Astronomía

Comportamiento orbital del viento solar y de los asteroides

Comportamiento orbital del viento solar y de los asteroides


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¿Puede el viento solar afectar los elementos orbitales de un asteroide cercano?

Me gustaría saber si la actividad solar tiene un efecto sobre la órbita del asteroide o la estabilidad gravitacional o puede causar una perturbación gravitacional en un meteoroide cerca de la tierra.


Más o menos, a través de la presión de radiación y el calentamiento.

El Sol emite fotones, que llevan consigo energía e impulso. Cualquier flujo de fotones aplica presión a un objeto que golpea; este es el principio básico detrás de las velas solares. En general, cuanto más grande es el objeto, más fuerza siente, ya que la presión es la fuerza por unidad de área. Hay dos formas principales en que la luz del Sol puede afectar significativamente a los planetas menores, como los asteroides:

  1. El efecto Yarkovsky: Para un cuerpo giratorio, existe un retraso entre el momento en que una parte del mismo recibe calor y el momento en que el calor se vuelve a irradiar. El objeto giratorio tiene entonces un desplazamiento entre los ángulos de absorción y emisión, lo que significa que la radiación aplica una fuerza neta. Esto puede provocar cambios lentos pero constantes; Durante 12 años, el asteroide 6489 Golevka se desvió de su trayectoria orbital prevista durante 15 kilómetros.
  2. El efecto Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack: El efecto YORP ocurre cuando las irregularidades en la superficie de un objeto hacen que la luz entrante se disperse en diferentes direcciones. Esto cambia la dirección de rotación y la velocidad del cuerpo. Esto se ha observado en los asteroides 54509 YORP (un cambio de rotación de 250 grados durante cuatro años) y Apolo de 1862.

He quitado el texto de abajo de mi pregunta actualmente sin respuesta, (a lo que acabo de agregar una recompensa) ¿Rosetta mejoró los modelos de efectos no gravitacionales en la órbita del cometa 67P? en otro sitio SE. En base a la falta de claridad actual de la distinción entre cometas y asteroides, como se analiza en la colorida respuesta de @zephyr, la dejaré como está. (¿Es este objeto un asteroide o un cometa, y cómo puede producir tantas colas? Y también vale la pena ver su respuesta). Los objetos "anteriormente conocidos como" asteroides no desgastarán tanto como los conocidos como cometas, pero las matemáticas y Los antecedentes pueden ser útiles como respuesta adicional aquí. Por supuesto, la respuesta de @ HDE es agradable y concisa y va al grano.

Los efectos Yarkovsky y Poynting-Robertson también se mencionan a continuación. Está claro que estos están incluidos en el modelado de al menos algunos asteroides y cometas.


El cálculo de las órbitas de los cometas puede ser más difícil que el de la mayoría de los asteroides por varias razones. Algunos cometas tienen órbitas tan excéntricas que el afelio está demasiado lejos para que el cometa sea observado continuamente, o el período es tan largo que solo se ha observado un paso y no se puede calcular un período, o pasa tan cerca del sol que su órbita está muy modificada. Sin embargo, el cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko tiene actualmente un período de sólo unos 6,4 años y un perihelio / afelio de 1,2 AU y 5,7 AU respectivamente. Si bien su órbita está dentro de la llamada "línea de escarcha", permanece más lejos del sol que la órbita de la Tierra.

En esta respuesta, trazo algunos datos de una efeméride reciente de NASA JPL Horizons para el cometa 67P. La solución predeterminada actualsoln ref. = JPL # K084 / 25, arco de datos: 1995-07-03 a 2016-05-30parece utilizar coeficientes de Marsden para modelar fuerzas no gravitacionales en el cometa. Brian. Marsden fue un astrónomo británico que contribuyó en gran medida al campo de las órbitas de los cometas. (Véase también aquí y aquí.) Si bien el modelado exacto de las fuerzas no gravitacionales en los cometas sería extremadamente complejo, introdujo una parametrización empírica simple que proporciona un marco para discutir la magnitud y los efectos potenciales de estas fuerzas en las órbitas de los cometas.

Usando la siguiente convención: $ hat { mathbf {e}} _ R, hat { mathbf {e}} _ T, hat { mathbf {e}} _ N $ son vectores unitarios en la ubicación del cometa en las direcciones radial, transversal y normal donde $ hat { mathbf {e}} _ R $ apunta lejos del sol, $ hat { mathbf {e}} _ N $ es la dirección del vector de momento angular (perpendicular al plano de la órbita) y $ hat { mathbf {e}} _ T $ es perpendicular a los dos primeros y aproximadamente en la dirección del movimiento, las aceleraciones no gravitacionales se pueden parametrizar utilizando las ecuaciones empíricas:

$$ mathbf {a} _ {NG} = (A_1 hat { mathbf {e}} _ R + A_2 hat { mathbf {e}} _ T + A_3 hat { mathbf {e} } _N) g (r), $$

dónde:

$$ g (r) = 0.111262 left ( frac {r} {2.808} right) ^ {- 2.15} left (1+ left ( frac {r} {2.808} right) ^ {5.093} right) ^ {- 4.6142}, $$

y los coeficientes de aceleración $ A_1, A_2, A_3 $ comúnmente tienen unidades de $ AU / día ^ 2 $.

Los he reproducido aquí para ilustrar la idea básica. Hay otras consideraciones que incluyen un plazo de retraso y los efectos de la rotación. Sin embargo, con esta parametrización es posible discutir y al menos manejar los efectos no gravitacionales sin un modelo físico detallado. Estos efectos podrían ser los efectos Yarkovsky y Poynting-Robertson y, por supuesto, retroceder ante el material expulsado enérgicamente del cometa, especialmente cuando se acerca al sol y se calienta.

Los parámetros $ A_1, A_2, A_3 $ en el modelo se pueden usar para expresar efectos de modelos físicos de cometas, pero también se pueden usar como parámetros de ajuste para mejorar las soluciones orbitales para cometas basadas en datos de observación.


sobre: Gráficos lineales y semilogarítmicos de $ g (r) $ entre 1.2 y 5.7 AU.

sobre: Ejemplo de los parámetros no gravitacionales utilizados en las efemérides más recientes de JPL Horizons para el cometa 67P. Los coeficientes tienen unidades de $ AU / día ^ 2 $. Para una comparación, la aceleración gravitacional a una distancia de 1.2 $ AU $ es aproximadamente 0.0041 $ m / s ^ 2 $ o aproximadamente 2.1E-04 $ AU / día ^ 2 $. Esto sugiere que las fuerzas no gravitacionales utilizadas aquí tienen un efecto de partes por millón por órbita que se volverá sustancial en un gran número de órbitas.


