PAINEL 263
APLICAÇÃO DO MODELO HÍBRIDO PARA O COMETA-ALVO DA MISSÃO ROSETTA
Maurício Capucim1, Gilberto Carlos Sanzovo1, Amaury Augusto de Almeida2
1 - UEL
2 - IAG/USP
Apresentamos, neste Trabalho, os resultados de um estudo sistemático e uniforme da produtividade do Cometa
67P/Churyumov-Gerasimenko, alvo da Missão Rosetta, durante os retornos de 1982, 1996 e 2002. As taxas de
produção de gás [em g/s] são obtidas a partir das taxas do radical OH [em moléculas/s], conhecidas na Literatura,
considerando que cerca de 85% das foto-dissociações da água produzem este radical (Huebner et al., 1992). Por
sua vez, as taxas de perda de poeira [em g/s] são deduzidas a partir de um modelo que combina a estrutura do
Modelo Fotométrico de Newburn & Spinrad (1985, 1989) com aquela do Modelo de A‘Hearn et al (1984). Esse
Modelo Híbrido, converte os parâmetros Afρ [em cm] em taxas de perda de massa de poeira [em g/s]. Além dessas
taxas de perda de massa, o modelo também determina outras propriedades físicas para a poeira tais como:
temperaturas de corpo negro associadas, dimensões efetivas médias, velocidades, cores e razões poeira-gás, bem
como as suas variações com a distância heliocêntrica. Para o periélio de 2015 [r = q = 1,24 UA, em 12 de Agosto
de 2015], nós deduzimos pelo modelo que o Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko deverá perder massa, na forma
de gás e poeira, a uma taxa de 405 kg/s.
PAINEL 265
INTERAÇÃO DE FÓTONS E ELÉTRONS COM MOLÉCULAS NA ATMOSFERA DE TITÃ
Vinícius Bandeira de Melo, Heloisa Maria Boechat Roberty
OV/UFRJ
A sonda Cassini obteve espectros de fotoabsorção na faixa do ultravioleta (UV) durante a ocultação de uma
estrela tipo O pela atmosfera de Titã e pela material ejetado da superfície de Encélado, ambos são satélites de
Saturno. Utilizando nosso banco de dados de seção de choque de fotoabsorção na faixa do UV para várias
moléculas, como os hidrocarbonetos e a água, obtivemos espectros sintéticos de fotoabsorção para a atmosfera. A
comparação dos espectros sintéticos com os espectros observados mostrou uma excelente concordância, permitiu a
identificação de novas moléculas e a determinação das densidades colunares destas moléculas. Usando o banco de
dados do NIST-Chemistry, obtivemos também um espectro de massa sintético da mistura de diversas moléculas,
levando em conta as densidades colunares de cada espécie molecular. Tanto a Cassini quanto as sondas Voyager
mediram consideráveis valores de fluxo de elétrons da atmosfera de Titã, elétrons estes provenientes da
ionização pelos fótons do Sol e pela precipitação na magnetosfera de Saturno. Estudamos experimentalmente o
espalhamento de elétrons com o hidrocarboneto etileno (C2H4) presente na atmosfera de Titã e determinamos as
seções de choque de elásticas e inelásticas e a seção de choque de fotoabsorção na faixa UV, considerando que, em
ângulos de espalhamentos próximos de zero os espectros de perda de energia de elétrons são similares aos
espectros de fotoabsorção. Com estes parâmetros determinamos as taxas (eventos s-1) de espalhamentos elásticos
e excitações eletrônicas por elétrons na região do UV, mostrando a importância tanto dos fótons quanto elétrons
na química destes ambientes.
