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Un evento de corta duración como la causa de la eyección de polvo del cometa del cinturón principal P/2012 F5 (Gibbs).

Autor/es: F Moreno Insertis, J Licandro Goldaracena y A Cabrera-Lavers

Referencia: ApJ 761, 12M, 2012 | Enlace

Los paneles ( a) y (b) corresponden a la imagen observada y a laimagen que produce el mejor ajuste del modelo para la observación del 18 de mayo de 2012. Panel (c) Perfil en la dirección de la cola observada y perfil del modelo. Los paneles (d), (e) y (f) son como el (a), (b) y (c), pero parael 8 de junio de 2012. Las escalasespaciales son 485 kilometros pixel-1 y 540 km pixel-1, respectivamente. Tenga en cuenta que las imágenesestán giradas 90◦ en dirección antihoraria de modo que su ejes x e y corresponden a losejes fotográficos M y n. Los segmentos marcados como "BS" se refieren a las regiones donde hay contaminacióndebida a las estrellas del campo.
Los paneles ( a) y (b) corresponden a la imagen observada y a laimagen que produce el mejor ajuste del modelo para la observación del 18 de mayo de 2012. Panel (c) Perfil en la dirección de la cola observada y perfil del modelo. Los paneles (d), (e) y (f) son como el (a), (b) y (c), pero parael 8 de junio de 2012. Las escalasespaciales son 485 kilometros pixel-1 y 540 km pixel-1, respectivamente. Tenga en cuenta que las imágenesestán giradas 90◦ en dirección antihoraria de modo que su ejes x e y corresponden a losejes fotográficos M y n. Los segmentos marcados como "BS" se refieren a las regiones donde hay contaminacióndebida a las estrellas del campo.

Se presentan observaciones y un modelo interpretativo de la coma y cola de polvo del cometa del cinturón principal  P/2010 F5 (Gibbs). Las estelas de polvo estrechos observados se pueden interpretar de forma inequívocacomo causadas por un evento impulsivo que tuvo lugar alrededor del 1 de julio de 2011 con una incertidumbre de ± 10 días, y una duración de menos de un día, posiblemente del orden deunas pocas horas. El mejor ajuste del modelo deMonte Carlo del polvo observado del objeto implica velocidadesde expulsión en el rango de 8-10 cm s-1 para tamaños de partícula entre 30 cm y 130 micras. Esta debilidad de la dependencia de la velocidaddel tamaño de las partículas contrasta conla que se espera si la actividad se produjera por la sublimación del hielo y coincide conla encontrada recientemente en (596) Scheila, un asteroide que eyectó polvo probablemente debido al impacto de otro más pequeño. Las partículas que se ven encola y coma presentan una distribución de tamaños siguiendo una de ley de potencia con un índice ≈ -3,7. Suponiendo que laspartículas más lentas fueron expulsados​​a lavelocidad de escape del núcleo, el tamaño del núcleo está limitado a aproximadamente 200-300m de diámetro.La masa totalde polvo expulsado es > ~ 5 × 108 kg, lo que representa aproximadamente el 4% -20% de la masa denúcleo.

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