mutual Approximation. With this new methodology, we obtain the precise time when a
minimum distance between two satellites occurs. This central instant provides a tool to refine the ephemeris
of these satellites. We determine parameters for 14 approximations between 2014 and 2015 with a average
precision of 7 mas. All these approximations were observed in the OPD with the 0.60 m Zeiss telescope and
with a narrow band methane filter centered in 889 nm with a width of 15 nm.
20 minutos
Polarimetrıa de asteroides tipo V
R. Gil-Hutton (1,2), C. Lopez Sisterna (1), F. Calandra (1)
(1) Complejo Astronomico El Leoncito (CASLEO - CONICET), Argentina
(2) Universidad Nacional de San Juan, Argentina
Los asteroides basalticos del cinturon principal son objetos que se clasifican en la clase taxonomica V, los
cuales estan caracterizados por espectros con fuerte pendiente para longitudes de onda menores a 700 nm y
una profunda banda de absorcion a partir de 750 nm. Estos asteroides tienen origen en cuerpos diferenciados
producidos en el cinturon como resultado de diversos procesos fısicos y la gran mayorıa de ellos pertenecen a la
familia de Vesta localizada en el cinturon interior (a < 2.5 UA), pero hoy en dıa se conocen asteroides tipo V
entre los NEAs y en el cinturon intermedio y externo. Para explicar estos ultimos se recurre usualmente a dos
hipotesis diferentes: o son fragmentos que escaparon de la familia o son producto de colisiones catastroficas
11
sobre otro objeto diferenciado diferente a (4) Vesta. La primera hipotesis requiere velocidades de escape
muy altas que no son realistas, mientras que para la segunda es necesaria la presencia de una familia en
las regiones externas del cinturon que hoy no se observa. Una posibilidad para decidir si estos objetos se
originaron en diferentes cuerpos diferenciados es estudiar sus propiedades fısicas con el objeto de encontrar
alguna diferencia entre ellos. En este trabajo se presentan observaciones polarimetricas de asteroides tipo V
del cinturon interno y externo adquiridas desde 2004, las que presentan algunas diferencias en sus curvas de
polarizacion que podrıan indicar diferencias de origen.
20 minutos
PRIMASS: Study of the primitive asteroids from the core to the outskirts of
the asteroid belt
M. De Pra (1), N. Pinilla-Alonso (2), J. De Leon (3), T. Mothe-Diniz (4), D. Morate (3), J. Licandro (3),
H. Campins (5), A. Cabrera-Lavers (3), V. Alı-Lagoa (6)
(1) Observatorio Nacional / MCTI, Rio de Janeiro, Brazil
(2) Florida Space Institute, University of Central Florida, USA
(3) Instituto de Astrofisica de Canarias, Spain
(4) Alesund Videregaende Skole, Alesund, Norway
(5) University of Central Florida, USA
(6) Lagrange Boulevard de l’Observatoire, France
Primitive asteroids are considered transitional objects between rocky and icy bodies. They are characterized
by their low-albedo in the visible and a high content of carbonaceous materials. They are also expected to
be volatile-rich, with a certain amount of hydrated minerals that typically present absorption bands at 0.7
and 3 µm (Rivkin et al. 2015; Vilas et al. 1994 Icarus, 109, 274; Fornasier et al. 2014 Icarus, 233, 163). The
comparison of the spectra of meteorites and asteroids enables the study of the distribution of phyllosilicates
across the main belt (Takir et al. 2015 Icarus, 217, 185; Takir & Emery 2012, Icarus, 219, 641). The interest
in primitive asteroids has increased in the recent years from the detection of water ice and complex organics
on 24 Themis and on 65 Cybele (Rivkin & Emery, 2010, nature, 464, 1322; Campins et al. 2010 Nature,
464, 1320; Licandro et al. 2011, A&A, 525, 7). The presence of hydrated minerals or ice on the surface of
the asteroids is indicative of different evolutive pathways. The characterization of the surface composition of
primitive asteroids can help to constrain models and to shed light into the evolutionary history of the Solar
System.
DeMeo & Carry (2014, Nature, 505, 629) show that primitive asteroids can be found all through the
main belt. In this work we present results for two subsets in the context of PRIMASS (PRIMitive Asteroids
Spectroscopy Survey). The first work is focused on the Erigone family in the inner main belt (Morate et
al. 2016, A&A) and the second consists of a comprehensive study of the primitive families and dynamical
groups in the outer main belt.
For the Erigone collisional family we obtained visible spectra of 101 family members using OSIRIS
instrument at the 10.4m GTC. We found that 87% of the objects have typically primitive visible spectra
consistent with that of (163) Erigone. In addition, we found that a significant fraction of these objects
(∼50%) present evidences of aqueous alteration.
In the outer main belt there are three collisional families of primitive asteroids located in the same region
(∼3.1 A.U.): the Hygiea, the Themis, and the Veritas families. The estimated ages of these families are
strongly different: 2.0 Gy, 2.5 Gy, and 8.3 My respectively. The comparative study of the composition of
their members can provide insights of the evolutionary processes since the disruptive event, such as the action
12
of space weathering. Our collection of volatile-rich asteroids is enlarged by extending the analysis to further
away objects in the Cybeles and Hildas dynamical groups, 3.3-3.7 A.U and ∼4.0 A.U. We observed ∼50
asteroids in these five groups of primitive bodies. In this work we present visible (0.4 - 0.9 microns) spectra
for 47 objects in the outer main belt, obtained using Goodman spectrograph at SOAR. We will present this
sample and also detail the reduction processes and the wavelet technique used for fringing correction.
20 minutos
Influencia de los planetas interiores en la dinamica de los Hungarias
M. Canada-Assandri (1,2),J. Correa-Otto (1,2), R. Gil-Hutton (1,2)
(1) Complejo Astronomico El Leoncito. Conicet
(2) Dpto. de Geofısica y Astronomıa, FCEFN UNSJ
Historicamente se han utilizado las resonancias de movimientos medios y seculares con Jupiter y Saturno para
limitar la region de los Hungarias. A travez de un estudio de la estabilidad dinamica de zona se encontro que
los planetas interiores, principalmente Marte y la Tierra, juegan un importante papel a la hora de modelar
la estabilidad de la region; lo que permite definir mejor los lımites para estos objetos.
20 minutos
On the current distribution of the Main Belt objects: constraints for the
evolutionary models
T.A. Michtchenko (1), D. Lazzaro (2), J.M. Carvano (2)
(1) Instituto de Astronomia, Geofısica e Ciencias Atmosfericas, Universidade de Sao Paulo, Brazil
(2) Observatorio Nacional (COAA), Rio de Janeiro, Brazil
We study the principal aspects of the distribution of the asteroids in proper elements space, in mass and in
physical composition in order to have a complete picture of the current Main Belt. Then, we analyze if and
how these current distributions can be explained by the long-lasting dynamical effects of the planets on this
region of the Solar System. The distribution in the proper elements space is studied on the sample which
consists of about 350,000 objects whose proper orbital elements are available from the database AstDyS by
Milani and Knezevic. The distribution in size and physical composition is studied using the most recent
and large available datasets. The dynamical portrait of the MB is constructed in form of the dynamical and
averaged maps using the Spectral Analysis Method introduced by Michtchenko et al.
We identify the most relevant distributions of the material in the MB and show that many of the current
features of the MB can be explained by the interplay of diverse dynamical mechanisms due to the planetary
perturbations over 4 Gyr with non-gravitational effects, without the need of ’catastrophic’ events or ’ad hoc’
migration mechanisms during the early stages of the Solar System. In this sense, the obtained distributions
can provide relevant constraints for modelling the origin and evolution of the Main Belt.
40 minutos
Dynamical tools of celestial mechanics applied to a Galactic Hamiltonian
R.S.S. Vieira (1), T.A. Michtchenko (1), D.A. Barros (1), J.R.D. Lepine (1)
(1) Instituto de Astronomia, Geofısica e Ciencias Atmosfericas, IAG-USP, Sao Paulo, Brazil
We present a dynamical analysis of stellar orbits in a recently proposed spiral potential for disk galaxies.
The spiral arms present Gaussian, groove-shaped analytical profiles. We consider motion on the equatorial
13
plane of the perturbed potential, whose axisymmetric part is obtained from the Milky Way’s rotation curve.
Special attention is given to the role of resonances which are not based on the epicyclic approximation, as
well as to the degree of chaos near corotation and its relation with the observed dip in the rotation curve.
We also make a preliminary comparison with the (more commonly used) cosine spiral profiles.
20 minutos
Resonance capture in 3d
H. Morais (1)
(1) DEMAC, IGCE, UNESP
The study of configurations where the orbital motions are in synchrony (resonances) is important to unders-
tand the formation and evolution of the solar-system and other planetary systems. In particular, dissipative
forces acting on small bodies (e.g. gas drag in early stages of the planetary system) cause slow orbital
decay until capture in a resonance with a planet occurs. Previous studies of capture in resonance have
been restricted to coplanar or nearly coplanar configurations. However, small bodies can have orbits which
are significantly inclined with respect to the planet’s orbital plane. I will present results of simulations of
resonance capture in a three-dimensional model which includes prograde and retrograde orbits (respectively,
inclined by less or more than 90 degrees with respect to the planet’s orbit). I will show that the probability of
capture in resonance has a strong dependence on inclination. In particular, retrograde orbits are more likely
to be captured in resonance than prograde orbits. This study has been published in Namouni & Morais,
MNRAS, 446, 19982009, 2015.
