Surface ages of mid-size Saturnian satellites

The observations of the surfaces of the mid sized Saturnian satellites made by Cassini Huygens mission have shown a variety of features that allows study of the processes that took place and are taking place on those worlds. Research of the Saturnian satellite surfaces has clear implications for Saturn history and surroundings. In a recent paper, the production of craters on the mid sized Saturnian satellites by Centaur objects was calculated considering the current Solar System. We have compared our results with crater counts from Cassini images and we have noted that the number of observed small craters is less than our calculated number. In this paper we estimate the age of the surface for each observed terrain on each mid sized satellite of Saturn. We have noticed that since there are less observed small craters than calculated (except on Iapetus), this results in younger ages. This could be the result of efficient endogenous or exogenous process(es) for erasing small craters and or crater saturation at those sizes. The size limit from which the observed number of smaller craters is less than the calculated is different for each satellite, possibly indicating processes that are unique to each, but other potential common explanations would be crater saturation and or deposition of E ring particles. These processes are also suggested by the findings that the smaller craters are being preferentially removed, and the erasure process is gradual. On Enceladus, only mid and high latitude plains have remnants of old terrains; the other regions could be young; the regions near the South Polar Terrain could be as young as 50 Myr old. On the contrary for Iapetus, all the surface is old and it notably registers a primordial source of craters. As the crater size is decreased, it would be perceived to approach saturation until D less than 2 km craters, where saturation is complete.Comment: Accepted for publication in Icarus, 40 pages, 11 figure

Dynamical and collisional evolution of Kuiper belt binaries

We present numerical simulations of the evolution of synthetic Trans Neptunian Binaries (TNBs) under the influence of solar perturbations, tidal friction, and collisions with the population of Classical Kuiper Belt Object (KBOs). We show that these effects, acting together, have strongly sculpted the primordial population of TNBs. If the population of Classical KBOs have a power law size distribution as the ones that are inferred from the most recent deep ecliptic surveys (Adams et al. 2014, Fraser at al. 2014), the fraction of surviving binaries at present would be of only ∼ 70 % of the primordial population. The orbits of the surviving systems match reasonably well the observed sample. Because of the impulse imparted during the collisional process, only ∼ 10 % of the objects reach total orbital circularization (e ≤ 10−4 ), and very few contact binaries should exist in the Trans Neptunian region. Ultra wide binaries are naturally obtained in number and orbital distribution similar to the ones of the observed population, as a natural result of the combined action of KCTF and collisional evolution on an initial population of tight binaries.Instituto de Astrofísica de La PlataFacultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasGrupo de Ciencias Planetaria

Dynamical and collisional evolution of Kuiper belt binaries

We present numerical simulations of the evolution of synthetic Trans Neptunian Binaries (TNBs) under the influence of solar perturbations, tidal friction, and collisions with the population of Classical Kuiper Belt Object (KBOs). We show that these effects, acting together, have strongly sculpted the primordial population of TNBs. If the population of Classical KBOs have a power law size distribution as the ones that are inferred from the most recent deep ecliptic surveys (Adams et al. 2014, Fraser at al. 2014), the fraction of surviving binaries at present would be of only ∼ 70 % of the primordial population. The orbits of the surviving systems match reasonably well the observed sample. Because of the impulse imparted during the collisional process, only ∼ 10 % of the objects reach total orbital circularization (e ≤ 10−4 ), and very few contact binaries should exist in the Trans Neptunian region. Ultra wide binaries are naturally obtained in number and orbital distribution similar to the ones of the observed population, as a natural result of the combined action of KCTF and collisional evolution on an initial population of tight binaries.Instituto de Astrofísica de La PlataFacultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasGrupo de Ciencias Planetaria

Formación y evolución dinámica de reservorios externos en escenarios de dispersión planetaria

