Detalhes bibliográficos
| Ano de defesa: |
2021 |
| Autor(a) principal: |
Alves, Abreuçon Atanasio |
| Orientador(a): |
Não Informado pela instituição |
| Banca de defesa: |
Não Informado pela instituição |
| Tipo de documento: |
Dissertação
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| Tipo de acesso: |
Acesso aberto |
| Idioma: |
por |
| Instituição de defesa: |
Universidade Estadual Paulista (Unesp)
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| Programa de Pós-Graduação: |
Não Informado pela instituição
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| Departamento: |
Não Informado pela instituição
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| País: |
Não Informado pela instituição
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| Palavras-chave em Português: |
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| Link de acesso: |
http://hdl.handle.net/11449/214779
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Resumo: |
Ceres é um planeta anão que orbita o Sol no Cinturão de Asteroides. A presença de água em grande quantidade, amônia, alguns sais e propriedades únicas comparadas com outros asteroides do Cinturão Principal sugere que Ceres não foi formado in situ. Um provável cenário é que ele foi formado na região externa do Sistema Solar e implantado na órbita atual durante a evolução e formação dinâmica do Sistema Solar. Neste trabalho, nós utilizamos simulações numéricas do Sistema Solar externo primordial para investigar possíveis mecanismos dinâmicos responsáveis por colocar planetesimais do tamanho de Ceres no Cinturão de Asteroides. Inicialmente simulamos o esculpimento dinâmico do disco de planetesimais primordial, durante a formação de Urano e Netuno proveniente de colisões gigantescas entre embriões planetários durante a fase em que o Sistema Solar era envolvido por um disco de gás. Em seguida, nós calculamos a fração de planetesimais do tipo Ceres que foram capturados na região interna do Sistema Solar (a<5 au). Nós distribuímos espacialmente o disco de planetesimais primordial em três principais partes, levando em conta a sobrevivência dos elementos voláteis na superfície destes objetos devido a irradiação. Na região de semieixo maior entre 10 e 20 au, os planetesimais contém água, ácido sulfúrico e gás carbônico em suas superfícies. Em regiões com semieixo maior entre 20 e 30 au, os planetesimais também possuem em suas superfícies ácido cianídrico e álcool metílico. E a última região, entre 30 e 50 au, os planetesimais também possuem amônia. Nós observamos que durante o processo de esculpimento dinâmico do disco de planetesimais primordial, uma rápida mistura entre planetesimais com diferentes elementos voláteis em sua superfície é criada, colocando alguns planetesimais com amônia nas regiões mais internas entre 10 e 30 au. Nós também encontramos duas populações de planetesimais implantadas no Cinturão de Asteroides: a primeira população possui órbitas temporariamente estáveis (em sua grande maioria presas em ressonâncias de movimento médio com Júpiter) e outra população de planetesimais que desviam radialmente em relação a região dos planetas terrestres. Nós mostramos que a população de planetesimais do tamanho de Ceres nas órbitas temporariamente estáveis pode alcançar órbitas estáveis por quatro diferentes mecanismos: captura em ressonância de movimento médio com Júpiter, encontros próximos com os embriões planetários, arrasto gasoso e processo de difusão caótica. Estes mecanismos produzem uma população estável de planetesimais com 40% de probabilidade de ter um semieixo maior entre 2.5 e 3 au, 30% de probabilidade de ter uma excentricidade menor que 0,2 e por volta de 75% de probabilidade de ter uma inclinação orbital menor que 10 graus. Nossos resultados indicam que planetesimais do tamanho de Ceres podem ser implantados na região do Cinturão de Asteroides em órbitas muito próximas da órbita atual de Ceres. |