20 minutos
A mudanca na percepcao do Sistema Solar
F. Roig (1), D. Nesvorny (2)
(1) Observatorio Nacional, Rio de Janeiro, RJ 20921-400, Brasil
(2) Southwest Research Institute, Boulder, CO 80302, USA
O sistema solar tem mudado dramaticamente desde o seu nascimento assim como tambem a nossa com-
preensao do mesmo. Um esforco de pesquisa consideravel tem sido investido na decada passada em uma
tentativa de reconstruir a historia do sistema solar, incluindo as primeiras fases de evolucao ha cerca de
4,5 bilhoes de anos. Os resultados mostram como varios processos, tais como a migracao planetaria e a
instabilidade dinamica, agiram para relaxar o espacamento orbital dos planetas externos e providenciaram
as perturbacoes necessarias para explicar as atuais orbitas planetarias, que nao sao precisamente circulares
e coplanares. Neste trabalho apresentamos os principais resultados destes estudos atraves de uma simulacao
de computador que unifica varias teorias recentemente desenvolvidas. A visao que emerge deste cenario
representa um passo importante para muito alem da percepcao inicial do sistema solar como um relogio
celeste imutavel.
20 minutos
Analisis de la sıntesis poblacional de sistemas planetarios
M.P. Ronco (1,2), O.M. Guilera (1,2), G.C. de Elıa (1,2)
(1) Grupo de Ciencias Planetarias, Instituto de Astrofısica de La Plata (CONICET-UNLP)
(2) Grupo de Ciencias Planetarias, Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofısicas (UNLP)
14
En los ultimos anos, los avances observacionales han permitido estudiar y caracterizar exoplanetas en dife-
rentes tipos de sistemas planetarios. Desde un punto de vista teorico, los modelos de sıntesis poblacional nos
permiten buscar relaciones entre la diversidad de sistemas planetarios observados y las propiedades de los
discos protoplanetarios a partir de los cuales estos se forman. En este charla presentamos un analisis de la
sintesis poblacional de sistemas planetarios utilizando un nuevo codigo numerico de formacion planetearia,
el cual denominamos PlanetaLP338, capaz de formar un sistema planetario y de describir la evolucion de los
embriones y planetesimales mientras la componente gaseosa se encuentra aun presente en el disco protopla-
netario. Nuestro modelo incorpora los principales fenomenos fısicos para la formacion planetaria como ser
la migracion tipo I y tipo II, la acrecion gaseosa, el suministro de agua en embriones y planetesimales y el
tratamiento de la fusion de embriones teniendo el cuenta sus respectivas atmosferas.
20 minutos
Titan’s lenght-of-day variations
H. Folonier (1), S. Ferraz-Mello (1)
(1) IAG, USP, Brasil.
The Cassini radar observation of Titan over several years show that the rotation period is slightly faster than
the synchronous motion (Lorenz et al. 2008; Stiles et al. 2008 and 2011; Meriggiola 2012). The seasonal
variation in the mean and zonal wind speed and direction in Titans lower troposphere causes the exchange of
a substantial amount of angular momentum between the surface and the atmosphere (Tokano and Neubauer,
2005; Richard et al. 2014). The rotation variation is affected by the influence of the atmosphere when we
assume that Titan is a differentiated body and the atmosphere interacts only with the outer layer.
In this work, we calculatevariations of Titans length-of-daywhen the body is formed by two independent
rotating parts and assuming that friction occurs at the interface of them. The tides are considered using
the extension of two different theories – the Darwin tide theory and Ferraz-Mellos creep tide theory – to
the case of one body formed by two homogeneous parts. The results are compared and their differences are
discussed.
40 minutos
Ocultacoes de TNOs e Centaurus
R. Vieira-Martins (1), J.I.B. Camargo (1), F. Braga-Ribas (2,1), G. Bendetti-Rossi (1), A. Dias de
Oliveira (1), B. Sicardy (3)
(1) Observatorio Nacional, Brasil
(2) Universidade Tecnologica Federal do Parana, UTFPR-DAFIS, Curitiba, PR, Brasil
(3) LESIA, Observatoire de Pairs-Meudon, France
As ocultacoes de estrelas por Objetos Transnetunianos e Centaurus e um dos melhores metodos para obter
suas propriedades fısicas (tamanho, densidade, existencia de atmosferas, aneis, etc.). Estas propriedades po-
dem ser essenciais na definicao e refinamento dos modelos de formacao e evolucao do nosso sistema planetario,
pois estes objetos se encontram na sua fronteira exterior. Atualmente sao conhecidos aproximadamente 2000
TNOs e Centauros, com orbitas razoavelmente bem definidas, mas menos de 200 tem, por exemplo, diametros
determinados.
Nos ultimos 10 anos, estamos participando de uma grande cooperacao internacional que tem como obje-
tivo prever e observar ocultacoes de estrelas por estes objetos. Apesar da grande dificuldade de predizer estes
eventos, ja que para ocorrerem, as posicoes relativas do TNO e da estrela devem ser menores do que poucas
15
dezenas de mas (mili arcsecond), obtivemos resultados interessantes para mais de uma dezena de ocultacoes,
como determinacao de tamanho, forma e densidade, descoberta dos aneis de Chariklo e comportamento
peculiar da atmosfera de Plutao.
No momento, com o aparecimento em julho de 2016 do primeiro catalogo GAIA, esperamos um salto
quantitativo importante nas predicoes de ocultacoes. Nesta reuniao apresentaremos um resumo dos resulta-
dos obtidos e os trabalhos que estao sendo feitos visando um uso eficiente do GAIA.
20 minutos
Estudio de la distribucion de tamanos en la region interna del cinturon
Transneptuniano
M.F. Calandra (1,2), R. Gil-Hutton (1,2)
(1) Complejo Astronomico El Leoncito (CASLEO)
(2) Universidad Nacional de San Juan (UNSJ)
Pluton es el planeta enano mas grande del Sistema Solar y el segundo mas masivo, se encuentra ubicado en la
parte interna del cinturon transneptuniano y segun el modelo actual que explica su formacion, se formo como
producto de una colision oblicua de baja velocidad con un protosatelite (Mc Kinnon 1989; Canup 2005), a
partir de este modelo tambien se explica la formacion de Caronte. Posteriormente se descubrieron cuatro
satelites pequenos mas y se argumento que todos ellos podrıan haberse formado del mismo disco producto
de una unica colision (Canup 2011).Por lo tanto, existe evidencia de que tanto Pluton como sus satelites
han sido afectados por procesos colisionales, todos ellos muestran crateres en sus superficies producto de
esta actividad, y pudieron ser observados durante el paso de la nave New Horizons en Julio de 2015 aunque
anteriormente ya habıan sido estudiados por diversos autores (por ejemplo, Weissman & Stern 1994, Durda
& Stern 2000, Bierhaus & Dones 2015). Sin embargo a pesar de esta intensa actividad colisional es notorio
que el proceso no alcanzo a destruir los satelites pequenos mediante una colision catastrofica. Este hecho
puede ser utilizado como una condicion lımite para estudiar la distribucion de tamanos en la region interna
del cinturon transneptuniano, y ayudar a caracterizar mejor la distribucion de objetos que cruzan la orbita
de Pluton y pueden afectar colisionalmente la poblacion de Centauros. En este trabajo se presenta una
estimacion de la distribucion de tamanos para la poblacion de cuerpos menores que cruzan la orbita de
Pluton.
20 minutos
Modelagem de Famılias Diferenciadas de Asteroides
W.S. Martins-Filho (1), J. Carvano (1), T. Mothe-Diniz (2), F. Roig (1)
(1) Observatorio Nacional/MCTI, Rio de Janeiro, RJ, Brasil
(2) Alesund Videregaende Skole, Alesund, Norway
Famılia diferenciada de asteroides e uma famılia de asteroides que veio da quebra de um corpo parental
que sofreu um processo de diferenciacao. A existencia de meteori- tos metalicos, diversidade taxonomica
em famılias de asteroides no Cinturao Princi- pal, e espectros de asteroides compatıveis com acondritos
diferenciados sao indıcios da existencia de famılias diferenciadas. Contudo, ate o momento nao ocorreu uma
confirmacao real da existencia de famılias diferenciadas no Cinturao Principal. Isto gera questionamento
se os metodos de identificacao de famılias sao capazes de iden- tificar famılias diferencias. Para testar
esta hipotese, e necessario criar uma famılia sintetica de asteroides para que seja possıvel averiguar os
16
metodos de identificacao. Este trabalho propoe-se a criar uma modelo simples, que gere uma famılia sintetica
diferenciada.
O modelo criado foi baseado no modelo analıtico de Petit et al. (1993) e nos re- sultados numericos
de Jutzi et al. (2010). A dispersao das velocidades de ejecao do modelo ficam concentradas ao longo do
valor medio, e nao reproduz a dispersao dos resultados de Jutzi et al.(2010), decorrendo da suposicao que
a distribuicao que de- screve a dispersao das velocidades de ejecao com relacao ao valor medio de ejecao e
dada por uma distribuicao Maxwelliana. Porem, o modelo garante uma relacao entre a massa e a velocidade.
Apos obter uma famılia sintetica diferenciada, evoluımos ela no tempo utilizando o integrador orbital SWIFT.
Obtemos que a dispersao dos fragmentos provenientes do manto foi maior do que a dispersao dos fragmentos
provenientes do nucleo.
