Ponencia presentada en la 57 Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía en 2014. Publicado en Boletín 2015.Mediante el Problema Circular de Tres Cuerpos Restricto Saturno-Iapetus se analizan posibles distribuciones de impactos sobre la superficie de Iapetus, originadas a partir de considerar una población de baja energía generada como remanente de un evento colisional, ocurrido en el pasado sobre la superficie de este satélite. Los resultados se analizan con el objetivo de aportar un nuevo enfoque para explicar el origen de la dicotomía de albedo que se observa sobre Iapetus.By means of Circular Restricted Three Body Problem Saturn–Iapetus, we analize potential impactdistributions on the surface of Iapetus, originated from considering a low-energy population generated as remnantsof a collisional event occurred in the past on the surface of this satellite. The results are analized in order to offera new approach to explain the origin of the albedo dichotomy observed on Iapetus.http://www.astronomiaargentina.org.arpublishedVersionFil: Briozzo, Carlos Bruno. Universidad Nacional de Córdoba. Facultad de Matemática, Astronomía y Física; Argentina.Fil: Zoppetti, Federico Andrés. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico Córdoba; Argentina.Fil: Leiva, Alejandro Martín. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico Córdoba; Argentina.Astronomía (incluye Astrofísica y Ciencias del Espacio

Briozzo, Carlos Bruno

Leiva, Alejandro Martín

Zoppetti, Federico Andrés

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Fil: Zoppetti, Federico Andrés. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico de Córdoba; Argentina.Fil: Leiva, Alejandro Martín. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico de Córdoba; Argentina.Mediante el Problema Circular de Tres Cuerpos Restricto Saturno–Iapetus se analizan posibles distribuciones de impactos sobre la superficie de Iapetus, originadas a partir de considerar una población de baja energía generada como remanente de un evento colisional, ocurrido en el pasado sobre la superficie de este satélite. Los resultados se analizan con el objetivo de aportar un nuevo enfoque para explicar el origen de la dicotomía de albedo que se observa sobre Iapetus.By means of Circular Restricted Three Body Problem Saturn--Iapetus, we analize potential impact distributions on the surface of Iapetus, originated from considering a low-energy population generated as remnants of a collisional event occurred in the past on the surface of this satellite. The results are analized in order to offer a new approach to explain the origin of the albedo dichotomy observed on Iapetus.http://www.astronomiaargentina.org.arpublishedVersionFil: Zoppetti, Federico Andrés. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico de Córdoba; Argentina.Fil: Leiva, Alejandro Martín. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico de Córdoba; Argentina.Astronomía (incluye Astrofísica y Ciencias del Espacio