En el trabajo de esta Tesis Doctoral se presentan los estudios realizados acerca de la formación y propiedades dinámicas de reservorios externos de cuerpos menores que evolucionan bajo los efectos de perturbadores planetarios internos y excéntricos que resultan de fuertes inestabilidades dinámicas como aquellas asociadas al escenario de dispersión planetaria. Para realizar esta investigación combinamos resultados de simulaciones de N-cuerpos con criterios analíticos derivados a partir de una teoría secular con el fin de lograr un mejor entendimiento de los procesos dinámicos involucrados en estos escenarios de trabajo. Para el desarrollo de este estudio hicimos uso de un código de N-cuerpos con el fin de generar un gran conjunto de simulaciones numéricas para analizar los procesos dinámicos involucrados en la formación y evolución de un sistema planetario sometido a fuertes eventos de inestabilidad. Dichos sistemas estuvieron inicialmente compuestos por tres planetas gigantes ubicados cerca de su límite de estabilidad dinámica junto con un disco externo de partículas de prueba inicialmente frío, alrededor de estrellas de 0.5 M⊙, 1 M⊙ y 1.5 M⊙. En el comienzo, realizamos un estudio detallado de los sistemas formados por un único planeta excéntrico sobreviviente posterior al evento de inestabilidad. Nuestros resultados muestran la existencia de reservorios externos compuestos por partículas sobre órbitas directas (Tipo-P) y retrógradas (Tipo-R) como así también partículas cuyo plano orbital oscila de directo a retrógrado durante su evolución. Estas últimas, las cuales llamamos partículas Tipo-F, experimentan un mecanismo de Lidov-Kozai excéntrico y muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente, las cuales evolucionan dentro de un régimen de libración. Sobre tales trayectorias, la inclinación oscila alrededor de 90◦ , mientras que la longitud del nodo ascendente libra centrado en 90 ◦ o 270◦, siendo medida respecto del pericentro del planeta interno. Además nuestro estudio sugiere que el tamaño de la región de libración depende fuertemente de la excentricidad del planeta gigante interno. En simultáneo a este tratamiento basado en simulaciones numéricas, llevamos a cabo una comparación con un estudio analítico sobre la evolución de una partícula de prueba externa bajo los efectos de un perturbador excéntrico interno hasta el nivel octopolar de la aproximación secular. Dicho desarrollo teórico significó un excelente complemento para nuestro estudio numérico ya que nos permitió lograr una mejor comprensión del comportamiento dinámico de las partículas que componen los reservorios externos de nuestra investigación. Luego, hemos modelado e incorporado al código de N-cuerpos efectos relativistas (RG) con el fin de estudiar cómo se modifican las propiedades dinámicas particularmente en sistemas alrededor de estrellas de 0.5 M⊙ . En particular, dicho efecto produce una precesión en el pericentro del planeta interno excéntrico y tal efecto se ve reflejado en la dinámica de las partículas externas. Nuestros resultados indican que cuando los efectos de la RG son incluidos, los valores extremos de la longitud del nodo ascendente de las partículas Tipo-F son obtenidos para inclinaciones retrógradas, mientras que las inclinaciones máximas y mínimas permitidas se incrementan en comparación con aquellas derivadas sin considerar los efectos de la RG. De acuerdo a esto, si la RG es incluida en las simulaciones, el rango de inclinaciones directas (retrógradas) asociado a la región de libración es reducido (incrementado) respecto a aquel obtenido en ausencia de RG. De este modo, la incorporación de efectos relativistas conduce a la supresión de partículas Tipo-F y a la producción natural de partículas Tipo-P, siendo esto más eficiente para partículas con bajas excentricidades y grandes semiejes. Además la RG conduce a la generación de partículas Tipo-F a partir de órbitas puramente retrógradas en ausencia