20 minutos
The Origin of Meteorites: Collisional Evolution of Chondritic Parent Objects
M.G. Parisi (1,2), E. Beitz (3), J. Blum (3)
(1) Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofısicas (FCAG), Universidad Nacional de La Plata (UNLP), Argentina
(2) Instituto Argentino de Radioastronomıa(IAR), CCT-La Plata, CONICET, Argentina
(3) Institut fur Geophysik und extraterrestrische Physik(IGeP), Technische Universitat Braunschweig (TU), Brauns-
chweig, Germany
Meteorites are probably fragments from recent collisions in the Asteroid Belt (AB). Among meteorites,
chondrites represent the 86 % of the falls, 80 % of these being the so-called ordinary chondrites (OCs),
while 6 % are called carbonaceous chondrites (CCs).The present mean impact speed in the AB is in the
range 3.3 - 5 km/s. At such high speeds, catastrophic collisions among small asteroids occur on few Myrs
resulting in disruption of the bodies in several fragments of constant mass density, i.e., volume filling factor
(defined as 1-porosity) of 1. However, the volume filling factor for CCs cover a range 0.58-1 with a mean
value of 0.8 and for COs it is in the range 0.8-1. To explain these porosities, a dynamically cold AB would
be required in contrast with the well known dynamically hot AB. Then, we propose an scenario in which the
origin of the present flux of chondrites is the interior of large asteroids.with primordial radius between 35
and 268 km. The lower bound of 35 km in the target radius is taken as the smallest asteroid size with low
probability of catastrophic fragmentation during the age of the solar system. The upper bound of 268 km of
radius is given by the condition of hydrostatic compaction and then, an asteroid of this size or larger would
have constant mass density. Assuming an asteroid of initial radius 100 km (the target) and the present size
frequency distribution of small asteroids (the projectiles), we compute the number of projectiles impacting
the target during the age of the solar system. The consolidation of pre-chondrites is achieved during the
collisional evolution of their parent bodie (target) until they are finally released as meteorites from the AB.
We calculate the bombardment and the subsequent compaction of the underlying material as well as the
formation of craters on the target. We predict the porosity of the ejected material and that of the target.The
predicted porosity of the ejected material in compared with the porosity of chondrites and the calculated
crater and porosity distributions on the target are compared with those of real large asteroids. The typical
cosmic ray exposure age of the order of 10 Myrs determines the time since chondrites became ejecta from the
AB and reaches the Earth. Their transport to the Earth may be explained with the well known dynamics
of objects emerging from the AB via resonant phenomena.
40 minutos
17
O projeto de rede de observacao cientıfica de meteoros no Brasil (EXOSS) e
seus primeiros resultados - um projeto cientista cidadao (“citizen scientist”)
M. De Cicco (1,2), D. Lazzaro (1)
(1) Observatorio Nacional
(2) Exoss Exploring the Southern Sky for New Meteor Radiants Project.
A rede nacional de observacao de meteoros EXOSS (Exploring the Southern Sky for new Meteors Radiants)
iniciou suas atividades em maio de 2015. A finalidade deste projeto e o registro de meteoros e bolidos, em
vıdeo, por meio de cameras de baixo custo tipo CCTVs e a subsequente reducao astrometrica das capturas
trianguladas, atraves de um software denominado UFO, calculando: (i) trajetorias, (ii) velocidades, (iii)
radiantes, (iv) orbitas e (v) curvas de brilho. Esta rede congrega astronomos amadores sob o espırito
de pesquisa denominado de ciencia cidada (“citizen science”), em parceria com pesquisadores da area de
astronomia. O projeto conta com 29 cameras ativas, presentes em 6 estados, cobrindo regioes do Sul ao
Norte do Paıs.
Os dados referentes aos levantamentos realizados pela EXOSS fornecem subsıdios ao estudo de fluxos
de meteoroides atingindo a Terra. Tal estudo e um topico atual em ciencias planetarias, pois envolve o
entendimento acerca das origens de nosso sistema planetario, a compreensao das propriedades astrofısicas de
asteroides e cometas, a determinacao de corpos parentais e a investigacao de NEOs, de TNOs e de PHAs.
O presente trabalho ira mostrar a estrutura da EXOSS, os metodos de registro, os vıdeos de capturas de
meteoros e bolidos, explicar a metodologia astrometrica empregada, fundamentar a importancia deste estudo
para as ciencias planetarias e apresentar os resultados iniciais referentes ao primeiro ano de atividades do
projeto.
J.Borovicka, P.Koten, P.Spurny, J.Bocek, and R.Stork. 2005, Icarus, 174:15 // J.M. Madiedo. 2015, MN-
RAS, 448:21352140 // M.Micheli and D.J. Tholen. 2015, Icarus, 253:142148 // P.Brown, R.E. Spalding,
D.O. ReVelle, E.Tagliaferri, and S.P. Worden. 2002, Nature, 420:294296
40 minutos
Observatorio Astronomico do Sertao de Itaparica: do sonho a realidade
T. Rodrigues e equipe IMPACTON (1)
(1) Observatorio Nacional, COAA, Rio de Janeiro
O Observatorio Astronomico do Sertao de Itaparica (OASI) e uma infraestrutura de pesquisa instalada pelo
Observatorio Nacional (ON/MCTI) no municıpio de Itacuruba (PE), regiao semiarida. Dedicado ao estudo
de pequenos corpos em orbitas proximas da Terra, hoje opera de forma remota e esta aberto a colaboracoes
e projetos cientıficos de medio e longo prazos. Nesta apresentacao vamos descrever o longo caminho de
implantacao do projeto, da idealizacao aos primeiros resultados cientıficos.
15 minutos
Correlacion entre el potencial gravitacional y la rugosidad en la superficie de
Itokawa y Eros
M. Egorov (1), L. Boldrin (2), G. Tancredi (1)
(1) Facultad de Ciencias - UdelaR - Montevideo, Uruguay
(2) Faculdad de Engenharia - UNESP - Guaratingueta, Brasil
El asteroide Itokawa, visitado por la sonda japonesa Hayabusa en 2005, presenta una distribucion de rocas
muy particular en su superficie. Las rocas mas grandes se encuentran en los extremos del mismo, mientras
18
que los granos mas pequenos estan en la zona central. Esta diferencia se evidencia en una diferente rugosidad
macroscopica a escala de metros. La mayor rugosidad se manifiesta como variaciones de alta frecuencia en
la pendiente uni o bi-dimensional de la superficie.
En este estudio se desarrollo un metodo para la estimacion la de rugosidad de Itokawa utilizando un
modelo facetado. El metodo se basa en la estimacion de la varianza en la distribucion de los vectores
normales a la superficie sobre una cierta faceta (mayor varianza implica una mayor rugosidad). Luego se
analizo la posible relacion entre esto y el potencial gravitacional del asteroide obtenido a partir del software
Small Body Mapping Tool. Este trabajo se realizo en el marco del COSPAR Capacity Building Workshop
2015 llevado a cabo en la ciudad de Guaratingueta, Brasil.
Se presenta ademas la extension de este estudio sobre el asteroide Eros (mision NEAR) y sobre el cometa
67P/Churyumov-Gerasimenko (mision Rosetta).
15 minutos
Estudo dinamico da regiao de maior temperatura dentro do vortices no sul de
Venus
G. Borderes Motta (1), R.A. Moraes (1), A. Cardesın (2)
(1) Grupo de Dinamica Orbital e Planetologia - UNESP
(2) ESA/ESAC
Apos missoes, como a Venus Express, ao planeta Venus, estruturas morfologicas de suas nuvens, que antes
nao podiam ser observadas devidamente, foram melhor estudadas. No polos de Venus existem estruturas
peculiares na morfologia das nuvens chamados vortices. O vortice no polo sul apresenta uma forma de “S”
girando mais rapido que o vortice presente no polo norte, dependendo da epoca se mostra mais compactado
ou mais alongado. Piccione et al., em 2007 descobriram que a maior temperatura do planeta esta na regiao
localizada dentro do vortice e que a medida que se aproxima da borda a temperatura cai gradativamente.
O presente trabalho utiliza imagens da obtidas pela camera VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging
Spectromete) da missao Venus Express para tracar o comportamento dinamico da regiao de maior tempera-
tura no vortice sul e atraves da magnitude da temperatura, verificar possıveis influencias do movimento do
vortice nessa temperatura.
Piccioni, G. et al. (2007). Nature, 450.
10 minutos
Classification of Gravity Waves in VIRTIS Data
B.C.B. Camargo (1), A. Cardesın (2)
(1) UNESP- FEG / Brazil
(2) ESA- European Space Agency
Gravity waves are structures detected in clouds in the atmosphere of terrestrial planets. These structures
are not well known not depending of the topology of the planet. The presented work was initiated in 2015
COSPAR Capacity building using the Venus Express data. It was noted in a previous work, using the VMC
camera, gravity waves structures on Venus. From the VIRTIS camera data, we have identified some gravity
waves structures. With geometry and analysis by ENVI we got a profile of these waves. From this work we
can organize and analyse the formation of these structures. More studies are being conducted and will be
presented at the meeting
19
10 minutos
Comparison of Rosetta’s Navigation Camera and OSIRIS Camera images taken
at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko approach in August 2014.
R.R. Sousa (1), T. Statella (2), B. Geiger (3)
(1) Unesp, Universidade Estadual Paulista Julio Mesquita Filho, Brasil
(2) Instituto Federal de Educacao, Ciencia e Tecnologia do Mato Grosso
(3) Aurora Technology B.V. for ESA - European Space Agency
The Optical, Spectroscopic and Infrared Remote Imaging System (OSIRIS) is one of the scientific instruments
onboard the Rosetta spacecraft. The 67P/Churyumov-Gerasimenko images acquired by OSIRIS have been
used to characterize the comets shape, volume, its rotational motion and to find a landing site for the Rosettas
lander Philae. The Navigation Camera (NAVCAM) is another system of cameras, onboard the Rosetta
spacecraft, which has been used for the Rosetta Attitude and Orbital Control System. The objective of this
work is to come up with radiometric calibration parameters for NAVCAM images as there are currently no
radiometrically calibrated data products available for that instrument. For the achievement of such objective,
we have performed a cross-calibration of the NAVCAM images with OSIRIS radiometrically calibrated data
(assuming they have been accurately estimated). As a result, we could fine-tune the initial radiometric
calibration parameters for NAVCAM, which had been roughly derived from calibration star images. The
image dataset comprised OSIRIS and NAVCAM images taken in August 2014 with low Phase Angle whose
acquisition time was close enough (¡30) to allow comparison. The radiometric calibration parameters we
have calculated can be used to convert NAVCAM digital numbers into spectral radiance for images taken in
focused attenuated mode and high gain.