Llegada y magnetización de condritas carbonáceas en el cinturón de asteroides antes de hace 4562 millones de años

Las magnetizaciones de meteoritos pueden proporcionar información poco común sobre la evolución temprana del Sistema Solar. Dichos datos adquieren una nueva importancia con el reconocimiento de la dicotomía isotópica entre meteoritos carbonosos y no carbonosos, que representan depósitos de discos internos y externos distintos, y la probabilidad de que los asteroides del cuerpo padre fueran alguna vez separados por Júpiter y posteriormente mezclados. Sin embargo, hasta ahora se desconocía la hora de llegada de estos cuerpos parentales al cinturón de asteroides principal. Aquí, mostramos que las magnetizaciones remanentes de condrita carbonácea débil CV (tipo Vigarano) y CM (tipo Mighei) indican la adquisición por parte del viento solar 4.2 a 4.8 millones de años después de la formación de inclusión rica en Ca-Al (CAI) a distancias heliocéntricas de

2–4 AU. Por lo tanto, estos datos indican que los asteroides parentales CV y ​​CM habían llegado cerca o dentro del rango orbital del cinturón de asteroides actual desde el depósito isotópico del disco exterior dentro de los primeros 5 millones de años de la historia del Sistema Solar.


Los científicos crean un mapa del sistema solar y los asteroides n. ° 8217

Científicos planetarios del Instituto de Tecnología de Massachusetts y Astronomía Espacial Europea han creado un mapa de más de 100.000 asteroides en todo el Sistema Solar, revelando el tamaño, composición y ubicación de cada asteroide y mostrando que los llamados asteroides 'rebeldes' son en realidad más comunes que previamente pensado.

Esta es una impresión artística del sistema de triple asteroide Sylvia. Las dos lunas, Rómulo y Remo, se muestran fuertemente alargadas y compuestas por dos lóbulos. Crédito de la imagen: Danielle Futselaar / SETI Institute.

Para crear el mapa de asteroides, la Dra. Francesca DeMeo y el Dr. Benoit Carry primero analizaron los datos del Sloan Digital Sky Survey. Para evitar cualquier sesgo en su mapeo, los científicos determinaron que el estudio probablemente incluye todos los asteroides hasta un diámetro de 5 km. Con este límite de tamaño, pudieron producir una imagen precisa del cinturón de asteroides.

Agruparon los asteroides por tamaño y composición, y los mapearon en distintas regiones del Sistema Solar donde se observaron los asteroides.

A partir de su mapa, los científicos observaron que para los asteroides más grandes, el patrón tradicional es cierto: cuanto más se aleja del Sol, más fríos aparecen los asteroides.

Pero para los asteroides más pequeños, esta tendencia parece romperse. Aquellos que parecen haberse formado en ambientes más cálidos se pueden encontrar no solo cerca del Sol, sino en todo el Sistema Solar & # 8211 y los asteroides que se asemejan a cuerpos más fríos más allá de Júpiter también se pueden encontrar en el cinturón de asteroides interno, más cerca de Marte.

Esta imagen muestra la ubicación del cinturón de asteroides principal con respecto a los planetas y el Sol, así como la estructura orbital de las inclinaciones de los asteroides y la densidad numérica de los objetos. El amarillo representa la densidad numérica más alta y el azul la más baja. La estructura del cinturón está dividida por regiones inestables, que se ven más prominentemente en 2.5 y 2.8 unidades astronómicas. Crédito de la imagen: F. E. DeMeo & amp B. Carry.

El nuevo mapa sugiere que el Sistema Solar primitivo pudo haber experimentado cambios dramáticos antes de que los planetas asumieran su alineación actual.

Es posible que Júpiter se haya acercado al Sol, arrastrando consigo una gran cantidad de asteroides que se formaron originalmente en los bordes más fríos del Sistema Solar, antes de regresar a su posición actual. La migración de Júpiter # 8217 puede haber golpeado simultáneamente más asteroides cercanos, dispersándolos hacia afuera.

& # 8220Es & # 8217s como Júpiter lanzó un golpe a través del cinturón de asteroides & # 8221, dijo el Dr. DeMeo, quien es el primer autor de un artículo publicado en la revista. Naturaleza.

& # 8220Todo lo que estaba allí se mueve, así que tienes este crisol de material proveniente de todo el Sistema Solar. & # 8221

Los astrónomos dijeron que el mapa les ayudará a desarrollar las teorías de cómo evolucionó el Sistema Solar al principio de su historia.

F. E. DeMeo & amp B. Llevar. 2014. Evolución del Sistema Solar a partir del mapeo compositivo del cinturón de asteroides. Naturaleza 505, págs. 629–634 doi: 10.1038 / nature12908


Los cometas tienen una especie de atmósfera, llamada coma. Se crea cuando los hielos congelados del cometa se convierten en gas por el calor del sol. Algunas de esas partículas de gas se cargan con la intensa luz solar. Una vez que eso sucede, se mueven en concierto con el viento solar magnetizado, formando lo que vemos como la cola de iones del cometa.

Cuando el viento solar choca contra la atmósfera de Marte, toda esa energía crea una capa de partículas electrificadas llamada ionopausia, que, a su vez, también ayuda a proteger la superficie del viento solar.


3. Resultados

[8] Como se indicó anteriormente, las observaciones de la nave espacial NEAR-Shoemaker han establecido que la intensidad de campo de la superficie de Eros es inferior a 5 nT [ Acuña y col., 2002]. Usando este valor en una corrida híbrida (no listado en la Tabla 1), no se observaron signos de interacción con el viento solar. Esto es consistente con los resultados nulos de las mediciones magnéticas de NEAR-Shoemaker en su órbita alrededor de Eros. La figura 1 muestra la componente z del campo magnético (BZ) y densidad para los recorridos 1, 2 y 3. Están normalizados a la fuerza del IMF y la densidad del viento solar, respectivamente. La Figura 1a ilustra una estela de silbido débil y en fase que se forma cuando el campo de superficie es ∼33 nT. Estas ondas no son compresivas y no se presentan fluctuaciones de densidad en la Figura 1b. Las variaciones de los componentes xyz del campo magnético y la densidad a lo largo de la trayectoria C1 se muestran en la Figura 2. Es evidente que las ondas tienen una estructura de fase coherente y su amplitud es ∼5% del campo de fondo.


Comportamiento orbital del viento solar y de los asteroides - Astronomía

El grupo planetario busca comprender el origen y evolución del Sistema Solar. Lo logran principalmente mediante la exploración de los diversos componentes (cometas, asteroides y planetas) del Sistema Solar de manera teórica, observacional y experimental.