de RG, aunque este mecanismo no resulta ser tan eficaz. Además, encontramos dos nuevas clases de partículas cuando los efectos de la RG son incluidos en las simulaciones. Por un lado, partículas externas cuyo plano orbital cambia de directo a retrógrado a lo largo de su evolución sin experimentar un acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. Por otro lado, partículas externas con órbitas retrógradas que muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. A partir de nuestra investigación, inferimos que la RG podría modificar significativamente las propiedades dinámicas de los reservorios de cuerpos menores externos que evolucionan bajo los efectos de un perturbador interno y excéntrico. Asimismo, hemos derivado expresiones analíticas hasta el nivel cuadrupolar de la aproximación secular de la variación temporal de la longitud del nodo ascendente y de la inclinación de las partículas que experimentan un mecanismo de Lidov-Kozai excéntrico cuando la RG es incluida. Dichas expresiones analíticas pueden explicar de manera satisfactoria el comportamiento dinámico observado en nuestras simulaciones de N-cuerpos. Finalmente, hemos realizado un estudio de los sistemas formados por dos planetas gigantes excéntricos sobrevivientes al evento de dispersión planetaria. En este contexto, analizamos tanto la estructura global de los reservorios externos así como también las propiedades dinámicas de las partículas que los componen. En estos sistemas, los reservorios externos también están compuestos por partículas sobre órbitas directas (Tipo-P) y retrógradas (Tipo-R) como así también partículas cuyo plano orbital oscila de directo a retrógrado durante su evolución (Tipo-F). Al igual que en el caso de un único planeta sobreviviente las partículas Tipo-F muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. Sin embargo, remarcamos que dicho acoplamiento se hace evidente cuando la longitud del nodo ascendente es medida respecto de la longitud del pericentro del planeta externo sobre el plano invariante. Cuando esto sucede, la inclinación de las partículas Tipo-F oscila alrededorde 90 ◦ , mientras que la longitud del nodo ascendente libra centrada en 90◦ o 270◦ de manera análoga a aquello descripto en sistemas con un único planeta sobreviviente. Sin embargo, es importante remarcar que las propiedades dinámicas de las partículas Tipo-F sometidas a la influencia de dos planetas internos y excéntricos resulta ser más compleja. Tanto en el caso de uno como de dos planetas sobrevivientes, la producción de partículas Tipo-F resulta ser eficiente en todos nuestros escenarios de trabajo evidenciando las mismas propiedades dinámicas. Por otra parte, estrellas jóvenes de baja masa que albergan planetas gigantes excéntricos deberían conservar sus reservorios de cuerpos menores externos mientras que, esto no sucede para estrellas más masivas en las cuales la remoción del material resulta ser significativa tanto a 10 Ma como a 100 Ma. Finalmente, destacamos que los reservorios resultantes son más extendidos cuanto más masiva es la estrella central. Estudiar la estructura global y las propiedades dinámicas de los reservorios externos que evolucionan bajo los efectos de planetas gigantes excéntricos resulta ser de interés en pos de comprender la formación y evolución de sistemas que han sufrido fuertes eventos de inestabilidad dinámica. Un claro entendimiento de la evolución dinámica de tales estructuras permitirá una correcta determinación de la emisión de polvo, lo cual podrá ser contrastado con datos observacionales derivados por telescopios tales como Spitzer y Herschel. Un análisis comparativo de estas características nos conducirá a un óptimo refinamiento de los modelos teóricos, y con esto a una mejor comprensión de esta clase peculiar de sistemas planetarios.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Producción y estudio de cráteres en el sistema de satélites de Saturno por objetos Centauros