10 minutos
Characterization of dust grains around comet 67P as seen in Rosetta
Navigation Camera images
X.S. Ramos (1), M. Zanardi (2), M.E. Huaman (3), B. Geiger (4)
(1) IATE-OAC-UNC
(2) IALP-UNLP
(3) UNSEP
(4) ESA-ESAC
Rosetta is a European Space Agency (ESA) mission to rendezvous with comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.
One of the goals of the Rosetta Mission is to observe the nucleus and coma of comet 67P from close range.
In the framework of the COSPAR Capacity Building Workshop on planetary missions data analysis, we
analyzed images of the Rosetta Mission to determine the size distribution of dust grains around the comet
67P. In the present work we show a complementary study about physical properties of these grains. We
characterize some dust grains of this comet by using images taken with the Rosetta Navigation Camera.
The selected grains had the particularity of being very close to the camera so that their images are out of
focus. To determine their physical size we use a simple visual selection technique which gives us an idea
of what is happening around Rosetta. We present estimations of distances, velocities and sizes of different
grains which are consistent with those determined by the Giada and OSIRIS instruments.
10 minutos
Astrometry of Daphnis using Cassini’s ISS images
20
T. de Santana (1), B.E. Morgado (2), A.E.M. Llermanos (3), R. Tajeddine (4)
(1) Grupo de Dinamica Orbital e Planetologia, UNESP - Brazil
(2) Observatorio Nacional, MCTI - Brazil
(3) Instituto de Astronomia Teorica y Experimental (CONICET); Observatorio Astronomico, Universidad Nacional
de Cordoba Argentina
(4) Cornell University - USA
Daphnis (S35) is one of the Saturn’s moon with a estimated diameter of 8 km localized in the Keeler Gap
discovered by the Cassini in 2005. However, it’s positions was inferred before by its influence in outer edge of
the Keeler Gap in the Saturnian Rings. In this work we determine the astrometric positions of the satellite
Daphnis in the images of the ISS camera in the Cassini space probe. Our goal it is to investigate the positions
of this satellite and to compare it with the ephemeris and observe if it has any variation in its mean motion
and semi-major axis. We determine the position of Daphnis with an accurance that can not be acquire by
ground base observations for images between the year of 2007 and 2014. We were able to indentify changes
in the Daphnis orbital parameters, in the mean motion of -0.00552 rad/yr and in the Daphnis semi-major
axis of 129.93 meters.
This work was made during the Capacity Building Workshop entitled “Planetary Missions Data Analysis”.
10 minutos
Vesta: Uma Revisao Geologica e Geomorfologica
J.S. Maia (1)
(1) Observatorio Nacional
O asteroide 4 Vesta tem sido amplamente estudado desde a chegada dos dados obtidos pela missao Dawn.
Faremos uma revisao de varias caracterısticas desse asteroide inferidas recentemente a partir das imagens for-
necidas pela missao. Vesta possui duas grandes crateras sobrepostas no hemisferio sul, Rheasilvia e Veneneia,
provavelmente relacionadas a origem dos vestoides e meteoritos do tipo howardito-eucrito-diogenito (HED).
Os impactos que geraram essas estruturas foram tambem responsaveis por um conjunto de lineamentos que
circulam grande parte do asteroide. Apesar da origem exogenica dos lineamentos, suas formas e tamanhos
indicam que sejam grabens, similares a estruturas tectonicas de planetas terrestres. Tal caracterıstica faz de
Vesta um asteroide bastante peculiar. Por causa da origem ıgnea dos HEDs, supunha-se que Vesta poderia
ter passado por processos magmaticos. No entanto, nenhum indıcio de vulcanismo foi encontrado por meio
das imagens de Dawn. Apesar disso, estudos recentes mostraram um caso provavel de intrusao magmatica
na regiao de Vestalia Terra.
Posters
P-01
Estudo da Distribuicao Taxonomica dos Asteroides do Cinturao Principal a
partir da Fotometria do Catalogo Sloan Digital Sky Survey MOC4
A.O. Ribeiro (1), F. Roig (1), and J.M. Carvano (1)
(1) Observatorio Nacional, Brasil
As propriedades superfıcies dos asteroides sao estudadas analisando a luz refletida pelos mesmos em diferentes
comprimentos de onda. Isto permite classificar os objetos em diferentes tipos taxonomicos, que dependem
21
das propriedades do espectro de reflexao. A distribuicao de classes taxonomicas no Cinturao Principal
era compatıvel com a ideia de que existia uma correlacao entre o gradiente de temperatura da nebulosa
primordial e a ocorrencia de processos de aquecimento nos asteroides. Porem, com o aumento nos ultimos
anos do numero de asteroides com espectro conhecido, comecou a resultar evidente que este cenario nao
podia ser sustentado, e que as diferentes classes taxonomicas apareciam misturadas, podendo ser achadas em
proporcoes semelhantes a qualquer distancia do Sol. Neste trabalho propomos utilizar os dados fotometricos
do Catalogo de Objetos Moveis do Sloan Digital Sky Survey (SDSS-MOC4) para analisar a existencia de
possıveis correlacoes entre a taxonomia dos asteroides e suas propriedades orbitais. A amostra do SDSS-
MOC4 e aproximadamente 20 vezes maior que o conjunto de todos os surveys espectroscopicos de asteroides,
o que torna a nossa analise estatisticamente significativa. Apresentamos resultados deste estudo que indicam
existencia de uma correlacao forte entre as classes taxonomicas e a distancia media ao Sol, e a existencia de
correlacoes fracas entre a taxonomia e as excentricidades e inclinacoes orbitais.
P-02
Sistemas Planetarios en Estrellas de Baja Masa: Analisis de Colisiones
Planetarias.
A. Dugaro (1,2), L.A. Darriba (1,2), G.C. de Elıa (1,2)
(1) Instituto de Astrofısica de La Plata (IALP), CCT La Plata-CONICET-UNLP
(2) Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofısicas de La Plata, UNLP
Durante la etapa final del proceso de formacion de planetas de tipo terrestre, tienen lugar sucesivos impactos
gigantes entre embriones planetarios. Las simulaciones de N-cuerpos representan la herramienta numerica
mas util para analizar la evolucion de un sistema planetario durante dicha etapa. En efecto, un codigo
de N-cuerpos permite estudiar los procesos dinamicos que tienen lugar en aquella etapa de la evolucion
de un sistema donde los efectos gravitacionales juegan el rol mas importante. Hasta la fecha, la gran
mayorıa de los estudios numericos basados en simulaciones de N-cuerpos asumen que las colisiones entre
embriones planetarios resultan ser perfectamente inelasticas, conservando la masa total del sistema de cuerpos
colisionantes. Sin embargo, recientes trabajos basados en estudios hidrodinamicos han mostrado que los
impactos entre embriones planetarios no siempre conducen a fusiones perfectas. En efecto, dependiendo de
las masas y de las velocidades de los cuerpos interactuantes, las colisiones involucradas durante estas etapas
finales de evolucion de un sistema pueden derivar en fusiones, en procesos de naturaleza disruptiva, o bien
en impactos del tipo hit-and-run.
En el presente trabajo, utilizamos leyes derivadas por diferentes autores que permiten definir los diferentes
regımenes colisionales mencionados previamente. A partir de las mismas, desarrollamos un algoritmo con
el fin de analizar de manera mas realista los impactos entre embriones planetarios modelados en estudios
previos basados en simulaciones de N-cuerpos que asumieron colisiones perfectamente inelasticas. Nuestros
escenarios de trabajo estan basados en aquellos sistemas planetarios formados alrededor de estrellas de baja
masa sin gigantes gaseosos que asumieron discos protoplanetarios masivos. Nuestro principal objetivo es
determinar que procentaje de las colisiones modeladas como perfectamente inelasticas en dichas simulaciones
no deberıan ser asumidas como tales. Ademas, el algoritmo que nosotros proponemos permite cuantificar de
manera mas realista el porcentaje final de agua de los planetas formados en la zona habitable de un sistema.
Un estudio de esta naturaleza nos permitira mejorar nuestro entendimiento sobre la naturaleza de las
colisiones planetarias durante las etapas finales de evolucion de un sistema.
P-03
22
Formacion de Planetas Terrestres en Estrellas de Baja Masa.
A. Dugaro (1,2), G.C. de Elıa (1,2), A. Brunini (2)
(1) Instituto de Astrofısica de La Plata (IALP), CCT La Plata-CONICET-UNLP
(2) Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofısicas de La Plata, UNLP
Diversos estudios han sido desarrollados con el fin de analizar el proceso de formacion planetaria alrededor
de estrellas de baja masa. En particular, Raymond et al. (2007) realizaron simulaciones de N-cuerpos con el
objetivo de estudiar la formacion de planetas de tipo terrestre para un amplio rango de masas estelares, esto
es, desde 0.2 M⊙ hasta 1 M⊙. Para hacer esto, los autores asumieron que la masa del disco protoplanetario
resulta ser proporcional a la masa estelar, de modo que cuanto menor es la masa de la estrella, menos masivo
es el disco de trabajo.
En este marco de trabajo, Raymond et al. (2007) mostraron que los planetas terrestres formados en la
Zona Habitable (ZH) alrededor de estrellas con masas menores a 0.6 M⊙ son poco masivos (menores a 0.1
M⊕) y secos, esto es, con muy bajos contenidos de agua. En efecto, de acuerdo a lo sugerido por estos
autores, tales estrellas tienen asociados discos protoplanetarios de baja masa, por lo cual, la mezcla radial
de material y la caıda de agua sobre los planetas de la ZH resultan ser procesos ineficientes.