(texto copiado de la revisión del departamento de 2017 con pequeñas modificaciones)

5.1 Ciencia planetaria Profs. Deming, Hamilton, Richardson y Sunshine Drs. Bauer, Bodewits, Farnham, Feaga, Kelley, Caballero, Kolokolova, Protopapa
El Departamento ha experimentado un fuerte crecimiento en ciencia planetaria. Ahora hay 12 Ph.D. científicos del Departamento que trabajan en el campus en ciencia planetaria (y / o exoplanetaria), 4 de los cuales forman parte del cuerpo docente. Además, hay otros científicos planetarios del departamento de astronomía que trabajan principalmente en el GSFC de la NASA. La investigación planetaria representa aproximadamente una cuarta parte de los doctorados departamentales. Un enfoque principal de la ciencia planetaria en el Departamento es el estudio de cuerpos pequeños (cometas, asteroides y TNO). Estos objetos son relativamente primitivos y revelan información sobre la formación de nuestro Sistema Solar. Otros temas incluyen el estudio de la dinámica orbital de los planetas y sus lunas, los estudios de composición y dinámica de los anillos planetarios, la evolución de los asteroides y la dinámica granular, la composición de las superficies planetarias y las atmósferas de los exoplanetas.

5.1.1 Grupo de cuerpos pequeños del sistema solar El grupo de cuerpos pequeños de la UMD (UMD-SBG) representa la colección más grande de científicos cometarios del país (y quizás del mundo). Los esfuerzos de UMD-SBG incluyen la participación en varias misiones, observaciones con telescopios terrestres y espaciales, investigación de laboratorio y el Nodo de Cuerpos Pequeños del Sistema de Datos Planetarios.
Misiones de naves espaciales: Durante la última década, la UMD-SBG ha mantenido una fuerte presencia en las actividades de las misiones planetarias. Los miembros de la facultad han estado involucrados en las misiones Deep Impact (DI) / EPOXI, Stardust-NExT, Dawn, Rosetta, Chandrayaan, New Horizons y Osiris Rex y ahora participan en las fases previas al vuelo de DART y Lucy.
Los análisis en curso de los datos de la misión Deep Impact / EPOXI dirigida por UMD (Prof. A'Hearn, PI) a los cometas 9P / Tempel 1 y 103P / Hartley 2 continúan proporcionando una mejor comprensión de los procesos bajo los cuales se formaron los cometas en los primeros tiempos. Sistema solar. El equipo ha utilizado estudios del experimento de impacto DI para medir las características físicas y mecánicas del núcleo de Tempel 1, lo que demuestra que los cometas son objetos débiles y altamente porosos. El experimento también reveló que existe hielo de agua dentro de un metro de superficie, lo que indica que la superficie tiene una conductividad térmica muy baja. Los miembros del equipo también han demostrado que, en Hartley 2, la emisión de CO2 arrastra cantidades significativas de partículas de hielo H2O y granos de polvo al coma, lo que lleva a nuevos paradigmas sobre los procesos que gobiernan la actividad cometaria y proporciona importantes restricciones en los modelos de granos de polvo interestelar.
La nave espacial DI también sirvió como un observatorio remoto para otros dos cometas notables: se demostró que C / 2009 P1 (Garradd) tenía una mayor proporción de CO que la mayoría de los cometas, que sorprendentemente aumentó a través del perihelio en lugar de mostrar la simetría habitual alrededor del perihelio. Las observaciones de alta cadencia de la nube de Oort / sungrazer C / 2012 S1 (ISON), mientras aún estaba lejos del Sol, revelaron pequeños estallidos, indetectables a partir de observaciones terrestres. Estos estallidos sugieren que la superficie del cometa contiene materiales altamente volátiles que se vaporizan cuando el Sol lo calienta por primera vez. ISON continuó siendo muy estudiado por la comunidad (incluido el UMD-SBG) hasta que el cometa se desintegró alrededor del perihelio.
Los miembros de UMD-SBG participaron en el instrumento Moon Mineral Mapper (M3) en la misión india Chandrayaan mapeando la composición mineralógica de más del 95% de la superficie lunar, que continúa respaldando los análisis de la evolución compositiva de la Luna. Además, M3 descubrió la presencia de OH / H2O en la superficie de la Luna. Al mismo tiempo, los investigadores de UMD-SBG pudieron confirmar este importante descubrimiento utilizando el espectrómetro IR en la nave espacial DI para mapear la distribución de moléculas que portan OH en la superficie y caracterizar su variabilidad espacial y temporal. Se están realizando estudios más detallados de datos lunares DI no analizados previamente. Recientemente, miembros de UMD-SBG participaron en la misión Rosetta al cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko (C-G), haciendo uso de las medidas únicas de proximidad cercana alrededor del núcleo para explorar características físicas no alcanzables a partir de observaciones remotas. Los resultados clave incluyen un estudio de varios pozos grandes y redondos en la superficie del cometa, que sugieren sumideros e implican que el núcleo tiene heterogeneidades estructurales muy por debajo de la superficie. Las observaciones de banda estrecha del coma más interno también mostraron una disminución en el brillo alrededor del perihelio, lo que llevó al descubrimiento de que las interacciones entre los electrones del viento solar y los niveles rápidamente crecientes de gas cometario están enfriando las temperaturas de los electrones por debajo del umbral necesario para disociar las moléculas de gas.
Los estudios del polvo cometario combinaron mediciones del campo magnético de Rosetta y un extenso modelado informático de la dispersión de la luz por conjuntos de partículas agregadas complejas para explicar la polarización circular en las coma cometas. Esta investigación se ha extendido al estudio de otros tipos de polvo, incluidos el interplanetario y el circunestelar, y también encontró su aplicación en astrobiología mediante el desarrollo de una nueva técnica para buscar compuestos orgánicos prebiológicos en el espacio. Finalmente, los científicos de UMD-SBG utilizaron el espectrómetro ultravioleta lejano de Rosetta para mapear las variaciones de composición a través del núcleo, restringir la baja abundancia de hielo de agua superficial y establecer la función de la fase nuclear en el ultravioleta. Las mediciones de UV también se utilizaron para examinar las variaciones diurnas y estacionales de H, O, C y S atómicos y CO molecular, y para caracterizar el tiempo y la liberación de volátiles durante varios estallidos.
Más recientemente, los miembros de SBG jugaron un papel importante en la misión New Horizons a Plutón, investigando su heterogeneidad compositiva. Estos análisis llevaron a la primera detección de hielo de agua. Los mapas de composición del hielo en Plutón arrojan luz sobre el comportamiento de las heladas estacionales y proporcionan restricciones de observación para modelos de transporte volátiles.
Profs. Hamilton y Richardson son Co-Is para la misión AIDA / DART, que se reunirá con los asteroides binarios Didymos e impactará en el secundario como una demostración de la tecnología del impactador cinético. El grupo del profesor Richardson está apoyando la misión modelando las estructuras internas de los componentes binarios basándose en restricciones de observación. El profesor Hamilton está estudiando las perturbaciones en la órbita mutua del binario Didymos y evaluando la vida útil del polvo en las cercanías. El profesor Richardson también participa activamente en las misiones de retorno de muestras de asteroides JAXA Hayabusa2 y NASA OSIRIS-REx, que están programadas para llegar a sus respectivos objetivos en 2018.El grupo de Richardson está apoyando estas misiones mediante la realización de simulaciones numéricas de las interacciones del módulo de aterrizaje y el muestreador con el presunto regolito superficial (material granular suelto).
El profesor Hamilton también está involucrado en las misiones New Horizons y Juno, discutidas bajo procesos dinámicos. El profesor Deming es un Co-I de la misión TESS, que se analiza en Exoplanetas.
Observaciones remotas: Además de las misiones de naves espaciales, UMD-SBG participa activamente en estudios de observación remota. Estos son importantes como un medio para caracterizar el comportamiento de los cuerpos pequeños en función del tiempo, la insolación solar y otras variables, pero también proporcionan un medio para extrapolar los resultados de la misión in situ a una población más amplia de objetos. La investigación de cuerpos pequeños UMD-SBG utiliza telescopios terrestres: DCT, Gemini, la instalación del telescopio infrarrojo de la NASA, el telescopio SOFIA aerotransportado y los telescopios espaciales (incluida la misión Swift Gamma Ray Burst, el telescopio espacial Hubble, el telescopio espacial Spitzer y el SOlar y Observatorio Heliosférico). Uno de los puntos fuertes de los programas de investigación en tierra del Departamento es su acceso garantizado al DCT de 4,3 metros, el telescopio más grande del mundo equipado con un conjunto completo de filtros de banda estrecha optimizados específicamente para observaciones de cometas. Los estudios remotos de UMD-SBG cubren una variedad de temas y, para maximizar el tiempo de DCT, el grupo agrupa sistemáticamente sus solicitudes de observación para compartir el riesgo y recopilar datos de manera más eficiente. Los estudios de observación que hacen uso de DCT incluyen: monitorear y comparar la actividad de cometas de diferentes edades dinámicas para determinar cómo cambian en el curso de repetidos pasajes solares que caracterizan las propiedades fundamentales de los objetivos de naves espaciales pasados ​​y potenciales futuros, para proporcionar contexto para la misión resultados e investigaciones de objetos "híbridos", para explorar las relaciones entre asteroides y cometas y estudios de composición de varios otros cuerpos planetarios (por ejemplo, satélites galileanos). Los miembros de UMD-SBG también coordinaron una campaña de observación para estudiar el cometa C / 2013 A1 (Siding Spring), que se acercó históricamente a Marte. Como parte de este estudio, el grupo analizó los peligros para las naves espaciales en órbita de Marte que plantea el entorno de polvo del cometa y presentó los resultados a la NASA. Este estudio permitió a la NASA minimizar el riesgo para la nave espacial del cometa.
En otros estudios telescópicos, los miembros de UMD-SBG usan Swift para monitorear los cometas de la nube de Oort a intervalos regulares para investigar cómo evolucionan durante su primer paso solar. Swift también se utilizó para mostrar que el repentino brillo del asteroide 596 Scheila fue el resultado de una colisión con un asteroide mucho más pequeño. El telescopio espacial Spitzer se utiliza en múltiples programas, incluido el examen del papel del CO2 en la actividad postperihelio persistente observada en los cometas de la familia Júpiter, la medición de las variaciones estacionales de CO2 y la pérdida de masa de polvo como un indicador de la heterogeneidad del núcleo y la búsqueda de Tendencias orbitales sensibles a la insolación acumulativa como proxy de la estratificación del núcleo. El IRTF también se utiliza en una prospección sistemática para buscar y analizar halos de granos de hielo de agua en las coma cometas, y para derivar las propiedades del hielo y evaluar las condiciones que favorecen la presencia de estos halos.
Los miembros de la UMD-SBG han estado a la vanguardia en campañas de observación de cometas de alto perfil recientes, ayudando a coordinar, organizar y difundir información sobre las observaciones obtenidas por la comunidad, e informando sobre eventos interesantes para impulsar las observaciones de seguimiento. Los miembros de UMD-SBG han participado o dirigido campañas para el cometa Siding Spring e ISON, y actualmente lideran la campaña para el cometa 46P / Wirtanen, 45P / Honda-Mrkos-Pajdusakova y 41P / Tuttle-Giacobini-Kresak. Estudios de laboratorio: para respaldar su evaluación de composición remota de cuerpos pequeños en un rango de longitudes de onda (UV lejano a IR de onda media), los miembros del UMD-SBG realizan una serie de estudios de laboratorio. Los estudios coordinados espectrales y composicionales de meteoritos en conjunto con colegas de las Instituciones Smithsonian continúan proporcionando conexiones fundamentales entre las tendencias composicionales clave en meteoritos y los espectros que se han utilizado para mapear el cinturón de asteroides. Estos incluyen la cuantificación de espinelas y inclusiones ricas en calcio y aluminio para identificar algunos de los asteroides más antiguos en el cinturón principal, la cuantificación del grado de alteración acuosa en las condritas carbonáceas y sus cuerpos parentales, y la identificación espectral del vidrio amorfo en la mayoría de los casos. meteoritos prístinos (inalterados). Los miembros de UMD-SBG también han comenzado un esfuerzo de medición para construir la primera biblioteca de espectros mineralógicamente relevantes en el ultravioleta lejano para respaldar los análisis de datos que ya se han recopilado para C-G y la Luna. Finalmente, para apoyar la interpretación cuantitativa de las mediciones espectroscópicas de Plutón y otros TNO, los miembros de UMD-SBG han establecido un programa para recolectar constantes ópticas de mezclas de metano y nitrógeno a temperaturas apropiadas. Estas constantes ópticas se derivaron de las mediciones de transmisión de cristales cultivados en fase líquida en la Universidad del Norte de Arizona y se están utilizando para ayudar a comprender los procesos responsables de la pérdida y retención de volátiles en los TNO e investigar los comportamientos estacionales de sus atmósferas.