En nuestro Sistema Solar existen un gran número de evidencias de actividad colisional que pueden observarse en los planetas terrestres como Mercurio, Venus, Tierra y Marte, así como también son reflejadas en los satélites de los planetas. Varias misiones espaciales enfatizaron sus observaciones en los satélites de los planetas exteriores. Las observaciones de estos nuevos mundos motivaron a estudiarlos en detalle. En particular, la misión Cassini-Huygens actualmente recolecta imágenes de las superficies de los satélites de Saturno. El objetivo del trabajo de tesis es estudiar, mediante simulaciones numéricas la producción de cráteres sobre las superficies de los satélites de Saturno, con el fin de comparar nuestros resultados con las observaciones de la misión Cassini-Huygens.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Producción y estudio de cráteres en el sistema de satélites de Saturno por objetos Centauros

En nuestro Sistema Solar existen un gran número de evidencias de actividad colisional que pueden observarse en los planetas terrestres como Mercurio, Venus, Tierra y Marte, así como también son reflejadas en los satélites de los planetas. Varias misiones espaciales enfatizaron sus observaciones en los satélites de los planetas exteriores. Las observaciones de estos nuevos mundos motivaron a estudiarlos en detalle. En particular, la misión Cassini-Huygens actualmente recolecta imágenes de las superficies de los satélites de Saturno. El objetivo del trabajo de tesis es estudiar, mediante simulaciones numéricas la producción de cráteres sobre las superficies de los satélites de Saturno, con el fin de comparar nuestros resultados con las observaciones de la misión Cassini-Huygens.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Surface ages of mid-size Saturnian satellites

The observations of the surfaces of the mid-sized saturnian satellites made by Cassini–Huygens mission have shown a variety of features that allows study of the processes that took place and are taking place on those worlds. Research of the saturnian satellite surfaces has clear implications not only for Saturn’s history and Saturn’s surroundings, but also for the Solar System. Crater counting from high definition images is very important and could serve for the determination of the age of the surfaces. In a recent paper, we have calculated the production of craters on the mid-sized saturnian satellites by Centaur objects considering the current configuration of the Solar System. Also, we have compared our results with crater counts from Cassini images by other authors and we have noted that the number of observed small craters is less than our calculated theoretical number. In this paper we estimate the age of the surface for each observed terrain on each mid-sized satellite of Saturn. All the surfaces analyzed appear to be old with the exception of Enceladus. However, we have noticed that since there are less observed small craters than calculated (except on Iapetus), this results in younger ages than expected. This could be the result of efficient endogenous or exogenous process(es) for erasing small craters and/or crater saturation at those sizes. The size limit from which the observed number of smaller craters is less than the calculated is different for each satellite, possibly indicating processes that are unique to each, but other potential common explanations for this paucity of small craters would be crater saturation and/or deposition of E-ring particles. These processes are also suggested by the findings that the smaller craters are being preferentially removed, and the erasure process is gradual. On Enceladus, only mid and high latitude plains have remnants of old terrains; the other regions could be young. In particular, the regions near the South Polar Terrain could be as young as 50 Myr old. On the contrary for Iapetus, all the surface is old and it notably registers a primordial source of craters. As the crater size is decreased, it would be perceived to approach saturation until DK 2 km-craters, where saturation is complete.Instituto de Astrofísica de La Plat

The production of craters on the mid-sized Saturnian satellites by Centaur objects

Context. The Saturnian satellite system has been observed in detail by the Cassini-Huygens mission. These satellites present different surface features, including impact craters caused by small objects probably coming from the trans-Neptunian region. Aims. In this paper we calculate the production of craters on the mid-sized Saturnian satellites produced by Centaurs from the scattered disk (SD) and plutinos in order to determine this contribution, and we compare our estimations with the Cassini observations. Methods. We used a method developed in a previous paper that uses a numerical investigation of the dynamical evolution of Centaur objects to calculate the production of craters. We used a size-frequency distribution (SFD) of scattered disk objects (SDOs) as a power law with a break at diameters d = 60 km considering two cases for the differential power-law index: s2 = 2.5 and s2 = 3.5 for d < 60 km. Results. We calculated the number of craters, the greatest crater produced by Centaurs from the SD and plutinos, and the present cratering rate on each of the mid-sized satellites, for both cases of the SFD of SDOs considered. The contribution of plutinos is negligible compared to SDOs. From our calculations and the comparison with observations we note that the calculated number of craters for s2 = 3.5 is in general nearer the observed number. However, in general for smaller craters, the observed number is less than the calculated one. This trend can be explained by at least two mechanisms. On the one hand, this could be caused by an erasing process that gradually buries the craters, which does not affect large craters. On the other hand, the comparison of the calculated and observed crater size-frequency distribution for different size ranges implies that for d < 60 km, the SFD of SDOs is consistent with the assumed index s2 = 3.5, for d ≥ 0.2-1.4 kmand for d ≤ 0.2-1.4 km, it is consistent with s2 = 2.5. Then in the range d ~ 0.2-1.4 km, the SFD of SDOs could have a new break. This change of slope could explain the reduction of small craters, at least for some cases. Conclusions. We found a good agreement when comparing our results with observations. However, independent determination of surface ages and geological processes are needed to determine if there is a new break on the SFD of SDOs, if there is a planetocentric source of craters in the Saturnian system, and which craters are primordial.Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto de Astrofísica de La Plat