Repositorio Digital de la Universidad Nacional de Córdoba

BAAA, Vol. 57, 2014 Asociación Argentina de Astronomı́aA.C. Rovero, C. Beaugé, L.J. Pellizza & M. Lares, eds. Bolet́ın de art́ıculos cient́ıficosDistribución superficial de impactos en Iapetus originadapor el remanente de una colisiónF.A. Zoppetti1, A.M. Leiva1 & C.B. Briozzo21 Observatorio Astronómico de Córdoba (OAC-UNC)2 Facultad de Matemática, Astronomı́a y F́ısica (FaMAF-UNC)Contacto/ FAZ: federicozoppetti@gmail.comResumen / Mediante el Problema Circular de Tres Cuerpos Restricto Saturno–Iapetus se analizan posiblesdistribuciones de impactos sobre la superficie de Iapetus, originadas a partir de considerar una población de bajaenerǵıa generada como remanente de un evento colisional, ocurrido en el pasado sobre la superficie de este satélite.Los resultados se analizan con el objetivo de aportar un nuevo enfoque para explicar el origen de la dicotomı́a dealbedo que se observa sobre Iapetus.Abstract / By means of Circular Restricted Three Body Problem Saturn–Iapetus, we analize potential impactdistributions on the surface of Iapetus, originated from considering a low-energy population generated as remnantsof a collisional event occurred in the past on the surface of this satellite. The results are analized in order to offera new approach to explain the origin of the albedo dichotomy observed on Iapetus.Keywords / planets and satellites: individual (Iapetus) — planets and satellites: surfaces1. IntroducciónIapetus es un satélite natural de Saturno que se en-cuentra en rotación sicrónica. La peculiar dicotomı́ade albedo superficial que éste presenta ha sido un temamuy controversial desde que dicho satélite fuera descu-bierto en 1671. El hemisferio trasero de Iapetus (opuestoal ápex de movimiento, considerando su traslación or-bital), presenta las caracteŕısticas superficiales t́ıpicasde un satélite helado, con un albedo de ∼ 0.5. Encambio, el hemisferio delantero (en dirección al ápexde movimiento), es prácticamente oscuro con valores dealbedo de ∼ 0.04. La región oscura sobre este hemisferiose denomina Región Cassini y presenta algunas carac-teŕısticas muy particulares, entre las que se destacan suparticular morfoloǵıa, su frontera notablemente abruptay el hecho de estar centrada en dirección del ápex demovimiento.Una gran diversidad de mecanismos han sido pro-puestos para explicar la dicotomı́a de albedo peroninguno ofrece una explicación completa. El modeloactualmente más aceptado es el de Spencer & Denk(2010), donde se propone que el patrón de albedo ob-servado actualmente es el resultado de la segregacióntérmica global, un mecanismo complejo de migracióny re–depósito del hielo superficial que seŕıa particu-larmente efectivo en Iapetus. Sin embargo, para queeste mecanismo actúe, es necesario asumir una dico-tomı́a inicial de albedo, cuyo origen no se discute endicho trabajo. Más recientemente, con un enfoque pu-ramente dinámico, Leiva & Briozzo (2013) estudiaronlas distribuciones de colisiones sobre Iapetus originadaspor trayectorias de baja enerǵıa en el Problema Circu-lar de Tres Cuerpos Restricto Saturno-Iapetus-part́ıcula(PC3CR). Estos impactos presentan una distribuciónespacial con caracteŕısticas similares a las condicionesiniciales asumidas por Spencer & Denk (2010) pero,como contraparte, las part́ıculas debeŕıan provenir deuna población prácticamente co–orbital con Iapetus, locual parece improbable.Sin embargo, tomando como punto de partidagrandes cráteres de algunos satélites de Saturno e imple-mentando modelos de eyección para generar las condi-ciones iniciales, Alvarellos et al. (2005) realizan un es-tudio numérico de la evolución dinámica de materialeyectado desde la superficie después de ocurrida unafuerte colisión. Ellos encuentran que el material eye-ctado que logra escapar genera una población de bajaenerǵıa prácticamente co–orbital al satélite analizado, lacual, en la mayor parte de los casos, re–impacta sobreel satélite fuente en algunos cientos de años.Estos resultados permiten suponer que la dicotomı́ainicial que desencadenó los procesos de segregacióntérmica en Iapetus pudo, en parte, haber sido originadacomo acreción de este tipo de poblaciones de baja e-nerǵıa. Esta hipótesis es además reforzada por la pre-sencia de varias estructuras de impacto mayores sobrela superficie del satélite (ver Figura 1).En este trabajo, con el objetivo de evaluar el rol quepudo haber jugado este tipo de acreción en la formacióndel patrón de albedo sobre Iapetus, se presentan resul-tados preliminares que se obtienen de realizar un estu-dio dinámico del material eyectado desde uno de estoscráteres, haciendo énfasis en distribuciones que originanlas trayectorias que re–impactan con el satélite luego deser eyectadas.Presentacion mural 1Impactos en Iapetus originados por una colisión90º60º30º0º-30º-60º-90º180º        120º          60º            0º           300º         240º         180ºlongitudlatitudCráter EngelierHem. TraseroHem. DelanteroFig. 1: Superficie de Iapetus (2008). Crédito de la imagen:NASA/JPL/SpaceScienceInstitute(imagen PIA11116).2. Eyecciones a partir de un gran impactoUn cráter de impacto es una estructura que resulta dela colisión de un proyectil cósmico con la superficie dealgún cuerpo celeste. Inmediatamente después de ocu-rrido el impacto, se genera una onda de choque queinteractúa fuertemente con el material, produciendo laexcavación y posterior eyección de una cantidad impor-tante de material hacia el exterior de la cavidad. Aśı,rápidamente se constituirá la cavidad principal cono-cida como cráter transitorio el cual, principalmente poracción de la gravedad, cambiará lentamente (escalasgeológicas de tiempo) hasta alcanzar el estado final.Como es de esperar, el tamaño y la velocidad delas part́ıculas eyectadas dependen principalmente de lascaracteŕısticas particulares del impacto y, además, dela composición y estructura del material en el lugar delevento.Cuando los detalles del impacto son secundarios(aproximación de campo lejano) y se asume que la su-perficie es poco compacta, de tal manera que la re-sistencia propia del material sea despreciable frente ala gravedad (modelo de escombros), la velocidad de eye-cción puede determinarse según (Housen et al. (1983))Ve(x) = 0.62 (g Rt)0.5(ρiρt)0.2 (xRt)−1.77(1)donde g y ρt son la gravedad superficial y la densidaddel satélite, Rt es el radio del cráter transitorio, ρi es ladensidad del objeto impactor y x es la distancia sobrela superficie donde ocurre la eyección desde el centro delimpacto.Por otra parte, en la literatura, es posible encontrarajustes emṕıricos de algunos parámetros del impactoque