5.1.2 El nodo de cuerpos pequeños
El Nodo de Cuerpos Pequeños (SBN, Prof. A'Hearn, PI) del Sistema de Datos Planetarios de la NASA es operado por el UMD-SBG. El SBN está encargado de archivar permanentemente y poner a disposición todos los datos de las misiones de la NASA a los cuerpos pequeños en el Sistema Solar y cualquier otro dato relevante para planificar tales misiones o interpretar los resultados de ellas. Esto incluye tanto misiones científicas (típicamente en los Programas Discovery y New Frontiers) como misiones de Defensa Planetaria, como la misión DART que ahora se acerca a la Fase B. El SBN ha operado, con el Prof. A'Hearn como PI, desde 1990, con operaciones en UMD y el Instituto de Ciencias Planetarias en Tucson. Los miembros de la UMD-SBG participan en SBN para proporcionar experiencia científica sobre los datos en el archivo y para evaluar si los datos están bien documentados y son lo suficientemente útiles como para que valga la pena archivarlos. El SBN ha archivado datos de todas las misiones de cometas y asteroides realizadas hasta la fecha. También ha sido pionera en la revisión rigurosa por pares de conjuntos de datos y ha desarrollado herramientas especiales para los usuarios, incluidas herramientas para leer objetos con formato PDS en IDL y para mostrar datos bajo el nuevo estándar PDS4. La interacción entre el archivo y las funciones de misión de los científicos (actualmente Rosetta, New Horizons, DART, así como muchas misiones anteriores) es crucial para el éxito científico del archivo. Sobre la base de la experiencia de gestión en SBN, el Minor Planet Center (en CfA), que está financiado en su totalidad por la NASA a través de la Oficina de Coordinación de Defensa Planetaria, se ha fusionado en el SBN como un subnodo. Esto dará lugar a personal adicional tanto en UMD como en CfA.

