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Evolución temprana del asteroide destruido P/2016 G1 (PANSTARRS)

Autor/es: F. Moreno, J. Licandro, A. Cabrera-Lavers, and F. J. Pozuelos

Referencia: 2016 ApJ 826 L22 | Enlace

Imágenes apiladas de P/2016 G1 obtenidas con el instrumento OSIRIS utilizando el 10.4m GTC a través del filtro Sloan r′ (se indican la fechas de observación). Norte es arriba y Este a la izquierda. Se muestran las direcciones opuestas al Sol y la negativa del movimiento de velocidad orbital. La flecha en el medio del panel central indica el rasgo hacía el este que proviene de la forma de C invertida observada. Las dimensiones de los paneles (de izquierda a derecha, en km proyectados sobre el cielo a la distancia del asteroide) son 27,930×27,930, 26,305×26,305, and 27,025×27,025. Las imágenes están escaladas linealmente en brillo, con niveles máximos de intensidad (de izquierda a derecha), de 8×10<sup>−14</sup>, 5×10<sup>−14</sup> y 4×10<sup>−14</sup> unidades de intensidad del disco solar. Las trazas estelares débiles son aparentes cerca de la cabeza del objeto, perpendiculares a la cola, en la imagen 8.91 de Junio de 2016, donde la más brillante se indica con una flecha.
Imágenes apiladas de P/2016 G1 obtenidas con el instrumento OSIRIS utilizando el 10.4m GTC a través del filtro Sloan r′ (se indican la fechas de observación). Norte es arriba y Este a la izquierda. Se muestran las direcciones opuestas al Sol y la negativa del movimiento de velocidad orbital. La flecha en el medio del panel central indica el rasgo hacía el este que proviene de la forma de C invertida observada. Las dimensiones de los paneles (de izquierda a derecha, en km proyectados sobre el cielo a la distancia del asteroide) son 27,930×27,930, 26,305×26,305, and 27,025×27,025. Las imágenes están escaladas linealmente en brillo, con niveles máximos de intensidad (de izquierda a derecha), de 8×10−14, 5×10−14 y 4×10−14 unidades de intensidad del disco solar. Las trazas estelares débiles son aparentes cerca de la cabeza del objeto, perpendiculares a la cola, en la imagen 8.91 de Junio de 2016, donde la más brillante se indica con una flecha.

Presentamos imágenes profundas del asteroide P/2016 G1 (PANSTARRS) obtenidas utilizando el 10.4m Gran Telescopio Canarias ( GTC)  entre el final de Abril y el inicio de Junio de 2016. Los asteroides activados son objetos que se mueven en órbitas típicas de los asteroides y que dinámicamente es muy improbable que provengan de uno de los dos reservorios de donde vienen los cometas (La Nube de Oort o el cinturón transneptuniano). Las imágenes de P/2016 G1 muestran una coma de polvo similar a los cometas y fueron analizadas comparándolas con otras simuladas obtenidas utilizando un Modelo de Montecarlo de eyección de polvo. Este modelo permite crear imágenes de una cola de polvo de un objeto que está eyectando polvo utilizando diferentes condiciones iniciales (diferentes tasas de eyección de polvo, velocidad de eyección de las partículas, tamaños de las partículas eyectadas, etc.). Esto permite obtener información sobre la cantidad de polvo que ha soltado el asteroide y el mecanismo por el que ese polvo ha sido eyectado. Del modelado de las imágenes de P/2016 G1 se concluye que el asteroide eyectó polvo durante un evento de muy corta duración, que ocurrió 350+30-10 días antes del perihelio (alrededor del 10 de Febrero de 2016). La eyección fue primero muy intensa y luego decayó durante -24+10-7 días. En este tiempo según el modelo, asumiendo que las partículas tienen un albedo de 0.15 y un rango de tamaños de entre 1 μm to 1 cm de radio, el objeto habría emitido 1.7x107 kg de polvo la distribución de tamaños de las partículas seguiría una ley de potencia con índice -3. Las imágenes muestras una estructura notable hacia oeste de la coma que indica que una fracción significativa del polvo se eyectó en una misma dirección en el momento en que se inició la actividad, lo que sugiere que probablemente el asteroide sufrió un impacto seguido de una destrucción total o parcial.  No se observaron fragmentos del objeto, sólo la nube de polvo que dejó, y a partir de los límites de detección de nuestras imágenes hemos podido establecer un límite superior de ~50 m para el tamaño de los fragmentos que pudieran haber sobrevivido al evento, por lo que concluimos que el asteroide se destruyó completamente ya sea por la colisión con otro asteroide o porque incrementó su rotación por encima del período crítico de destrucción rotacional.

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