Durante los ultimos anos, Andrews et al. (2010) analizaron la emision de 16 discos protoplanetarios
alrededor de estrellas con masas entre 0.3 M⊙ y 2 M⊙, localizadas en la region de formacion estelar de
Ofiuco. Estos autores estudiaron la estructura de tales discos y sugirieron que sus masas son comparables
e incluso mayores a aquella asociada al Modelo de Nebulosa Solar de Masa Mınima (Hayashi 1981). En
particular, Andrews et al. (2010) infirieron la existencia de un disco protoplanetario de 0.143 M⊙ alrededor
de GSS 39, la cual es una estrella de tipo M con 0.6 M⊙.
El principal objetivo de este trabajo es estudiar el proceso de formacion planetaria alrededor de estrellas
de baja masa asumiendo discos protoplanetarios con una amplio rango de masas. En particular, proponemos
estudiar estrellas tipo M0 y M3, las cuales tienen masas de 0.5 M⊙ y 0.29 M⊙, respectivamente. Para cada
blanco estelar, consideramos discos con un 5% y un 10% de la masa de la estrella central.
En particular, este estudio focaliza sobre planetas formados en la ZH. Para cada escenario de trabajo,
utilizamos un modelo semianalıtico con el fin de determinar de manera mas realista la distribucion de
embriones y planetesimales al final de la fase gaseosa. Luego, estas distribuciones son usadas como condiciones
iniciales para las simulaciones de N-cuerpos. Para cada estrella, llevamos a cabo 10 simulaciones de N-cuerpos
para cada disco bajo consideracion.
Nuestros resultados sugieren la formacion de planetas de tipo terrestre en la ZH de los sistemas bajo
estudio con un amplio rango de masas y contenidos de agua. Para estrellas M3, los planetas formados en la
ZH tienen masas entre 0.07 M⊕ y 0.32 M⊕ y contenidos de agua de ∼ 0.01% - 23%. Para estrellas M0, los
planetas de la ZH presentan masas entre 0.28 M⊕ y 1.43 M⊕ y contenidos de agua de ∼ 18% - 45%. Estos
planetas resultan ser blancos de interes astrobiologico ya que de acuerdo a sus masas deberıan ser capaces
de conservar una atmosfera y hasta quizas generar tectonica de placas.
Creemos firmemente que este trabajo contribuye a clarificar nuestra comprension sobre la potencial
habitabilidad de planetas de tipo terrestre formados alrededor de estrellas de baja masa.
P-04
Brazilian Mutual Phenomena Campaign of the Galilean satellites
B. Morgado (1,2), M. Assafin (2), R. Vieira-Martins (1,2), D. Iria-Machado (3,4), J. Camargo (1),
A. Dias-Oliveira (1), E. Oliveira (5), M. Malacarne (6), J. Miranda (6), A. Gomes-Junior (2)
23
(1) Observatorio Nacional, Rio de Janeiro, Brazil
(2) Observatorio do Valongo, Universidade Federal do Rio de Janeiro, Rio de Janeiro, Brazil
(3) Unioeste, Parana, Brazil
(4) Polo Astronomico Casimiro Montenegro Filho/ FPTI-BR, Parana, Brazil
(5) Colegio Santa Maria, Sao Paulo, Brazil
(6) Universidade Federal do Espırito Santo, Vitoria, Brazil
The precise knowledge of the Galilean satellites position provides important informations in the study of
very weak disturbing forces, such as the Tidal effect. However, the usual CCD astrometry of these bodies
is not easy to be done with the necessary accuracy. The usual CCD astrometry of a single satellite position
has a typical error of 150 mas, and it can be done at any time that the planet is visible to the observer.
The mutual events, on the other hand, have uncertainties below 10 mas, however it can only be done during
the equinox of the planet, for Jupiter this occurs every six years. In the years of 2014 and 2015 Jupiter was
once again in its equinox. A campaign was organized by our group to observe this mutual phenomena in
collaboration with more than six others Brazilian’s Institutes. In this work we studied 47 light curves and
determine relative positions with a average precision of 8 mas. In all observations we use a narrow band
methane filter centered in 889 nm with a width of 15 nm.
P-05
Estudio de colas de polvo cometarias a grandes distancias heliocentricas
C. Lopez Sisterna (1,2), R. Gil-Hutton (1,2)
(1) Complejo Astronomico El Leoncito - CONICET, Argentina
(2) Facultad de Ciencias Exactas, Fısicas y Naturales, UNSJ, Argentina
Varios trabajos demuestran la existencia de campos electromagneticos sobre las superficies de algunos
satelites, asteroides y cometas (Whipple, 1981; Mendis et al., 1981; Colwell et al., 2005). La interaccion
directa con la radiacion y el viento solar, produce que las superficies y el regolito de los objetos se car-
guen positivamente, liberando electrones mediante el efecto fotoelectrico. Como consecuencia de la repulsion
electrica, las partıculas del regolito aparentarıan levitar sobre la superficie (Lee, 1996 ); y eventualmente las
mas pequenas podrıan ser arrastradas por el viento solar. La dinamica de estas partıculas se verıan prin-
cipalmente afectada por presion de radiacion; pero si el objeto, y por lo tanto las partıculas, se encuentra
a grandes distancias heliocentricas es posible que la fuerza de Lorentz adquiera un rol significativo en su
movimiento. Por otro lado, son varios los cometas observados a grandes distancias heliocentricas (mas de 5
UA) donde pueden identificarse la coma y la cola de polvo (Mazzotta Epifani et al., 2008 ; Fernandez et al.,
2013). En el presente trabajo se analizan los efectos electromagneticos producidos sobre las partıculas de
polvo mas pequenas para las cuales la fuerza de Lorentz es mayor, y se intenta modelar las colas de polvo de
cometas a grandes distancias heliocentricas considerado tanto presion de radiacion como fuerza de Lorentz.
P-06
The evolution of asteroids in the jumping-Jupiter migration model
F. Roig (1), D. Nesvorny (2)
(1) Observatorio Nacional, Rio de Janeiro, RJ 20921-400, Brasil
(2) Southwest Research Institute, Boulder, CO 80302, USA
In this work, we investigate the evolution of a primordial belt of asteroids, represented by a large number
of massless test particles, under the gravitational effect of migrating Jovian planets in the framework of the
24
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-mass planets in a compact orbital configuration.
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 semi major axis. This introduces a large scale instability
in the studied populations of small bodies. After the migration phase, the simulations are extended over
4 Gyr, and we compare the final orbital structure of the simulated test particles to the current Main Belt
of asteroids with absolute magnitude H ¡ 9.7. The results indicate that, in order to reproduce the present
Main Belt, the primordial belt should have had a distribution peaked at 10o in inclination and at 0.1 in
eccentricity. We discuss the implications of this for the Grand Tack model. The results also indicate that
neither primordial Hildas, nor Trojans, survive the instability, confirming the idea that such populations
must have been implanted from other sources. In particular, we address the possibility of implantation of
Hildas and Trojans from the Main Belt population, but find that this contribution should be minor.
P-07
Projeto IMPACTON: Determinacao do perıodo de rotacao de asteroides em
orbita proxima da Terra
F. Monteiro (1), D. Lazzaro (1), T. Rodrigues (1), R. de Souza (1), J.S. Silva (1), M.C.A. Loera (1)
(1) Observatorio Nacional / MCTI, Rio de Janeiro, Brasil
A populacao dos objetos em orbita proxima da Terra e particularmente interessante de ser estudada devido
a sua natureza transiente, no sentido de que os objetos nao podem ter estado em sua localizacao atual desde
a formacao do Sistema Solar. Uma forma de entender melhor sua origem e seu destino e atraves de um maior
conhecimento de suas propriedades fısicas. Atraves do projeto IMPACTON (Iniciativa de Mapeamento e
Pesquisa de Asteroides nas Cercanias da Terra no Observatorio Nacional) esta populacao vem sendo estudada
de forma sistematica visando determinar diversas propriedades fısicas. No presente trabalho o foco e voltado
a determinacao das propriedades rotacionais de um numero estatisticamente significativos de objetos com o
objetivo de impor vınculos sobre sua evolucao.
Observacoes fotometricas de objetos selecionados sao realizadas utilizando o telescopio de 1m do Obser-
vatorio Astronomico do Sertao de Itaparica (OASI), do projeto IMPACTON. Os dados sao obtidos utilizando
uma camera CCD de 2024×2024 pixels, fornecendo um campo de 12×12 minutos de arco, e o filtro R do
sistema Johnson. Cada objeto e observado durante duas ou tres noites ao longo de 4 a 6 horas. Essas
observacoes sao repetidas nos meses consecutivos visando determinar a direcao do polo e o modelo de forma
do objeto. A reducao dos dados esta sendo realizada utilizando o programa MaxIm DL, atraves das tarefas
Callibration e Photometry. Utilizando magnitudes relativas (asteroide menos estrela do campo) sao obtidas
as curvas de luz cuja analise atraves ajuste de Fourier permite obter o perıodo de rotacao.
No presente trabalho vamos apresentar os resultados das observacoes realizadas de janeiro a dezem-
bro de 2015. No perıodo foram observados aproximadamente 25 asteroides em orbita proxima da Terra e
determinado o perıodo de rotacao para 15 destes.