resultan de interés, en función de las caracteŕısticasdel cráter final (cráter observado), obtenidos en basea simulaciones numéricas o experimentos de laborato-rio. En este sentido, Zahnle et al. (2003) derivan lassiguientes expresiones para el diámetro del cráter tran-sitorio Dt en función del tamaño del objeto impactor dy su relación con el diámetro del cráter final Df cuandose analizan estructuras mayores a 15 km:Dt = 1.1(U2g)0.217 (ρi cos(ψ)ρt)0.333d0.783; (2)Df = 0.7D1.13t (3)donde ψ es la dirección del impacto respecto de la ver-tical local y U la velocidad heliocéntrica del impactoren el momento de la colisión. A partir de analizarnuméricamente la dinámica de gran cantidad de cometaseclipticales, estos autores además derivan una expresiónpara dicha velocidad:U =√3Vorb (1 + 0.9 cos(β))0.35 (4)donde Vorb es la velocidad orbital de Iapetus y β es ladistancia angular del impacto al ápex de movimiento.3. Integraciones numéricasPara simular la eyección producida por un gran impactose escogió el cráter Engelier cuyo centro se encuentra auna latitud δ = −40.5◦ y una longitud λ = 264.7◦ ?(Fig. 1). Se trata de un cráter complejo con su t́ıpicaforma de plato, además de las fronteras escalonadas yla elevación central, con un diámetro Df ' 504 km.Siguiendo los lineamientos presentados por Alvarelloset al. (2005), se asumió para la densidad superficial deIapetus el valor de ρt = 0.9 g/cm3 consistente con losvalores comunmente utilizados para los satélites heladosMimas, Tethys y Rhea. Para el impactor se adoptó elvalor ρi = 1.638 g/cm3 correspondiente al valor esti-mado para el satélite irregular Phoebe, el cual presentadisrupciones y se encuentra en una órbita retrógradaexterna, por lo que constituye una fuente natural de im-pactores. Mediante las ecuaciones (2) a (4) y asumiendoun impacto perpendicular a la superficie (ψ = 0◦), sedeterminó el diámetro del impactor d y se construyeron1000 anillos concéntricos a partir del centro del cráter,desde un valor de radio mı́nimo rmin = d/2 hasta unadistancia máxima dada por rmax = Dt/2. El ancho decada anillo de eyección se computó de manera tal quetodos tengan la misma área y, por lo tanto, se eyectedesde cada uno la misma cantidad de material. Paracada radio intermedio de los anillos de eyección se cal-culó la expresión para la velocidad a partir del modelode eyección asumido (ec. (1)) y se agregó la velocidad derotación intŕınseca del satélite. Finalmente, cada anillode eyección fue dividido en 1440 segmentos angulares,lanzando una part́ıcula de cada segmento a 45◦ respectode la dirección de la vertical local (Alvarellos et al.(2005)). Para cada una de las 1 440 000 condicionesiniciales se reconstruyó numéricamente la trayectoriabajo el modelo PC3CR Saturno-Iapetus-part́ıcula conuna rutina en lenguaje Fortran90 que implementa unintegrador de paso variable Burlisch-Stoer de presición10−12 y, para evoluciones exteriores al sistema (órbitasuaves), adapta un integrador Runge-Kutta de orden 8(Press et al. (1992)). Se tuvo especial cuidado en ajus-tar los pasos de integración cuando las trayectorias seaproximan al satélite de manera tal de poder computarlos impactos. En todos los casos las integraciones serealizaron hasta registrar:• una colisión con Iapetus, asumiendo para el radio delsatélite el valor de 735 km.?http://astrogeology.findthebest.com/l/16126/Engelier2 BAAA, 57, 2015Zoppetti et al.• un extremo acercamiento a Saturno, fijando comocota una distancia de 0.05 unidades sinódicas (∼178 000 km).• un escape del sistema, considerando las part́ıculasque se alejan a más de 3 unidades sinódicas (∼10 682 500 km) del centro de masa del sistema.• una evolución simple durante un tiempo equivalentea 3000 años.Para determinar los puntos de re–impacto con Iapetus seimplementó el método de la bisección con alta precisión.4. Resultados preliminares y discusiónUn análisis preliminar de la evolución del material eye-ctado muestra que la mayor parte de las part́ıculas re–impactan con Iapetus rápidamente o quedan orbitandoel sistema por más de 3000 años. Siguiendo el enfoquedel trabajo de Leiva & Briozzo (2013), para determinarlas distribuciones de re–impactos se realizó el recuentode colisiones sobre la superficie utilizando la proyeccióncartográfica ciĺındrica de Gall–Peters normalizada, conun ángulo estándar α = π/4, y dividiendo la totalidaddel mapa del satélite en 200 celdas de igual área. Me-diante esta proyección, la superficie queda representadapor el plano cartesiano (XGP , YGP ) que se relaciona conlas coordenadas angulares latitud δ y longitud λ medi-ante la siguiente expresión:XGP = λ cos(α)YGP = sin(δ)/ cos(α). (5)Según la evolución de las trayectorias de impacto, seclasificaron las colisiones en tres tipos:• A: Trayectorias que evolucionaron en una vecindadpróxima de Iapetus, sin escapar de su influencia através de los puntos lagrangeanos L1 y L2.• B: Trayectorias que después de cierto tiempo logranalcanzar la zona exterior del sistema a través de L2para luego re–impactar.• C: Trayectorias de transferencia entre las masas pri-marias que no alcanzan la región exterior. Estastrayectorias escapan a través de L1 pero después deun tiempo retornan a una vecindad próxima a Iape-tus.La Figura 2 muestra las distribuciones de impactosobtenidas en cada caso. Se observa una distribuciónpeculiar para las trayectorias tipo A, con un aumentode colisiones en el ant́ıpoda del cráter de impacto. Re-specto de la trayectorias que en algún momento logranescapar de la influencia de Iapetus (tipos B y C) lasdistribuciones de colisiones muestran un m’aximo so-bre el hemisferio delantero, caracteŕıstica que se pre-senta más acentuada para las trayectorias de tipo C.Por otro lado, la mayoŕıa de las trayectorias de colisiónse corresponden con valores de enerǵıas bajas que coin-ciden, en parte, con los valores de enerǵıas analizadospor Leiva & Briozzo (2013). Aśı, nuestros primeros re-sultados presentan cierto acuerdo con los publicados porestos autores. Un análisis más riguroso y detallado serárealizado en trabajos futuros.Fig. 2: Distribuciones de re–impactos obtenidas para cadatipo de trayectorias (A, B, C).Agradecimientos: Este trabajo ha sido parcialmente financiadopor la Secretaŕıa de Ciencia y Tecnoloǵıa de la Universidad Na-cional de Córdoba (Proyecto 05/B351).ReferenciasAlvarellos J. L., et al., 2005, ICARUS, 178, 104Housen K. R., Schmidt R. M., Holsapple K. A., 1983, JGR,88, 2485Leiva A. M., Briozzo C. B., 2013, MNRAS, 430, 858Press W. H., et al., 1992, Numerical recipes in FORTRAN.The art of scientific computingSpencer J. R., Denk T., 2010, Science, 327, 432Zahnle K., et al., 2003, ICARUS, 163, 263BAAA, 57, 2015 3