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En el hipótesis del gran rumbo Júpiter experimentó una migración de dos fases después de su formación, migrando hacia adentro a 1.5 AU antes de revertir su curso y migrar hacia afuera. La formación de Júpiter tuvo lugar cerca de la línea de hielo, aproximadamente a 3,5 UA.

Después de despejar un espacio en el disco de gas, Júpiter experimentó una migración de tipo II, moviéndose lentamente hacia el Sol con el disco de gas. Si no se interrumpiera, esta migración habría dejado a Júpiter en una órbita cercana alrededor del Sol, como los Júpiter calientes recientemente descubiertos en otros sistemas planetarios. [5] Saturno también migró hacia el Sol, pero al ser más pequeño, migró más rápido, sufriendo una migración de tipo I o una migración descontrolada. [6] Saturno convergió en Júpiter y fue capturado en una resonancia de movimiento medio de 2: 3 con Júpiter durante esta migración. Entonces se formó una brecha superpuesta en el disco de gas alrededor de Júpiter y Saturno, [7] alterando el equilibrio de fuerzas en estos planetas que comenzaron a migrar juntos. Saturno despejó parcialmente su parte del espacio reduciendo el torque ejercido sobre Júpiter por el disco exterior.

El par neto en los planetas se volvió positivo, con los pares generados por las resonancias internas de Lindblad excediendo a los del disco externo, y los planetas comenzaron a migrar hacia afuera. [8] La migración hacia el exterior pudo continuar porque las interacciones entre los planetas permitieron que el gas fluyera a través del espacio. [9] El gas intercambió momento angular con los planetas durante su paso, lo que se sumó al balance positivo de pares, permitiendo que los planetas migren hacia afuera en relación con el disco, el intercambio también transfirió masa del disco externo al disco interno. [10] La transferencia de gas al disco interno también ralentizó la reducción de la masa del disco interno en relación con el disco externo a medida que se acumulaba en el Sol, lo que de otra manera debilitaría el par interno, poniendo fin a la migración hacia afuera de los planetas gigantes. [8] [11] En la hipótesis del gran rumbo, se supone que este proceso ha revertido la migración hacia el interior de los planetas cuando Júpiter estaba en 1,5 AU. [6] La migración hacia el exterior de Júpiter y Saturno continuó hasta que alcanzaron una configuración de torque cero dentro de un disco abocinado, [12] o cuando el disco de gas se disipó. [11] Se presume que todo el proceso termina cuando Júpiter alcanza su órbita actual aproximada. [6]

La hipótesis se puede aplicar a múltiples fenómenos del Sistema Solar.

Problema de Marte Editar

La "Problema de Marte" es un conflicto entre algunas simulaciones de la formación de los planetas terrestres que terminan con un 0.5-1.0 M planeta en su región, mucho más grande que la masa real de Marte: 0.107 M , cuando comenzó con planetesimales distribuidos por todo el Sistema Solar interior. El gran rumbo de Júpiter resuelve el problema de Marte al limitar el material disponible para formar Marte. [13]

La migración hacia adentro de Júpiter altera esta distribución de material, [14] conduciendo a los planetesimales hacia adentro para formar una banda estrecha y densa con una mezcla de materiales dentro de 1.0 AU, [15] y deja la región de Marte en gran parte vacía. [16] Los embriones planetarios se forman rápidamente en la banda estrecha. La mayoría de estos embriones chocan y se fusionan para formar los planetas terrestres más grandes (Venus y la Tierra) durante un período de 60 a 130 millones de años. [17] Otros se encuentran dispersos fuera de la banda donde se ven privados de material adicional, lo que ralentiza su crecimiento y forman los planetas terrestres de menor masa, Marte y Mercurio. [18]

Cinturón de asteroides Editar

Júpiter y Saturno impulsan a la mayoría de los asteroides de sus órbitas iniciales durante sus migraciones, dejando atrás un remanente excitado derivado tanto del interior como del exterior de la ubicación original de Júpiter. Antes de las migraciones de Júpiter, las regiones circundantes contenían asteroides que variaban en composición con su distancia al Sol. [19] Los asteroides rocosos dominaban la región interior, mientras que los asteroides más primitivos y helados dominaban la región exterior más allá de la línea de hielo. [20] A medida que Júpiter y Saturno migran hacia adentro,

El 15% de los asteroides internos están esparcidos hacia afuera en órbitas más allá de Saturno. [2] Después de invertir el curso, Júpiter y Saturno se encuentran por primera vez con estos objetos, dispersando alrededor del 0,5% de la población original hacia adentro en órbitas estables. [6] Más tarde, cuando Júpiter y Saturno migran hacia la región exterior, alrededor del 0,5% de los asteroides primitivos se dispersan en órbitas en el cinturón de asteroides exterior. [6] Los encuentros con Júpiter y Saturno dejan a muchos de los asteroides capturados con grandes excentricidades e inclinaciones. [16] Estos pueden reducirse durante la inestabilidad del planeta gigante descrita en el modelo de Niza, de modo que la distribución de excentricidad se asemeja a la del cinturón de asteroides actual. [21] Algunos de los asteroides helados también quedan en órbitas que cruzan la región donde se formaron más tarde los planetas terrestres, lo que permite que el agua llegue a los planetas en crecimiento como cuando los asteroides helados chocan con ellos. [22] [23]

Super-Tierras ausentes Editar

La ausencia de súper-Tierras en órbita cercana en el Sistema Solar también puede ser el resultado de la migración hacia adentro de Júpiter. [24] A medida que Júpiter migra hacia adentro, los planetesimales son capturados en sus resonancias de movimiento medio, lo que hace que sus órbitas se encojan y sus excentricidades crezcan. Se produce una cascada de colisiones a medida que las velocidades relativas de los planetesimales se vuelven lo suficientemente grandes como para producir impactos catastróficos. Los escombros resultantes luego giran en espiral hacia el interior hacia el Sol debido al arrastre del disco de gas. If there were super-Earths in the early Solar System, they would have caught much of this debris in resonances and could have been driven into the Sun as the debris spiraled inward. The current terrestrial planets would then form from planetesimals left behind when Jupiter reversed course. [25] However, the migration of close orbiting super-Earths into the Sun could be avoided if the debris coalesced into larger objects, reducing gas drag and if the protoplanetary disk had an inner cavity, their inward migration could be halted near its edge. [26] If no planets had yet formed in the inner Solar System, the destruction of the larger bodies during the collisional cascade could have left the remaining debris small enough to be pushed outward by the solar wind, which would have been much stronger during the early Solar System, leaving little to form planets inside Mercury's orbit. [27]