P-08
Cantidad de energıa disipada en colisiones durante la formacion y evolucion
planetaria
I.L. San Sebastian (1,3), M.G. Parisi (2,3)
25
(1) Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofısicas (UNLP)
(2) Instituto Argentino de Radioastronomıa (CONICET)
(3) Consejo Nacional de Investigaciones Cientıficas y Tecnicas (CONICET)
Durante la primer etapa de formacion planetaria se forman objetos llamados planetesimales, los cuales van
creciendo de tamano durante la segunda etapa hasta formar a los planetas terrestres y a los nucleos de los
planetas gigantes mediante procesos de acrecion. El tamano de los planetesimales en la transicion entre
estas dos etapas asi como durante su crecimiento en la segunda etapa es actualmente materia de debate. De
acuerdo al trabajo de Parisi (2013) para que exista acrecion se requiere de un disco dinamicamente muy frıo
durante todo el proceso de formacion planetaria a lo largo de todo el disco protoplanetario, lo que parece
difıcil de conseguir. Los modelos de acrecion de los planetas terrestres y de los nucleos de planetas gigantes
muestran que planetesimales de 1-100 km de radio alcanzan valores de su excentricidad orbital similares al
lımite de excentricidad obtenido en Parisi (2013) para producir la disrupcion de estos objetos en vez de su
acrecion.
El mayor problema en los modelos de fragmentacion es que la cantidad de energıa que se disipa en calor en
una colision es desconocida. Un factor clave en todos los modelos de fragmentacion es la fraccion de energıa
cinetica de impacto particionada en energıa cinetica de los fragmentos. Resultados experimentales sugieren
que el factor gamma que da cuenta de la ineficiencia de la conversion de la energıa cinetica de impacto en
energıa cinetica de los fragmentos es aproximadamente 0.1.
En este trabajo exploramos el crecimiento o disrupcion de planetesimales en colisiones asumiendo dos
valores de gamma, 0.05 y 0.13, que se encuentran dentro del rango obtenido por Arakawa & Higa (1996).
P-09
The IMPACTON Project: Pole and Shape of Eight Near-Earth Asteroids
J.S. Silva (1), D. Lazzaro (1), T. Rodrigues (1), J.M. Carvano (1), F. Roig (1), R. Souza (1) and the
IMPACTON team
(1) Observatorio Nacional, COAA, Rua Gal. Jose Cristino 77, 20921-400 Rio de Janeiro, Brazil
The formation and evolution of Solar System small bodies, in particular those innear-Earth orbits, is a
complex problem which solution strongly depends on a better knowledge of their physical properties. To
contribute to the international efforts in this direction the IMPACTON project (www.on.br/IMPACTON)
set up a dedicated facility denominated Observatorio Astronomico do Sertao de Itaparica (OASI). Using
the 1-m telescope several dozens of NEAs were observed between March 2012 and October 2014. Here we
will present the results obtained for 8 objects. Relative magnitudes were used to obtain lightcurves and
derive rotational periods. Applying the inversion method developed by Kaasalainen and Torppa (2001) and
Kaasalainen et al. (2001), along with lightcurves from literature, allowed to refine the rotational period of
these asteroids as well as to derive their pole direction and shape. The obtained results confirm a lack of
poles toward the ecliptic and with a majority of retrograde rotators. A more representative sample, however,
is needed in order to drive robust conclusions.
P-10
Captura en Resonancia en Sistemas Planetarios en Formaciıon
L. Badano (1), T. Gallardo (1)
(1) Departamento de Astronomıa, Facultad de Ciencias, Universidad de la Republica, Uruguay
26
A partir de datos de distintos sistemas planetarios se observa una tendencia de los planetas de encontrarse en
resonancias de dos cuerpos (Fabrycky et al. 2014), lo cual motiva el estudio de ver cuales son las condiciones
mas favorables en un sistema planetario en formacion para que esto ocurra, ası como tambien que ocurran
resonancias entre tres cuerpos. Estudiamos la captura en resonania de dos y de tres cuerpos mediante el
proceso de migracion de planetas en el disco protoplanetario utilizando simulaciones numericas en las cuales
variamos distintos parametros. Nos interesa estudiar la captura ası como tambien la posibilidad de que
sobreviva en el tiempo a un proceso de migracion planetaria.
P-11
The evolution of gas and dust in protoplanetary disks
L.A. Paula (1), T.A. Michtchenko (1)
(1) Instituto Astronomico, Geofısico e de Ciencias Atmosfericas da Universidade de Sao Paulo, Brazil
Dust constitutes only about one percent of the mass of circumstellar disks, yet is of crucial importance for
the modeling of planet formation, disk chemistry, radiative transfer and observations.
The key ingredient that drives the evolution of dust particles is the drag force they feel from the gas.
Drag is responsible for example for the radial migration of solid bodies toward the inner parts of a disk for
which the pressure decreases radially outwards. The timescale for this migration is so rapid for centimeter
and meter size bodies that it has become a problem for standard planet formation theories.
In this work, we describe the physical and numerical concepts that go into a model, which is able to
simulate the radial and size evolution of dust in a gas disk generated by the program FARGO3D. In this
model, the evolution is found to be well described using an advection diffusion equation. The resulting dust
size distributions are compared to our analytical predictions.
P-12
Estudos fotometricos de objetos primitivos no Sistema Solar.
C. Ayala-Loera (1), A. Alvarez-Candal (1), J.L. Ortiz (2), N. Pinlla-Alonso (3), R. Duffard (2),
D. Lazzaro (1)
(1) Observatorio Nacional/MCTI, Rua General Jose Cristino 77, Rio de Janeiro, RJ, 20921-400, Brasil
(2) Instituto de Astrofısica de Andalucıa, CSIC, Apt 3004, 18080, Granada, Espana
(3) Department of Earth and Planetary Sciences, University of Tennessee, Knoxville, TN, 37996, United States
Alem dos estudos dinamicos, estudos das populacoes de objetos nas regioes externas do Sistema Solar, sao
importantes porque eles sao restos dos blocos de construcao do nosso sistema planetario. As propiedades e
a distribucao no espaco de pequenos corpos no Sistema Solar (SSSB da sigla ingles para Small Solar System
Bodies) fornece pistas para cohecer a formacao e desenvolvimento dele.
Neste projeto estudamos os corpos primitivos do Sistema Solar atraves do estudo das populacoes de
objetos nas regioes externas como: os Objetos Trans-Netunianos (TNOs, Trans-Neptunian Objects da sigla
ingles), e outras populacoes relacionadas (Centauros e cometas da famılia de Jupiter).
Informacao sobre os tamanhos (diametros) pode-se obter atraves de dados fotometricos (visıvel-NIR).
A luz refletida e o fluxo e e proporcional ao tamanho (D) e a fracao de luz que o corpo reflete (albedo
geometrico, pv). A magnitude Reduzida e a medida do brilho, ou seja, a medida da luz refletida pelo objeto.
A Magnitude Absoluta, H, e definida como a magnitude do objeto como se fosse visto de uma distancia 1
UA da Terra e ele estivesse a 1 UA do Sol e com um angulo de fase θ = 0o; o angulo de fase θ e o angulo
27
que um corpo subtende em relacao a separacao Sol-Terra, ∆.
A estimacao da Magnitude Absoluta, H, pode ser medida em diferentes angulos de fase α, e obtem-se
a partir da magnitude calibrada ao sistema padrao. A magnitude calibrada e normalizada das distancia
TNO-Terra ∆ e TNO-Sol, r, quando elas sao iguais a 1 UA.
H = M − 5 log(r∆)− βα (1)
β e um parametro de ajuste da relacao linear.
Uma curva de fase mostra a alteracao da Magnitude Absoluta em relacao aos angulos de fase. Estas curvas
mostram um comportamento complexo, curvas de fase com grandes angulos de fase seguem uma tendencia
linear pero para pequenos angulos de fase as curvas de fase poden apresentar um efeito de oposicao e muitas
vezes ocorre um desvio da linearidade. Modelos fotometricos complexos (Bowell et al. 1989,) podem ser
utilizados para compreender a interacao da luz com a superfıcie do corpo e como esta interacao e mostrada
nas curvas de fase.
Presentamos resultados preliminares do estudos fotometricos nas bandas V e R de TNOs com o qual
planejamos estudar o comportamento das curvas de fase e identificar possıveis inclinacoes negativas e tentar
conhecer os procesos astrofısicos que poderiam explica-las. Para construir curvas de fase precisa-se observar o
mesmo objeto durante diferentes epocas, por lo qual utilizamos resultados de varias missoes observacionales
e diferentes telescopios (SOAR, no observatorio La Silla, Chile e IAC80, no Observatorio del Teide, Espana).
P-13
Morphological structures of comet 1P/Halley in their perihelion passages in
1910 and 1986
M.R. Voelzke (1)
(1) Universidade Cruzeiro do Sul
This work is based on a systematic analysis of images of 1P/Halley comet collected during its penultimate
and ultimate approaches, i.e., in 1910 and in 1986. The present research basically characterised, identified,
classified, measured and compared some of the tail structures of comet 1P/Halley like DEs, wavy structures
and solitons. The images illustrated in the Atlas of Comet Halley 1910 II (Donn et al., 1986), which shows
the comet in its 1910 passage, were compared with the images illustrated in The International Halley Watch
Atlas of Large-Scale Phenomena (Brandt et al., 1992), which shows the comet in its 1986 passage. While
two onsets of DEs were discovered after the perihelion passage in 1910, the average value of the corrected
cometocentric velocity Vc was (57 ± 15) km/s ; ten were discovered after the perihelion passage in 1986 with
an average of corrected velocities equal to (130 ± 37) km/s .The mean value of the corrected wavelength
of wavy structures, in 1910, is equal to (1.7 ± 0.1)×106km and in 1986 is (2.2 ± 0.2)×106km. The mean
value of the amplitude A of the wave, in 1910, is equal to (1.4 ± 0.1)×105km and in 1986 it is equal to
(2.8 ± 0.5)×105km. The goals of this research are to report the results obtained from the analysis of the
P/Halley’s 1910 and 1986 images, to provide empirical data for comparison and to form the input for future
physical/theoretical work.
