Implantação do planeta anão Ceres no cinturão principal

Abstract

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.

Ceres is a dwarf planet that orbits the Sun in the Asteroid Belt. The presence of large amounts of water, ammonia, some salts and unique properties compared to other asteroids in the Main Belt suggests that Ceres was not formed in situ. A probable scenario is that it was formed in the outer region of the Solar System and implanted in the current orbit during the evolution and dynamic formation of the Solar System. In this work, we use numerical simulations of the primordial external Solar System to investigate possible dynamic mechanisms responsible for placing Ceres-sized planetesimals in the middle of the Asteroid Belt. We initially simulated the dynamic sculpting of the primordial planetesimal disc, during the formation of Uranus and Neptune from giant collisions between planetary embryos during the phase when the Solar System was surrounded by a gas disk. Then, we calculate the fraction of Cerestype planetesimals that were captured in the inner region of the Solar System (a < 5 au). We specially distribute the primordial planetesimal disk in three main parts, taking into account the survival of volatile elements on the surface of these objects due to irradiation. In the region of a semimajor axis between 10 and 20 au, the planetesimals contain water, sulfuric acid and carbon dioxide on their surfaces. In regions with a semimajor axis between 20 and 30 au, planetesimals also have on their surfaces hydrocyanic acid and methyl alcohol. And the last region, between 30 and 50 au, planetesimals also have ammonia. We observed that during the process of dynamic sculpting of the primordial planetesimal disc, a rapid mixture between planetesimals with different volatile elements on its surface is created, placing some planetesimals with ammonia in the innermost regions between 10 and 30 au. We also found two populations of planetesimals implanted in the Asteroid Belt: the first population has temporarily stable orbits (radialmente da região do planeta terrestre) and another population of planetesimals that deviate radially from the terrestrial planet region. We show that the population of Ceres-sized planetesimals in temporarily stable orbits can reach stable orbits by four different mechanisms: capture in medium motion resonance with Jupiter, protoplanetary scattering, gaseous drag and chaotic diffusion process. These mechanisms produce a stable population of planetesimals with 40% probability of having a semimajor axis than 2,5 and 3 au, 30% probability of having an eccentricity less than 0,2 and around 75% probability of having an inclination orbital less than 10 degrees. Our results indicate that planetesimals the size of Ceres can be implanted in the region of the Asteroid Belt in orbits very closed to the current orbit of Ceres.