Later developments Edit

Simulations of the formation of the terrestrial planets using models of the protoplanetary disk that include viscous heating and the migration of the planetary embryos indicate that Jupiter's migration may have reversed at 2.0 AU. In simulations the eccentricities of the embryos are excited by perturbations from Jupiter. As these eccentricities are damped by the denser gas disk of recent models, the semi-major axes of the embryos shrink, shifting the peak density of solids inward. For simulations with Jupiter's migration reversing at 1.5 AU, this resulted in the largest terrestrial planet forming near Venus's orbit rather than at Earth's orbit. Simulations that instead reversed Jupiter's migration at 2.0 AU yielded a closer match to the current Solar System. [9]

When the fragmentation due to hit and run collisions are included in simulations with an early instability the orbits of the terrestrial planets are better produced. The larger numbers of small bodies resulting from these collisions reduce the eccentricities and inclinations of the growing planets orbits via additional collisions and dynamical friction. This also results in a larger fraction of the terrestrial planets mass being concentrated in Venus and Earth and extends their formation times relative to that of Mars. [28]

The migration of the giant planets through the asteroid belt creates a spike in impact velocities that could result in the formation of CB chondrites. CB chondrites are metal rich carbonaceous chondrites containing iron/nickel nodules that formed from the crystallization of impact melts 4.8 ±0.3 Myrs after the first solids. The vaporization of these metals requires impacts of greater that 18 km/s, well beyond the maximum of 12.2 km/s in standard accretion models. Jupiter's migration across the asteroid belt increases the eccentricities and inclinations of the asteroids, resulting in a 0.5 Myr period of impact velocities sufficient to vaporize metals. If the formation of CB chondrites was due to Jupiter's migration it would have occurred 4.5-5 Myrs after the formation of the Solar System. [29]

The presence of a thick atmosphere around Titan and its absence around Ganymede and Callisto may be due to the timing of their formation relative to the grand tack. If Ganymede and Callisto formed before the grand tack their atmospheres would have been lost as Jupiter moved closer to the Sun. However, for Titan to avoid Type I migration into Saturn, and for Titan's atmosphere to survive, it must have formed after the grand tack. [30] [31]

Encounters with other embryos could destabilize a disk orbiting Mars reducing the mass of moons that form around Mars. After Mars is scattered from the annulus by encounters with other planets it continues to have encounters with other objects until the planets clear material from the inner Solar System. While these encounters enable the orbit of Mars to become decoupled from the other planets and remain on a stable orbit, they can also perturb the disk of material from which the moons of Mars form. These perturbations cause material to escape from the orbit of Mars or to impact on its surface reducing the mass of the disk resulting in the formation of smaller moons. [32]

Most of the accretion of Mars must have taken place outside the narrow annulus of material formed by the grand tack if Mars has a different composition than Earth and Venus. The planets that grow in the annulus created by the grand tack end with similar compositions. If the grand tack occurred early, while the embryo that became Mars was relatively small, a Mars with a differing composition could form if it was instead scattered outward then inward like the asteroids. The chance of this occurring is roughly 2%. [33] [34]

Later studies have shown that the convergent orbital migration of Jupiter and Saturn in the fading solar nebula is unlikely to establish a 3:2 mean-motion resonance. Instead of supporting a faster runaway migration, nebula conditions lead to a slower migration of Saturn and its capture in a 2:1 mean-motion resonance. [11] [35] Capture of Jupiter and Saturn in the 2:1 mean-motion resonance does not typically reverse the direction of migration, but particular nebula configurations have been identified that may drive outward migration. [36] These configurations, however, tend to excite Jupiter's and Saturn's orbital eccentricity to values between two and three times as large as their actual values. [36] [37] Also, if the temperature and viscosity of the gas allow Saturn to produce a deeper gap, the resulting net torque can again become negative, resulting in the inward migration of the system. [11]

The grand tack scenario ignores the ongoing accretion of gas on both Jupiter and Saturn. [38] In fact, to drive outward migration and move the planets to the proximity of their current orbits, the solar nebula had to contain a sufficiently large reservoir of gas around the orbits of the two planets. However, this gas would provide a source for accretion, which would affect the growth of Jupiter and Saturn and their mass ratio. [11] The type of nebula density required for capture in the 3:2 mean-motion resonance is especially dangerous for the survival of the two planets, because it can lead to significant mass growth and ensuing planet-planet scattering. But conditions leading to 2:1 mean-motion resonant systems may also put the planets in danger. [39] Accretion of gas on both planets also tends to reduce the supply toward the inner disk, lowering the accretion rate toward the Sun. This process works to deplete somewhat the disk interior to Jupiter's orbit, weakening the torques on Jupiter arising from inner Lindblad resonances and potentially ending the planets' outward migration. [11]

Multiple hypotheses have been offered to explain the small mass of Mars. A small Mars may have been a low probability event as it occurs in a small, but non-zero, fraction of simulations that begin with planetesimals distributed across the entire inner Solar System. [40] [41] [42] A small Mars could be the result of its region having been largely empty due to solid material drifting farther inward before the planetesimals formed. [43] [44] Most of the mass could also have been removed from the Mars region before it formed if the giant planet instability described in the Nice model occurred early. [45] [46] If most of the growth of planetesimals and embryos into terrestrial planets was due to pebble accretion, a small Mars could be the result this process having been less efficient with increasing distances from the Sun. [47] [48] Sweeping secular resonances during the clearing of the gas disk could also excite inclinations and eccentricities, increasing relative velocities so that collisions resulted in fragmentation instead of accretion. [49] A number of these hypotheses could also explain the low mass of the asteroid belt.

A number of hypotheses have also been proposed to explain the orbital eccentricities and inclinations of the asteroids and the low mass of the asteroid belt. If the region of the asteroid belt was initially empty due to few planetesimals forming there it could have been populated by icy planetesimals that were scattered inward during Jupiter's and Saturn's gas accretion, [50] and by stony asteroids that were scattered outward by the forming terrestrial planets. [51] [52] The inward scattered icy planetesimals could also deliver water to the terrestrial region. [53] An initially low-mass asteroid belt could have had its orbital eccentricities and inclinations excited by secular resonances if the resonant orbits of Jupiter and Saturn became chaotic before the instability of the Nice model. [54] [55] The eccentricities and inclinations of the asteroid could also be excited during the giant planet instability, reaching the observed levels if it lasted for a few hundred thousand years. [56] Gravitational interactions between the asteroids and embryos in an initially massive asteroid belt would enhance these effects by altering the asteroids semi-major axes, driving many asteroids into unstable orbits where they were removed due to interactions with the planets, resulting in the loss of more than 99% of its mass. [57] Secular resonance sweeping during the dissipation of the gas disk could have excited the orbits of the asteroids and removed many as they spiraled toward the Sun due to gas drag after their eccentricities were excited. [58]