PAINEL 267
CRONOLOGIA CAÓTICA DE FAMÍLIAS DE ASTEROIDES ENTRE OS TROIANOS DE JÚPITER
Erick dos Santos Silva
ON/MCT
A existência de famílias de asteroides entre os Troianos Jovianos foi descrita inicialmente por Milani (1993) e
reformulada por Beaugé & Roig (2001). Entretanto, estudos taxonômicos recentes (Dotto et al. 2004; Fornasier et
al. 2006; Roig et al. 2008), juntamente com modelos de formação para nuvens troainas (Tsiganis et al. 2005;
Morbidelli et al. 2009) levantam dúvidas sobre a quantidade real de famílias existentes neste grupo de
asteroides, bem como sobre os processos que teriam levado à origem das mesmas. Entre as diversas famílias
destaca-se Eurybates, um aglomerado robusto localizado em torno do ponto L4 cujos espectros apresentam-se
neutros. O presente trabalho tem por objetivo aplicar a técnica de cronologia caótica para estimar a idade da
família de Eurybates, bem como possíveis vínculos evolutivos. Tal técnica consiste em determinar as taxas de
difusão caótica que afetam os objetos na região investigada, podendo fornecer um limite superior para a idade da
família, admitindo que a mesma seja relativamente jovem. A metodologia envolve uma análise inicial sobre os
parâmetros envolvidos numa colisão de asteroides típica, cuja evolução dinâmica pode ser simulada com
integradores numéricos e algoritmos já existentes, que estão sendo adaptados e/ou modificados conforme nossas
necessidades. O projeto encontra-se na etapa de implementação das simulações. Foram integradas algumas
condições iniciais de interesse cujos resultados têm apontado para um bom funcionamento dos algoritmos
utilizados. Na próxima etapa, estas simulações serão estendidas, visando à obtenção de resultados mais
definitivos. O presente trabalho pode nos ajudar a entender o histórico colisional da região investigada.
PAINEL 269
PARTÍCULAS DE POEIRA NO SISTEMA DE PLUTÃO:EFEITOS DA PRESSÃO DE RADIAÇÃO
SOLAR
Silvia Maria Giuliatti Winter, Pryscilla Maria Pires dos Santos, Rafael Sfair
FEG/UNESP
Partículas de poeira podem ter sido originadas durante a formação do sistema binário Plutão-Caronte ou através
de colisões entre objetos interplanetários e a superfície dos satélites Nix e Hidra. Apesar da distância Plutão-Sol,
os efeitos da pressão de radiação solar devem ser levados em consideração na análise da evolução orbital dessas
partículas de poeira. Nesse trabalho analisamos a evolução orbital de um conjunto de partículas com raio
variando entre 1-30µm, inicialmente localizado entre as órbitas de Nix e Hidra (Pires dos Santos, Giuliatti
Winter & Sfair, MNRAS, 2011). Nossos resultados mostram que os efeitos da pressão de radiação aumenta a
excentricidade das partículas, fazendo-as colidir com os corpos massivos ou serem ejetadas do sistema em menos
de 1 ano. No entanto Nix e Hidra podem produzir partículas pequenas através da colisão de objetos
interplanetários com sua superfície, e consequentemente realimentar esse provável anel. Através da análise da
quantidade de partículas produzida nessa região foi possível estimar o tempo necessário para formar um anel
-9
com diferentes profundidades óticas (τ). Um anel com τ=10 , formado por partículas com tamanho variando entre
1-10µm, pode ser gerado em ∼0,5ano. Portanto, caso haja um anel entre as órbitas de Nix e Hidra, ele poderá ser
alimentado pelas partículas provenientes dessas colisões. Um anel com maior profundidade ótica deverá ter
fontes adicionais de realimentação.
PAINEL 271
EFEITO YARKOVSKY APLICADO EM FAMÍLIAS DE ASTERÓIDES DIFERENCIADOS
Walter Silva Martins-Filho, Thais Mothe-Diniz
OV/UFRJ -
O projeto tem por finalidade estudar as possíveis variações no Efeito Yarkovsky causadas por variações de
densidade, albedo e inércia térmica dos objetos de estudo. Por efeito Yarkovsky entende-se o efeito da reirradiação térmica de um corpo, causando alterações em seu movimento orbital. Uma primeira referência pode
ser encontrada em Peterson (1976). Atualmente atribuem-se a este efeito diversos fenômenos conhecidos tais
como o transporte de corpos para ressonâncias e o espalhamento em semi-eixo maior de objetos pertencentes a
famílias de asteróides. Asteróide são corpos pequenos, isto é, com diâmetro menos do que 1000 Km, que não
possuem atividade cometária e são remanescentes do processo de formação planetária. Tomando por base o
formalismo desenvolvido por Vokrouhlický (1998a)(1998b)(1999) (2001) para o efeito Yarkovsky e as equações da
variação do semi-eixo em função do movimento médio, da freqüência de rotação, da condutividade, do parâmetro
térmico, do calor específico, da obliquidade, do coeficiente de pressão de radiação e do albedo bolométrico (Bottke
et al., 2006), foi possível expressá-las diretamente em termos das propriedades físicas, permitindo assim o estudo
da variação do semi-eixo em função das mesmas. Com isso verificamos que a variação em semi-eixo de objetos
rochosos é de uma a duas ordens de grandeza maior do que a mesma em objetos metálicos. O próximo passo neste
projeto será gerar uma família sintética de asteróides, modelando o instante de sua quebra, com membros de
propriedades físicas distintas (dadas por sua composição, mais rica em silicatos, material carbonado, ou metais),
e simular sua evolução no tempo, ao longo de centenas de milhares de anos.
