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Una delicada danza binaria

A veces las cosas pequeñas de la vida son las más importantes.

En el caso de la vida del Sistema Solar, esas pequeñas cosas son asteroides, cometas y objetos del Cinturón de Kuiper, los restos de los escombros que no se conglomeraron con los planetas. Los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) han arrastrado estos objetos más pequeños durante los 4.500 millones de años de vida del Sistema Solar, a menudo expulsándolos por completo. Los astrónomos pueden deducir el comportamiento de los planetas gigantes en el pasado estudiando los cuerpos pequeños del Sistema Solar y cómo están distribuidos. En otras palabras, los miembros más pequeños del Sistema Solar son clave para revelar su pasado dinámico.

Con varios cientos de miles de asteroides conocidos y unos pocos miles de objetos conocidos del Cinturón de Kuiper, los astrónomos apenas comienzan a comprender la compleja historia del Sistema Solar. Sin embargo, los primeros días de nuestro Sistema Solar siguen siendo en gran medida un misterio (y en los primeros días, me refiero a los primeros cientos de millones de años). Se han propuesto varias ideas para explicar cómo se formaron los planetas y cómo llegaron a sus órbitas actuales. Cada teoría predice variaciones en las características observables del Sistema Solar, como la forma en que se distribuyen los cuerpos pequeños. Todos en general están de acuerdo en que los planetas gigantes sufrieron algún grado de migración, pero ninguno explica de manera satisfactoria lo que observamos. El astrobito de hoy arroja otra clave en la historia. ¿El tema? Un peculiar asteroide binario llamado (617) Patroclus-Menoetius.

Figura 1. Interpretación artística del sistema troyano Júpiter binario Patroclus-Menoetius. Los objetos de ~ 110 km están separados por solo ~ 670 km. Crédito: W.M Keck Observatory / Lynette Cook.

Un dúo extraño

(617) Patroclus-Menoetius, al cual le llamaremos P-M de ahora en adelante, es un sistema de dos asteroides troyanos de Júpiter de ~ 110 kilómetros de tamaño (objetos que orbitan 60 grados adelante o detrás de Júpiter con el mismo semieje mayor que el mismo). Debido a que son casi iguales en tamaño, Patroclus y Menoetius co-orbitan alrededor de su centro de masa mutuo. Tales binarios probablemente se formaron cuando el disco planetesimal aún estaba colapsando y los pares podían formarse fácilmente, lo que los convirtió en algunas de las reliquias más antiguas del Sistema Solar. Las mismas son poderosas herramientas para el estudio de encuentros dinámicos a lo largo de la historia del Sistema Solar, ya que pueden ser fácilmente interrumpidas (por ejemplo, separadas o forzadas a chocar) por una masa más grande, como Júpiter. El hecho de que P-M haya sobrevivido durante 4.500 millones de años, y tan cerca de Júpiter, impone fuertes limitaciones a las condiciones del principio de la historia del Sistema Solar.

La supervivencia de P-M no es lo que la hace rara, sino que también es un binario relativamente compacto con una separación promedio de solo ~ 670 km. Se cree que los troyanos de Júpiter se formaron mucho más lejos que Júpiter en un disco planetesimal de 20 a 30 unidades astronómicas (UA) del Sol, dispersas hacia el interior durante un período de inestabilidad dinámica, y posteriormente capturadas por las regiones troyanas de Júpiter. La misma existencia de P-M significa que sobrevivió a: 1) colisiones dentro del disco a 20-30 UA que habrían derribado a uno o ambos miembros del binario y 2) transporte desde su ubicación inicial a 20-30 UA a su ubicación actual en 5.2 UA.

Simulando binarios en el sistema solar

Los autores del artículo de hoy realizaron simulaciones de N-cuerpos del Sistema Solar para determinar la probabilidad de P-M de cumplir ambas condiciones, dadas varias versiones diferentes del Sistema Solar temprano. Los autores probaron primero la verosimilitud de la condición 2 mencionada en el párrafo anterior, examinando la capacidad de supervivencia de los binarios transportados de 20-30 UA a las regiones de troyanos de Júpiter a 5.2 UA. Encontraron que la supervivencia depende en gran medida de la separación del binario. La mayoría de los binarios estrechos (componentes separados por menos de 1500 km) con masas similares a P-M sobrevivieron en las simulaciones, mientras que la mayoría de los binarios anchos no lo hicieron. Afortunadamente, la separación de P-M de ~ 670 km cae dentro de la categoría “estrecha”.

Sin embargo, P-M tiene que haber sobrevivido ambas condiciones anteriores. A continuación, los autores probaron la capacidad de supervivencia contra la molienda por colisión en el disco temprano, cuando los impactos eran mucho más comunes debido a la mayor densidad de objetos. Usando una masa de disco inicial de 20 masas terrestres (derivada de simulaciones anteriores), encuentran que la cantidad de objetos de más de 100 km que sobreviven a lo largo de la vida útil del disco (400-700 millones de años) es un orden de magnitud más pequeño que el previsto por modelos como lo que usaron para probar la condición 2 anterior. Además, la probabilidad de supervivencia de los binarios similares a P-M es de aproximadamente el 0.2% si la vida útil del disco es superior a 400 millones de años porque incluso los impactos relativamente pequeños y no catastróficos pueden interrumpir el sistema binario. Aumentar la masa inicial del disco y, por lo tanto, el número total de objetos, solo empeora el problema, ya que el disco se pulverizará más rápido. La única opción que queda es que la vida útil del disco fue mucho más corta de lo que se pensaba anteriormente.

Figura 2. La dependencia de la tasa de supervivencia binaria en la vida útil del disco planetesimal. Solo las vidas de ≲100Myr resultan en una fracción significativa de binarios que sobreviven a los procesos de colisión en el disco. Crédito: Figura 2 en el artículo.

Nesvourný et al. encontraron que la supervivencia de P-M es prácticamente imposible a menos que la vida del disco planetesimal sea menor que 100 millones de años (Figura 2). Es decir, la migración de los planetas gigantes y la subsecuente inestabilidad dinámica causada por la disipación del disco planetesimal debe haber ocurrido dentro de los primeros 100 millones de años de la historia del Sistema Solar. Eso supone un problema para las explicaciones actuales del Bombardeo Pesado Tardío (LHB, por sus siglas en inglés), un período de gran aumento en la tasa de impacto registrada en las superficies de los cuerpos terrestres (por ejemplo, la Luna) que ocurrió 400-700 millones de años después de la formación del Sistema Solar. Anteriormente, el LHB estaba vinculado a la inestabilidad dinámica provocada por la migración de los planetas gigantes, pero el artículo de hoy sugiere que la migración debe haber ocurrido mucho antes de lo que se pensaba anteriormente.

Entonces, ¿qué causó el LHB? La verdad es que todavía no lo sabemos. Las restricciones provistas por el sistema P-M solo pueden decirnos que el LHB no fue causado por planetesimales dispersados ​​hacia adentro durante la migración de los planetas gigantes. Sin embargo, hay una cosa que sí sabemos: los asteroides troyanos son algunos de los objetos más importantes a estudiar si queremos comprender la evolución del Sistema Solar. Afortunadamente, pronto tendremos la oportunidad de estudiar de cerca varios troyanos de Júpiter con el lanzamiento de la misión Lucy de la NASA en 2021. Afortunadamente, el objetivo final de Lucy no será otro que (617) Patroclus-Menoetius en 2033 y yo, por ejemplo, ¡no puedo esperar a ver lo que descubre!

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