Distribución superficial de impactos en Iapetus originada por el remanente de una colisión

Ponencia presentada en la 57 Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía en 2014. Publicado en Boletín 2015.Fil: Briozzo, Carlos Bruno. Universidad Nacional de Córdoba. Facultad de Matemática, Astronomía y Física; Argentina.Fil: Zoppetti, Federico Andrés. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico Córdoba; Argentina.Fil: Leiva, Alejandro Martín. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico Córdoba; Argentina.Mediante el Problema Circular de Tres Cuerpos Restricto Saturno-Iapetus se analizan posibles distribuciones de impactos sobre la superficie de Iapetus, originadas a partir de considerar una población de baja energía generada como remanente de un evento colisional, ocurrido en el pasado sobre la superficie de este satélite. Los resultados se analizan con el objetivo de aportar un nuevo enfoque para explicar el origen de la dicotomía de albedo que se observa sobre Iapetus.By means of Circular Restricted Three Body Problem Saturn–Iapetus, we analize potential impactdistributions on the surface of Iapetus, originated from considering a low-energy population generated as remnantsof a collisional event occurred in the past on the surface of this satellite. The results are analized in order to offera new approach to explain the origin of the albedo dichotomy observed on Iapetus.http://www.astronomiaargentina.org.arpublishedVersionFil: Briozzo, Carlos Bruno. Universidad Nacional de Córdoba. Facultad de Matemática, Astronomía y Física; Argentina.Fil: Zoppetti, Federico Andrés. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico Córdoba; Argentina.Fil: Leiva, Alejandro Martín. Universidad Nacional de Córdoba. Observatorio Astronómico Córdoba; Argentina.Astronomía (incluye Astrofísica y Ciencias del Espacio

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