PAINEL 273
THE EVOLUTION OF POSSIBLE HORSEHOES COORBITALS TO ENCELADO
AND MIMAS DURING TIDAL MIGRATION
Décio Cardozo Mourão, Silvia Maria Giulliati Winter, Othon Cabo Winter
FEG/UNESP
The satellite system of Saturn is the only one known to have coorbital satellites. In general they are small icy
bodies librating around the Lagrangian points of a larger satellite. Dione has Helene librating around L4 and
Polideuces around L5. Tethys has Calipso and Telesto around L4 and L5, respectively. There is also the pair
Janus-Epimetheus with similar masses in horseshoe orbits. In these intrincated satellite systems it is also well
known that there are other mean motion resonances between Enceladus and Dione and between Mimas and
Tethys.Due the tidal migration, it is supposed that the Saturn satellites migrate from inner to outer region. In
previous works we analyzed the stability of hypothetical satellites coorbital in little tadpole orbits to Mimas and
Enceladus in several situations of mutual resonance configurations before their throw nowadays position. We
concluded that there were unstable and the tadpoles orbits turn to large horseshoe. In this work we analyze the
evolution of this particles in horseshoe orbits for 2:1 3:4, 4:5 and 6:7 resonances between Mimas and Encelado,
considering the effects of an oblate Saturn, Tethis and Dione, with Mimas and Enceladus in fixed position at
semi major axis resonant smaller than they are today, in resonant locations. We simulated 25 particles each
resonant configuration in 10000 years and the results show that Enceladus kept most of horseshoe coorbital
particles, while Mimas lost most of them, but 50% of the particles kept in horseshoe orbits present a chaotic
behavior inside the coorbital region.
PAINEL 275
EVOLUÇÃO DINÂMICA E DISTRIBUIÇÃO TAXONÔMICAS DOS ASTERÓIDES
CRUZADORES DE MARTE
Anderson de Oliveira Ribeiro1, M. Cañada-Assandri 2, F.V. Roig1, R. Gil-Hutton2,3
1 - ON/MCT
2 - Universidad Nacional de San Juan
3 - Complejo Astronómico El Leoncito - CONICET
Neste trabalho apresentaremos o estudo da evolução dinâmica de asteróides cruzadores da órbita de Marte da
região interna do Cinturão Principal e sua distribuição taxonômica. A escolha dos asteróides da região interna se
deve pelo fato de que é onde se encontra a maioria dos cruzadores da órbita de Marte. O objetivo deste estudo e
avaliar o quanto a distribuição taxonômica de asteróides poderia ser alterada com a contaminação de asteróides
oriundos da população de cruzadores de Marte. Para isto identificamos a eficiência de transporte dinâmico de
nossa amostra para as regiões de NEO’S e para as regiões intermediaria e externa do Cinturão de Asteróides
utilizando uma abordagem numérica onde realizamos extensas simulações cujo objetivo era reproduzir, com a
maior precisão possível, a evolução dinâmica dos asteróides cruzadores de Marte em escalas de tempo da ordem
8
de 10 anos. Especificamente, nós integrados numericamente a evolução orbital de 3263 partículas de teste com
condições inicial reais utilizando o integrador simplético SWIFT SKELL (Duncan et al., 1998 - A Multiple Time
Step Symplectic Algorithm for Integrating Close Encounters. AJ 116, 2067–2077). O nosso modelo inclui
perturbação gravitacional de todos os planetas (exceto Mercúrio) e a componente diurna do efeito Yarkovsky. Por
outro lado compararemos a distribuição taxonômicas conhecida da amostra de asteróides cruzadores de Marte
com as distribuições conhecidas dos NEO’S, para complementar a analise taxonômica usamos os dados
fotométricos do Catálogo de Objetos Môveis do Sloan Digital Sky Survey (SDSS-MOC4). A precisão das
simulações e implicações dos resultados será discutida.