P-14
28
On the Modelling of Magnetic and Viscous Torques in the rotation of
multi-layered regular satellites of Jupiter and Saturn
N. Callegari Jr. (1), H. Hussmann (2)
(1) UNESP - Rio Claro - Brazil. Email: [email protected]
(2) German Aerospace Center (DLR). Institute of Planetary Research Berlin. Email: [email protected]
In this work, we consider both the conservative dynamics and the dissipative evolution of rotation of multi-
layered satellites. Differential rotation, i.e., relative motion of distinct rigid layers is possible, and we review
plausible models of magnetic, gravitational and viscous internal torques between the layers and the planet.
Such models are based on realistic estimated internal structures of the interior of satellites which we have
calculated and present here in this work. We will show results of numerical simulations of dynamics of
rotation of many regular satellites. Large sets of initial conditions and parameters are considered, mainly
close to the synchronous spin-orbit resonances (SOR).
Among our main results we show that how some parameters related to the frictional internal forces
related to dynamo-induced magnetic field may be analitically estimated in the case of Ganymede, and the
effects of these torques on the stability of rotation of the satellite are numerically determined from numerical
simulations. Similar methodology and some discussion on the nature of the magnetic filed are applied to
other satellites like Titan and Europa.
Depending on the set of parameters, the separatrix of the Enceladus’ synchronous SOR can be strongly
perturbed by the so-called shell-inner core conservative gravitational forces. This region of the Ganymede’s
and Titan’s rotational phase space can also be strongly disturbed by such torques.
Finally we propose a new modelling of the viscous torques which must appear when the satellite have
inner fluid layers. The current equationing of this kind of torque is based in interior models with only two
layers, one fluid and a solid one. We show that it is inconsitent in case of multilayered satellites.
P-15
Captura de planetesimales en escenarios de migracion
P. Lemos (1), T. Gallardo (1)
(1) Depto. De Astronomıa, Facultad de Ciencias, UdelaR
En este trabajo se pretende analizar la captura de pequenos cuerpos presentes en el disco protoplanetario de
una estrella joven por un planeta gigante. Durante su proceso de formacion, el nucleo del planeta gigante
acreta material solido hasta que alcanza unas 15 masas terrestres. Es en este momento cuando se desencadena
una rapida acrecion de gas, que implica un aumento repentino de masa junto con una migracion hacia la
estrella. En una primera etapa, el planeta moviendose tendrıa una tasa de migracion mucho mayor que la de
cuerpos del orden de las decenas de kilometros de radio, que estan practicamente desacoplados del gas, lo que
generarıa encuentros entre ellos. Estos encuentros, sumados a los efectos del aumento de masa y de la friccion
con la region mas densa del gas en las cercanıas del planeta podrıan explicar la captura permanente de los
planetesimales. Nuestro trabajo consiste en modelar este escenario haciendo uso de codigos hidrodinamicos
como el FARGO y analizar la relevancia de los efectos aquı nombrados.
P-16
Venus: a new understanding on how a geodynamical process under surface can
be happening in other planets on solar system
P. Such (1), L. Flores (2)
29
(1) CASLEO-CONICET. Av Espana 1512 Sur, San Juan, Argentina. E-mail: [email protected]
(2) Universidad de Chile. Facultad de Ciencias Fisicas y Matematicas. Plaza Ercilla 803, Santiago de Chile, Chile.
Studies of images obtain from VIRTIS mission in the nightside emission of the visible thermal imaging
spectrometor from Lada Terra in Planitia Region in the south hermisphere from Venus shows correlation
with the geomorphological features analyzed through the brighteness images obtain from Magelllan radar
mission. This work was accomplished applying Muller et al 2008 method. In this case atmospheric windows
were taken from the thermal emission of 1.02, 1.10 and 1.18 µm absortion bands. This signal was attenuated
for the atmosphere but it was posible to obtain a correlation between the surface temperature and the surface
emissivity. The geomorphology present in the area of study shows a positive anomaly, that taking helbert
et al 2008 they can correspond to young lava flows, but this actually means that there is volcanic activity
present on venus surface? Or it means that the youngest lava flows can have a different composition from
the older surrounded lava flows in the region? On this work we propose that an endogenic process can be
happening at certain areas on venus sub-surface, product of a mantle that presents a different geodinamical
activity from earth, comparing the thermal emission profile with radiogenic activity on certain areas we
appoint that under surface some certain radiogenic elements in composition can be the cause of excesive
heat in some areas reflecting on surface.
Helbert, J.; Muller, N.; Kostama, P.; Marinangeli, L.; Piccioni, G.; Drossart, P. 2008. ADS: 2008GL033609-
pip // Muller, N.; Helbert, J.; et al. 2008. Journ. Geophys. Res. 20 pp
P-17
On the dynamical dispersal of primordial asteroid families
P.I.O. Brasil (1), F. Roig (1), D. Nesvorny (2), V. Carruba (3), S. Aljbaae (3), M. Huaman Espinoza (3)
(1) Observatorio Nacional, Brasil
(2) SwRI, USA
(3) UNESP Guaratingueta, Brasil
Many asteroid families are identified and well characterized all over the main belt asteroid. Interestingly,
however, none of them are older than ∼ 4 Gyr. Many mechanisms have been proposed to disperse such old
primordial asteroid families that presumably have existed, but none have really worked. Here we present
a plausible mechanism for dispersing primordial asteroid families that is based on the 5-planet instability
model known as jumping Jupiter. Using two different evolutions for the jumping-Jupiter model, we have
numerically integrated orbits of eight primordial families. Our results show that the most important effect
on the asteroid families’ eccentricity and inclination dispersal is that of the secular resonances, in some cases
associated with the mean motion resonances. As for the semimajoraxes spreading we find that the principal
effect is that of close encounters with the fifth giant planet whose orbit briefly overlaps with (part of) the
main belt. Therefore, the existence of a fifth giant planet with the mass comparable with that of Uranus’
or Neptune’s could contribute in important ways to dispersal of the primordial asteroid families. To have
that effect, the interloper planet should penetrate and considerably interact with the asteroids during the
instability phase.
P-18
Formacao dos Satelites Galileanos em um Cenario Hidrodinamico
R.A. Moares (1), E. Vieira Neto (1)
(1) Grupo de Dinamica Orbital e Planetologia - UNESP
30
Acredita-se que os satelites galileanos se formaram nos estagios finais de acrecao de Jupiter, nas regioes
proximas ao planeta, porem ainda nao ha nenhuma hipotese de formacao que apresente um cenario que
consiga explicar o tamanho e a posicao desses corpos com precisao. As maiores condicoes a serem atendidas
pelos modelos e a formacao tardia de Calisto e a sua sperfıcie congelada de Calisto e Ganimedes. Nosso mo-
delo propoem simular os estagios iniciais de acrecao e migracao desses corpos em um cenario hidrodinamico,
para isso utilizaremos o pacote numerico FARGO com alteracoes em seu sistema de referencia, seu potencial
gravitacional padrao (onde serao inseridos os efeitos oriundos do Sol) e sua lei de acrecao, essa ultima simu-
lara um mistura entre acrecao de gas, tradicional nos metodos hidrodinamicos e acrecao de material solido,
tradicional nos modelos de N-corpos. Dessa forma, esperamos ao final desse trabalho conseguir reproduzir
um sistema semelhante aos dos satelites galileanos, em relacao a posicao e massa.
P-19
Como o modelo de migracao jumping Jupiter explica a orbita de Mercurio?
S. Souza (1), F. Roig (1), D. Nesvorny (2)
(1) Observatorio Nacional, COAA, Rio de Janeiro, RJ, 20921-400, Brasil
(2) Southwest Research Institute, 1050, Walnut Street, Suite 300, Boulder, CO 80302
Atualmente e amplamente aceito que os planetas jovianos do Sistema Solar migraram ate as suas orbitas
atuais em algum momento entre os primeiros 500 milhoes de anos apos a sua formacao. Esta migracao
ocorreu em duas etapas: primeiro, forcada pela interacao dos planetas com disco gasoso e, posteriormente,
forcada pela interacao com o disco de planetesimais remanescente. Esta segunda etapa teve um papel
fundamental na criacao de muitas das estruturas dinamicas que sao observadas atualmente, particularmente
entre as populacoes de pequenos corpos. Um modelo de migracao que tem ganhado bastante atencao nos
ultimos anos e o denominado jumping Jupiter (JJ), que assume que inicialmente havia mais de quatro
planetas gasosos e que um (ou mais) foram ejetados do Sistema Solar por um encontro proximo com Jupiter.
No decorrer deste encontro, Jupiter perde momento angular e seu semieixo orbital muda de forma quase
instantanea. Uma das consequencias deste pulo e a mudanca drastica das frequencias fundamentais seculares
do sistema, que deve afetar significativamente os planetas terrestres e os asteroides, causando instabilidades
e excitando suas excentricidades e inclinacoes.
O presente trabalho, pretende avaliar, por meio de simulacoes numericas, como a migracao nas fases de
instabilidade e de migracao suave repercute sobre os elementos orbitais do planeta Mercurio. A simulacao
inicia-se considerando-se os planetas internos ja formados em orbitas circulares e co-planares, e a posicao
dos gigantes obtidas a partir de simulacoes anteriores, em que o gas primordial ja se dissipou, mas o disco
de planetesimais, nao. Interpolando as posicoes dos gigantes e considerando um tempo de integracao de
10 Myr, para a fase de instabilidade, e 100 Myr, para a fase de migracao suave, verificamos que o modelo
de jumping Jupiter consegue gerar a excitacao necessaria na excentricidade e inclinacao de Mercurio, re-
sultando em valores compatıveis com os valores atuais. Atraves de nossa analise conseguimos identificar os
mecanismos dinamicos responsaveis por esta excitacao. Neste processo a introducao de efeitos relativısticos
tem consequencias importantes na evolucao.