Several hypotheses have also been offered for the lack of close orbiting super-Earth and the small mass of Mercury. If Jupiter's core formed close to the Sun, its outward migration across the inner Solar System could have pushed material outward in its resonances, leaving the region inside Venus's orbit depleted. [59] [26] In a protoplanetary disk that was evolving via a disk wind, planetary embryos could have migrated outward before merging to form planets, leaving the Solar System without planets inside Mercury's orbit. [60] [61] An early generation of inner planets could have been lost due to catastrophic collisions during an instability, resulting in the debris being ground small enough to be lost due to Poynting-Robertson drag. [62] [63] If planetesimal formation only occurred early, the inner edge of the planetesimal disk might have been located at the silicate condensation line at this time. [64] The formation of planetesimals closer than Mercury's orbit may have required that the magnetic field of the star be aligned with the rotation of the disk, enabling the depletion of the gas so that solid to gas ratios reached values sufficient for streaming instabilities to occur. [65] [66] The formation of super-Earths may require a higher flux of inward drifting pebbles than occurred in the early Solar System. [67] Planetesimals orbiting in a protoplanetary disk closer than 0.6 AU may have eroded away due to a headwind. [68]


Astronomers confirm orbital details of TRAPPIST-1h

This artist's concept shows TRAPPIST-1h, one of seven Earth-size planets in the TRAPPIST-1 planetary system. NASA's Kepler spacecraft, operating in its K2 mission, obtained data that allowed scientists to determine that the orbital period of TRAPPIST-1h is 19 days. Credit: NASA/JPL-Caltech

Scientists using NASA's Kepler space telescope identified a regular pattern in the orbits of the planets in the TRAPPIST-1 system that confirmed suspected details about the orbit of its outermost and least understood planet, TRAPPIST-1h.

TRAPPIST-1 is only eight percent the mass of our sun, making it a cooler and less luminous star. It&rsquos home to seven Earth-size planets, three of which orbit in their star's habitable zone -- the range of distances from a star where liquid water could pool on the surface of a rocky planet. The system is located about 40 light-years away in the constellation of Aquarius. The star is estimated to be between 3 billion and 8 billion years old.

Scientists announced that the system has seven Earth-sized planets at a NASA press conference on Feb. 22. NASA's Spitzer Space Telescope, the TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope) in Chile and other ground-based telescopes were used to detect and characterize the planets. But the collaboration only had an estimate for the period of TRAPPIST-1h.

Astronomers from the University of Washington have used data from the Kepler spacecraft to confirm that TRAPPIST-1h orbits its star every 19 days. At six million miles from its cool dwarf star, TRAPPIST-1h is located beyond the outer edge of the habitable zone, and is likely too cold for life as we know it. The amount of energy (per unit area) planet h receives from its star is comparable to what the dwarf planet Ceres, located in the asteroid belt between Mars and Jupiter, gets from our sun.

&ldquoIt&rsquos incredibly exciting that we&rsquore learning more about this planetary system elsewhere, especially about planet h, which we barely had information on until now,&rdquo said Thomas Zurbuchen, associate administrator of NASA&rsquos Science Mission Directorate at Headquarters in Washington. &ldquoThis finding is a great example of how the scientific community is unleashing the power of complementary data from our different missions to make such fascinating discoveries.&rdquo

"It really pleased me that TRAPPIST-1h was exactly where our team predicted it to be. It had me worried for a while that we were seeing what we wanted to see -- after all, things are almost never exactly what you expect them to be in this field," said Rodrigo Luger, doctoral student at UW in Seattle, and lead author of the study published in the journal Nature Astronomy. "Nature usually surprises us at every turn, but, in this case, theory and observation matched perfectly."

Orbital Resonance &ndash Harmony Among Celestial Bodies

Using the prior Spitzer data, the team recognized a mathematical pattern in the frequency at which each of the six innermost planets orbits their star. This complex but predictable pattern, called an orbital resonance, occurs when planets exert a regular, periodic gravitational tug on each other as they orbit their star.

To understand the concept of resonance, consider Jupiter's moons Io, Europa and Ganymede, which is the farthest out of the three. For every time Ganymede orbits Jupiter, Europa orbits twice and Io makes four trips around the planet. This 1:2:4 resonance is considered stable and if one moon were nudged off course, it would self-correct and lock back into a stable orbit. It is this harmonious influence between the seven TRAPPIST-1 siblings that keeps the system stable.

These relationships, said Luger, suggested that by studying the orbital velocities of its neighboring planets, scientists could predict the exact orbital velocity, and hence also orbital period, of planet h, even before the Kepler observations. The team calculated six possible resonant periods for planet h that would not disrupt the stability of the system, but only one was not ruled out by additional data. The other five possibilities could have been observed in the Spitzer and ground-based data collected by the TRAPPIST team.

&ldquoAll of this&rdquo, Luger said, &ldquoindicates that these orbital relationships were forged early in the life of the TRAPPIST-1 system, during the planet formation process.&rdquo

"The resonant structure is no coincidence, and points to an interesting dynamical history in which the planets likely migrated inward in lock-step," said Luger. "This makes the system a great laboratory for planet formation and migration theories."

Worldwide Real-time Collaboration

The Kepler spacecraft stared at the patch of sky home to the TRAPPIST-1 system from Dec. 15, 2016, to March 4, 2017. collecting data on the star's minuscule changes in brightness due to transiting planets as part of its second mission, K2. On March 8, the raw, uncalibrated data was released to the scientific community to begin follow-up studies.

The work to confirm TRAPPIST-1h's orbital period immediately began, and scientists from around the world took to social media to share in real-time the new information gleaned about the star's behavior and its brood of planets. Within two hours of the data release, the team confirmed its prediction of a 19-day orbital period.

"Pulling results out of data is always stimulating, but it was a rare treat to watch scientists across the world collaborate and share their progress in near-real time on social media as they analyzed the data and identified the transits of TRAPPIST-1h," said Jessie Dotson, project scientist for the K2 mission at NASA's Ames Research Center in California's Silicon Valley. "The creativity and expediency by which the data has been put to use has been a particularly thrilling aspect of K2's community-focused approach."

TRAPPIST-1's seven-planet chain of resonances established a record among known planetary systems, the previous holders being the systems Kepler-80 and Kepler-223, each with four resonant planets.

The TRAPPIST-1 system was first discovered in 2016 by the TRAPPIST collaboration, and was thought to have just three planets at that time. Additional planets were found with Spitzer and ground-based telescopes. NASA's Hubble Space Telescope is following up with atmospheric observations, and the James Webb Space Telescope will be able to probe potential atmospheres in further detail.

Ames manages the Kepler and K2 missions for NASA&rsquos Science Mission Directorate. NASA's Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, California, managed Kepler mission development. Ball Aerospace & Technologies Corp. operates the flight system with support from the Laboratory for Atmospheric and Space Physics at the University of Colorado in Boulder.