The production of craters on the mid-sized Saturnian satellites by Centaur objects

Context. The Saturnian satellite system has been observed in detail by the Cassini-Huygens mission. These satellites present different surface features, including impact craters caused by small objects probably coming from the trans-Neptunian region. Aims. In this paper we calculate the production of craters on the mid-sized Saturnian satellites produced by Centaurs from the scattered disk (SD) and plutinos in order to determine this contribution, and we compare our estimations with the Cassini observations. Methods. We used a method developed in a previous paper that uses a numerical investigation of the dynamical evolution of Centaur objects to calculate the production of craters. We used a size-frequency distribution (SFD) of scattered disk objects (SDOs) as a power law with a break at diameters d = 60 km considering two cases for the differential power-law index: s2 = 2.5 and s2 = 3.5 for d < 60 km. Results. We calculated the number of craters, the greatest crater produced by Centaurs from the SD and plutinos, and the present cratering rate on each of the mid-sized satellites, for both cases of the SFD of SDOs considered. The contribution of plutinos is negligible compared to SDOs. From our calculations and the comparison with observations we note that the calculated number of craters for s2 = 3.5 is in general nearer the observed number. However, in general for smaller craters, the observed number is less than the calculated one. This trend can be explained by at least two mechanisms. On the one hand, this could be caused by an erasing process that gradually buries the craters, which does not affect large craters. On the other hand, the comparison of the calculated and observed crater size-frequency distribution for different size ranges implies that for d < 60 km, the SFD of SDOs is consistent with the assumed index s2 = 3.5, for d ≥ 0.2-1.4 kmand for d ≤ 0.2-1.4 km, it is consistent with s2 = 2.5. Then in the range d ~ 0.2-1.4 km, the SFD of SDOs could have a new break. This change of slope could explain the reduction of small craters, at least for some cases. Conclusions. We found a good agreement when comparing our results with observations. However, independent determination of surface ages and geological processes are needed to determine if there is a new break on the SFD of SDOs, if there is a planetocentric source of craters in the Saturnian system, and which craters are primordial.Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto de Astrofísica de La Plat

Surface ages of mid-size Saturnian satellites

The observations of the surfaces of the mid-sized saturnian satellites made by Cassini–Huygens mission have shown a variety of features that allows study of the processes that took place and are taking place on those worlds. Research of the saturnian satellite surfaces has clear implications not only for Saturn’s history and Saturn’s surroundings, but also for the Solar System. Crater counting from high definition images is very important and could serve for the determination of the age of the surfaces. In a recent paper, we have calculated the production of craters on the mid-sized saturnian satellites by Centaur objects considering the current configuration of the Solar System. Also, we have compared our results with crater counts from Cassini images by other authors and we have noted that the number of observed small craters is less than our calculated theoretical number. In this paper we estimate the age of the surface for each observed terrain on each mid-sized satellite of Saturn. All the surfaces analyzed appear to be old with the exception of Enceladus. However, we have noticed that since there are less observed small craters than calculated (except on Iapetus), this results in younger ages than expected. This could be the result of efficient endogenous or exogenous process(es) for erasing small craters and/or crater saturation at those sizes. The size limit from which the observed number of smaller craters is less than the calculated is different for each satellite, possibly indicating processes that are unique to each, but other potential common explanations for this paucity of small craters would be crater saturation and/or deposition of E-ring particles. These processes are also suggested by the findings that the smaller craters are being preferentially removed, and the erasure process is gradual. On Enceladus, only mid and high latitude plains have remnants of old terrains; the other regions could be young. In particular, the regions near the South Polar Terrain could be as young as 50 Myr old. On the contrary for Iapetus, all the surface is old and it notably registers a primordial source of craters. As the crater size is decreased, it would be perceived to approach saturation until DK 2 km-craters, where saturation is complete.Instituto de Astrofísica de La Plat