P-20
Caracterizacion de las probabilidades de captura en el sistema exoplanetario
HD 154088.
S.H. Luna (1,2), M.D. Melita (1), H.D. Navone (2,3)
31
(1) Instituto de Astronomıa y Fısica del Espacio (CONICET-UBA)
(2) Facultad de Ciencias Exactas, Ingenierıa y Agrimensura (UNR)
(3) Instituto de Fısica de Rosario (CONICET-UNR)
El estudio y caracterizacion de la interaccion de mareas es de fundamental importancia en el analisis y en
la determinacion del estado de rotacion de planetas y de satelites, tanto de nuestro Sistema Solar como
de Sistemas Extrasolares. El objetivo de este trabajo es determinar el estado rotacional mas probable del
exoplaneta HD 154088 b, el cual, hasta ahora, es el unico planeta conocido que orbita su estrella anfitriona. La
motivacion principal de este estudio es investigar la plausibilidad de la deteccion de los efectos de la interaccion
de mareas mediante la medicion de las variaciones de velocidad radial de la estrella anfitriona, originadas por
la evolucion orbital debida a dicha interaccion. La teorıa desarrollada en este trabajo aborda el problema
de los dos cuerpos considerando la forma de uno de ellos (aquel cuyo estado rotacional desea determinarse).
La deformacion del planeta, debida a la atraccion gravitatoria ejercida por la estrella anfitriona, tiene como
consecuencia la aparicion de terminos no centrales en su potencial gravitatorio dando origen al conocido
torque de mareas que, junto con el torque debido al termino de deformacion permanente, dominan la dinamica
del sistema. Estos torques pueden compensarse mutuamente dando lugar a la captura en alguna resonancia
spin-orbita. En tal sentido, se presenta una evaluacion de las probabilidades de captura en las resonancias
5:2, 2:1 y 3:2, mediante dos metodos conocidos como “metodo semianalıtico” y “metodo de fuerza bruta”.
Ademas, dada la incerteza existente en la excentricidad, se decidio hacer una estimacion de las probabilidades
de captura en las mismas resonancias, pero ahora barriendo un intervalo de excentricidades de forma tal de
cubrir razonablemente el margen de incerteza correspondiente a este parametro.
P-21
Determinacao da forma de asteroides a partir da inversao de curvas de luz
V.C. Lattari, (1), R. Sfair (1)
(1) UNESP Univ. Estadual Paulista - Faculdade de Engenharia de Guaratingueta Sao Paulo - Brasil
Um dos metodos mais utilizados para estudar os asteroides e o de curvas de luz, que tem como grande
vantagem a facilidade de obtencao de dado. O formato da curva de um asteroide depende das caracterısticas
geometricas do corpo (forma, tamanho, rotacao) e das condicoes de iluminacao, entao atraves delas e possıvel
inferir o perıodo de rotacao e o eixo de orientacao do polo do asteroide. Ja para obter a forma e as dimensoes
do objeto e necessario utilizar uma tecnica numerica que permita realizar a inversao de curva de luz. Neste
projeto foram analizados os asteroides 13 Egeria, 121 Hermione e 182 Elsa atraves do metodo numerico de
criado por Kaasalainen & Torppa (2001), que gera uma representacao da forma de asteroides dada pela
combinacao de poliedros triangulares calculando os vertices e faces que geram a forma do asteroide. As
curvas de luz foram obtidas do banco de dados do MPC (Minor Planet Center) e dos DAMIT (Database of
Asteroid Models from Inversion Techniques. Para 13 Egeria o perıodo de rotacao encontrado foi 7.07540,
as coordenadas eclipticas do polo (44,21) e o formato do corpo do asteroide atraves de 1024 poliedros
triangulares. Os modelo encontrado foi satifatorio, sendo comparado ao modelo gerado pelo banco de dados
do DAMIT, encontrando o mesmo valor para o perıodo de rotacao e para os parametros do polo. O mesmo
processo foi utilizado para os asteroides 121 Hermione e 182 Elsa, utilzando perıodos de rotacao de 5.5508 h
e 80.166 h, valores para os parametros do polo (8o, 19o) e (67o, -87o). Apos este procedimento, foi calculado
o potencial gravitacional para o asteroide 13 Egeria, tal como as suas curvas de velocidade zero. Esta analise
tambem sera feita para os outros dois asteoroides 121 Hermione e 182 Elsa.
P-22
32
Modelo semi-analıtico para configuracoes coorbitais no Sistema Solar
X. Saad-Olivera (1), F. Roig (1)
(1) Observatorio Nacional
Neste trabalho desenvolvemos um modelo semi-analıtico para analisar a evolucao dinamica de dois corpos em
movimento co-orbital ao redor de um outro, e considerando a perturbacao de um quarto corpo massivo. No
nosso caso o Sol. A nossa porposta e estudar a estabilidade do co-orbital sobre a acao da perturbacao solar,
que e relevante para o aparecimento da eveccao, perturbacao que poderia ser de soma importancia nestes
sistemas. Apresentamos aqui os resultados preliminares sobre a construcao de um mapeamento simpletico,
ao qual temos acrescentado o efeito de acahatemento do objeto central.
Tambem apresentamos comparacoes do mapeamento com simulacoes numericas precisas, para diversos
sistemas.
33
Lista de ParticipantesAgustin Dugaro UNLP / Argentina
Alan Alves Brito UFRGS / Brasil
Alan Brito UFRGS / Brasil
Alejandra Daniela Romero UFRGS / Brasil
Altair Ramos Gomes Junior OV-UFRJ / Brasil
Alvaro Alvarez-Candal ON/MCTI / Brasil
Amaury Augusto de Almeida IAG-USP / Brasil
Ana Carolina de Souza Feliciano ON/MCTI / Brasil
Ana Chies Santos UFRGS / Brasil
Anderson de Oliveira Ribeiro ON/MCTI / Brasil
Andrea Guzman Mesa U.Sergio Arboleda / Colombia
Annabella Elizabeth Mondino Llermanos OAC / Argentina
Barbara Celi Braga Camargo UNESP / Brasil
Bruno Eduardo Morgado ON/MCTI / Brasil
Carla Florencia Coronel UNLP / Argentina
Cecilia Lopez UNSJ / Argentina
Cristian Giuppone OAC / Argentina
Daniela Borges Pavani UFRGS / Brasil
Daniela Lazzaro ON/MCTI / Brasil
Daniele Fulvio PUC-Rio / Brasil
Elielson Soares Pereira IAG-USP / Brasil
Esteban Garcia-Migani CASLEO / Argentina
Felipe Braga Ribas UTFP / Brasil
Fernando Roig ON/MCTI / Brasil
Filipe Vieira de Melo Monteiro ON/MCTI / Brasil
Florencia Calandra UNSJ / Argentina
Francisco Lopez UDELAR / Uruguai
Francisco Lopez Garcia UNSJ / Argentina
Gabriel Borderes Motta UNESP / Brasil
Gonzalo Tancredi UDELAR / Uruguai
Hugo A. Folonier IAG-USP / Brasil
Irina Luciana San Sebastian UNLP / Argentina
Jorge Marcio Carvano ON/MCTI / Brasil
Jose Sergio Silva Cabrera ON/MCTI / Brasil
Julia Schreiber Maia ON/MCTI / Brasil
Julio Angel Fernandez UDELAR / Uruguai
Laura Alejandra Flores Palma U.Chile / Chile
Lucas Ferreira da Rosa Moda IAG-USP / Brasil
Luciana Badano UDELAR / Uruguai
Luis Mammana CASLEO / Argentina
Luiz Alberto de Paula IAG-USP / Brasil
M. Gabriela Parisi UNLP / Argentina
Ma del Carmen Ayala Loera ON/MCTI / Brasil
Marcela Canada-Assandri CASLEO / Argentina
Marcelo de Cicco ON/MCTI / Brasil
Marcos Rincon Voelzke U.Cruz.Sul / Brasil
Maria Helena Moreira Morais UNESP / Brasil
Maria Paula Ronco UNLP / Argentina
Mariana Belen Sanchez UNLP / Argentina
Marinka Egorov UDELAR / Uruguai
Mario Daniel Melita IAFE / Argentina
Mario de Pra ON/MCTI / Brasil
Nelson Callegari Junior UNESP / Brasil
Noelia Romina Tesei UNLP / Argentina
Octavio Miguel Guilera UNLP / Argentina
Pablo Lemos UDELAR / Uruguai
Pilicida Maria da Silva Arcoverde ON/MCTI / Brasil
Rafael Ribeiro de Sousa UNESP / Brasil
Ricardo Aparecido de Moraes UNESP / Brasil
Ricardo Gil-Hutton CASLEO / Argentina
Roberto Vieira Martins ON/MCTI / Brasil
Rodney da Silva Gomes ON/MCTI / Brasil
Romina di Sisto UNLP / Argentina
Ronaldo Savioli Vieira IAG-USP / Brasil
Sandro Ricardo De Souza ON/MCTI / Brasil
Santiago Luna IAFE / Argentina
Silvia Martino UDELAR / Uruguai
Sylvio Ferraz Mello IAG-USP / Brasil
Tabare Gallardo UDELAR / Uruguai
Tatiana A. Michtchenko IAG-USP / Brasil
Teresinha Rodrigues ON/MCTI / Brasil
Thamiris de Santana UNESP / Brasil
Victor Correa Lattari UNESP / Brasil
Walter Silva Martins-Filho ON/MCTI / Brasil
Ximena Beatriz Saad Olivera ON/MCTI / Brasil
Zulema Lopez Garcia ICATE / Argentina
34