For more information about the Kepler and K2 missions, visit:

For more information about the TRAPPIST-1 system, visit:

Media contacts:

Elizabeth Landau
Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.
818-354-6425
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Michele Johnson
Ames Research Center, Moffett Field, Calif.
650-604-6982
[email protected]


Comentarios

If this asteroid was once a binary that had a wide separation, maybe Jupiter was able to let the Sun capture it by flinging its partner off into interstellar space taking enough orbital energy to let the Sun keep it. If this could happen with this asteroid, then there are probably a few other asteroids (undiscovered?) in strange orbits in the solar system, mostly with orbits associated with Jupiter.

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Did not Murphy, RE: Murphy's Law, state/say "If it can happen it will happen? After some 15 Billion Earth Years since all this stuff began I just might say, "That this probably was not the first time that such a thing has happened and it probably will happen sometime again". I think that it is great to see such an amazing 'Fly in the ointment'," .

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Since this particular solar system is made up entirely of everything from outside it, it stands to reason there are millions if not billions of asteroids swirling about that came from other systems. What's surprising is there aren't more of them found in ours.

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I would love to get a clearly described process in which BZ could follow its orbit for 4.5 billion years around Jupiter without being perturbed by Jupiter or by the influence of the 6,000 Trojan co-orbital asteroids. I'm confused how Jupiter could give BZ a nudge on each orbit without increasing BZ's speed/path with each nudge.

This long-term orbit theory might not be important enough for such clarification, but the explanation does strike me as counter-intuitive


Virtual Laboratories for Introductory Astronomy

The Brooks/Cole Virtual Astronomy Laboratories consist of 20 virtual online astronomy laboratories (VLabs) representing a sampling of interactive exercises that illustrate some of the most important topics in introductory astronomy. The exercises are meant to be representative, not exhaustive, since introductory astronomy is too broad to be covered in only 20 laboratories. Material is approximately evenly divided between that commonly found in the Solar System part of an introductory course and that commonly associated with the stars, galaxies, and cosmology part of such a course. The VLabs are packaged with the Seeds, Pasachoff & Filippenko, and the Fraknoi, Morrison, & Wolff texts and also may be purchased as a standalone product. Please visit the Brooks/Cole Astronomy site for more information or contact your local Brooks/Cole representative.

Intended Use

This material was designed to serve two general functions: on the one hand it represents a set of virtual laboratories that can be used as part or all of an introductory astronomy laboratory sequence, either within a normal laboratory environment or in a distance learning environment. On the other hand, it is meant to serve as tutorial material supplemental to standard textbooks. While this is an efficient use of the material, it presents some problems in organization since (as a rule of thumb) supplemental tutorial material is more concept oriented while astronomy laboratory material typically requires more hands-on problem-solving involving at least some basic mathematical manipulations.

As a result, one will find material of varying levels of difficulty in these laboratories. Some sections are highly conceptual in nature, emphasizing more qualitative answers to questions that students may deduce without working through involved tasks. Other sections, even within the same virtual laboratory, may require students to carry out guided but non-trivial analysis in order to answer questions. In this manual, we shall provide some information about choosing portions of laboratories for particular environments by classifying the sections of the Vlabs according to three levels of difficulty, and by providing sample tracks through the material that would be appropriate for several different levels of course usage and student engagement.

Tabla de contenido

  1. Units, Measure, and Unit Conversion
  2. Properties of Light and Its Interaction with Matter
  3. The Doppler Effect
  4. Solar Wind and Cosmic Rays
  5. Planetary Geology
  6. Tides and Tidal Forces
  7. Planetary Atmospheres and Their Retention
  8. Extrasolar Planets
  9. Asteroids and Kuiper Belt Objects
  10. Helioseismology
  11. The Spectral Sequence and the HR Diagram
  12. Binary Stars
  13. Stellar Explosions, Novae, and Supernovae
  14. Neutron Stars and Pulsars
  15. General Relativity and Black Holes
  16. Astronomical Distance Scales
  17. Evidence for Dark Matter
  18. Active Galactic Nuclei
  19. The Hubble Law
  20. Fate of the Universe

The User's Guide contains a complete description and screen shots of each lab.

Simulation Example: Asteroids and Kuiper Belt Objects -- Resonance

The Kuiper Belt Interactions Worksheet uses the two simulators featured in this section to teach students about the distribution of KBOs.

One of the intriguing features of the asteroid belt is the lack of asteroids with certain semimajor axis values. Some of these lacunae -- known as the Kirkwood Gaps -- are clearly visible in a histogram showing the distribution of semimajor axis values of asteroids (click to open). These gaps come about from resonant perturbations by Jupiter that quickly pull any asteroid that may have such a semimajor axis into a new orbit.

The Kirkwood Gaps have shown that resonance can influence the orbits of asteroids, but what about other small solar system bodies? In 1992 the first Kuiper Belt Object, or KBO, was discovered beyond the orbit of Neptune. Hundreds of these cold, icy objects have been discovered since then. Are resonance patterns apparent in the Kuiper Belt?

A plot of the KBO distribution reveals the answer (click to open). In the graph we see the eccentricity versus semimajor axis plotted for over 500 KBOs. A striking feature of this graph is the column of KBOs at 39.4 AU. These are KBOs that are in 2:3 resonance with Neptune -- that is, they complete two orbits of the Sun for every three Neptune orbits. These are also called plutinos since Pluto is a member of this group.

Although resonance is clearly affecting these KBOs, it must be different kind of resonance than that between Jupiter and the main-belt asteroids since these KBOs are selectively maintained in their orbits instead of being scattered. What is going on? In the VLab we encourage students to discover the answer by noticing how the closest approach distance to Neptune depends on the KBO's orbital parameters. KBOs that get too close to Neptune are at risk of being scattered over time. A KBO orbit simulator allows students to create asteroids with different eccentricities and semimajor axes and follow a chart showing the KBO-Neptune distance (click to open). Create an asteroid with a semimajor axis of 39.39 AU and eccentricity of 0.35 and you will see that the KBO never gets closer than about 23 AU to Neptune, even though its orbital path crosses Neptune's.

The use of computer simulations to allow students to discover relationships like KBO resonances is a central feature of the VLabs.

Interactive DataSet Example: Neutron Stars and Pulsars -- Distribution of Periods

Pulsars are rapidly rotating neutron stars that emit very regular, short bursts of energy (usually in radio waves, but some pulsars also flash in x-rays and visible light). Careful observations of pulsars over time show that they slow down over time, that is, their periods increase. The rate the period changes is referred to as the spindown rate (labelled [p with dot], or "p-dot"). VLab students are encourged to explore the p and pdot values for pulsars in an interactive p-pdot diagram (click to open).

Allowing students to explore datasets of real astronomy data is another mainstay of the VLabs.


Ver el vídeo: El Sistema Solar: simulando su incuestionable existencia. (Diciembre 2022).