Curvas de luz y de fase de asteroides troyanos de Júpiter

• Autores: Taube, Alexander
• Año de publicación: 2025
• Idioma: español castellano
• Tipo de recurso: tesis de grado
• Colaborador/a o director/a de tesis: Melita, Mario Daniel
• Materia: Ciencias Astronómicas; Asteroides troyanos; Curvas de luz; Modelado de forma; Período de rotación; Espín; Curvas de fase
• Institución: Universidad Nacional de La Plata

En el Sistema Solar existe una gran diversidad de cuerpos menores: asteroides, cometas, objetos Centauros y objetos transneptunianos. Estos cuerpos están agrupados en distintos reservorios diferenciados por sus propiedades orbitales, composicionales y/o historia evolutiva común. La mayoría de los asteroides que orbitan alrededor del Sol están ubicados en el Cinturón Principal. Sin embargo, también pueden ser Objetos Cercanos a la Tierra o Asteroides troyanos, principalmente de Júpiter. Los asteroides pueden tener tamaños similares a los Objetos Centauros (aunque estos últimos tienen una composición similar a la cometaria) y se diferencian de los objetos del Cinturón de Kuiper por presentar una composición rocosa y metálica, mientras que la mayoría de los cuerpos menores de dicho reservorio están formados fundamentalmente por volátiles congelados. La presente tesina se enmarca en el estudio de los asteroides troyanos de Júpiter. Estos cuerpos menores son corrotantes con Júpiter, lo que significa que comparten su período orbital y están relacionados dinámicamente con el planeta a través de una resonancia 1:1 de movimientos medios. Esta población asteroidal se ubica en dos regiones de equilibrio estable en torno a los puntos de Lagrange L4 y L5 , denominadas nubes de Lagrange. La nube L4 se sitúa 60◦ por delante de Júpiter mientras que la nube L5 se sitúa 60◦ por detrás del planeta. Los asteroides troyanos realizan un movimiento de libración en torno al punto de equilibrio correspondiente (L4 ó L5 ). El objetivo de esta tesina es realizar una caracterización física lo más completa posible del asteroide troyano de Júpiter (2893) Peiroos a partir de sus curvas de luz, estimando algunos parámetros físicos como la magnitud absoluta, el diámetro, el período sinódico de rotación, el tipo espectral al que pertenece, los parámetros fotométricos G1 y G2 y el índice de color V-R. Además estimamos la orientación de su espín, las dimensiones lineales y modelamos su forma mediante un poliedro convexo. Situamos estos parámetros en el contexto de la población troyana analizada hasta la actualidad. En el Capítulo 1 se realiza una introducción sobre los asteroides, mencionando su vinculación con el origen de los planetas del Sistema Solar y la nebulosa a partir de la cual se formaron. Se introducen las propiedades superficiales de los asteroides y se las relaciona con las mediciones fotométricas y espectroscópicas necesarias para poder inferirlas. Posteriormente se definen los principales reservorios de cuerpos menores, distinguiéndolos por sus propiedades orbitales y, en el caso del Cinturón Principal, diferenciando cada región por la masa y por las resonancias que la delimitan. Luego se mencionan las principales clasificaciones taxonómicas existentes y se caracterizan los complejos taxonómicos y las clases espectrales según el sistema de clasificación espectral de Bus-De-Meo (la población troyana se la describe luego para analizarla con mayor detalle). Posteriormente se describen las tendencias taxonómicas en las diferentes poblaciones asteroidales y su variación según la distancia heliocéntrica y el tamaño de los objetos. Se realiza una distinción entre las órbitas osculadoras y las órbitas instantáneas, considerando las perturbaciones gravitacionales de Júpiter. Se describe el efecto Yarkovsky y cómo afecta dinámicamente al Cinturón Principal. Se introducen los modelos del "Grand Tack" y de "Niza", y se describen las propiedades observadas del Sistema Solar que están correctamente predichas por cada modelo y también cuales son los desafíos para poder representar más fielmente algunas de las distribuciones observadas. Además, se describen las principales familias asteroidales dinámicas y las poblaciones resonantes. Luego se introduce a la población troyana, indagando acerca de su origen, su taxonomía, la distribución de tamaños y de albedos, las propiedades espectrales, la existencia de objetos binarios, las propiedades dinámicas y colisionales, la frecuencia de rotación y cómo es afectada debido al efecto YORP, y la orientación y la distribución de espines comparándola con la modelada para el Cinturón Principal. Se define la función de fase, describiendo el efecto de oposición y relacionando los parámetros que la caracterizan y que se ajustan a la magnitud reducida media observada, con las propiedades físicas superficiales del asteroide y con el complejo taxonómico al que pertenece. Luego se describen los métodos empleados en la literatura para realizar la primera estimación del período sinódico rotacional (Phase Dispersion Minimization), la orientación del espín y la forma del asteroide (Surdej & Surdej, 1985). Delineando una continuidad en la metodología propuesta se explican los métodos de optimización aplicados en la inversión de curvas de luz para generar un modelo de período, orientación del espín, dispersión de la luz y forma del asteroide a partir del mejor ajuste a las curvas de luz observadas. Por último, se listan los elementos orbitales osculadores y los parámetros físicos de (2893) Peiroos, un asteroide troyano de Júpiter ubicado en la nube de Lagrange L5 . Hemos reducido y analizado las imágenes de (2893) Peiroos mediante la aplicación de un procedimiento basado en la fotometría diferencial para construir las curvas de luz y estimar soluciones de su período de rotación, la orientación su espín y modelos que representen su forma, tal como se explicará en el Capítulo 2. En el Capítulo 2 se explica la metodología empleada para obtener los resultados propuestos de (2893) Peiroos. Primero se realiza una descripción de la instrumentación con la cual se realizaron las observaciones del objeto en las épocas 2011.5 y 2023.8. Se describe el procedimiento de reducción y análisis de las imágenes descargadas aplicando la fotometría diferencial y las herramientas empleadas (IRAF, DS9 y software propio). Las magnitudes instrumentales fueron medidas en el sistema fotométrico Johnson-Cousins. Se explica el procedimiento para seleccionar la estrella de comparación correspondiente a cada noche de observación, cuya magnitud instrumental es extraída para calcular la magnitud diferencial del asteroide en cada instante de medición. Con el propósito de calcular la magnitud aparente estándar del asteroide en la banda V fue necesario convertir las magnitudes aparentes estándar de la estrella de comparación medidas en las bandas G, GBP y GRP del sistema fotométrico Gaia (extraídas del Aladin) a la banda V de Johnson-Cousins. Por completitud, computamos los errores en magnitud aparente de las estrellas de comparación correspondientes a las bandas V, R e IC , propias del sistema fotométrico en el cual realizamos las mediciones. Es importante aclarar que en la época 2011.5 las magnitudes instrumentales fueron medidas en la banda R y en la época 2023.8 fueron medidas en la banda V. Faseamos las curvas de luz del asteroide obtenidas en magnitud aparente y las corregimos aplicando un ajuste de desplazamiento vertical. Las curvas de luz en magnitud aparente estándar observadas en las épocas 2015.6, 2016.9, 2017.9 y 2020.2 fueron extraídas del ALCDEF. Luego, para las 24 noches de observación calculamos la magnitud reducida. Con la magnitud reducida procedimos a calcular la magnitud absoluta, para lo cual fue necesario computar la fase solar de (2893) Peiroos para cada noche de observación. Las coordenadas geocéntricas y heliocéntricas del asteroide, necesarias para calcular la fase solar, el vector bisector y las coordenadas eclipticales de dicho vector, fueron extraídas del JPL Horizons. Los parámetros fotométricos de la función que empleamos para calcular la magnitud absoluta (función de fase 1 ) fueron ajustados a las magnitudes reducidas medias en función de la fase solar. Con las curvas de luz construidas en magnitud absoluta estimamos el período sinódico de rotación y el error correspondiente a través de la técnica Phase Dispersion Minimization, primero para cada época y luego de forma global. Por otra parte, delineamos los fundamentos de la técnica de Surdej y Surdej (1985) para estimar la orientación del espín y el cociente entre las dimensiones lineales a/b y b/c del objeto. Para poder aplicar esta técnica necesitamos como datos a las coordenadas eclipticales del asteroide en cada oposición (obtenidas mediante una transformación de las coordenadas ecuatoriales celestes precesadas a la época J2000.0), y la intensidad reducida media en función de la fase rotacional para cada punto de las curvas de luz. Habiendo estimado las coordenadas eclipticales del polo y con las coordenadas eclipticales del asteroide, calculamos el ángulo de aspecto para cada noche. Posteriormente explicamos el método de Kaasalainen y Ďurech (2006), que aplicamos para refinar la orientación del polo y el período de rotación, y obtener una primera aproximación de la forma de (2893) Peiroos; y el método de Ďurech y Kaasalainen (2007), que aplicamos para optimizar la forma del asteroide. Con el parámetro de magnitud absoluta (H) y el albedo geométrico calculamos el diámetro esférico efectivo. La forma refinada la renderizamos con el programa Blender. Con las dimensiones intrínsecas del modelo en Blender y con el diámetro estimamos las dimensiones físicas de (2893) Peiroos. Luego explicamos la metodología empleada para generar modelos de período, polo y forma de (2893) Peiroos con el programa LcInvert. Finalmente describimos el procedimiento que hemos aplicado para estimar el índice de color V-R con nuestro set de datos correspondiente a las épocas 2011.5 y 2023.8 y los errores asociados. Notar que para una mayor claridad, en este resumen denotaremos a la función de fase de tres parámetros (Penttilä et al., 2016) como función de fase 1, y a la función de fase en su formulación exponencial-lineal (Kaasalainen y Torppa, 2001) como función de fase 2. En el Capítulo 3 se presentan los resultados de la investigación: Fase solar, ángulo de aspecto, magnitud reducida media y semiamplitud de la magnitud reducida calculadas para cada oposición (Tabla 3.1); los parámetros de la función de fase empleada en el cálculo de la magnitud absoluta (función de fase 1 ) junto con los parámetros de bondad del ajuste (Tabla 3.2); dicha función de fase ajustada junto con la magnitud reducida media en función de la fase solar (figura 3.1.1); el índice de color V-R con su respectivo error, calculado para las épocas 2011.5 y 2023.8 (Tabla 2.8); el espectro de (2893) Peiroos comparándolo con el correspondiente a un asteroide de tipo espectral D (figura 3.2.2); y los parámetros asociados y calculados con la técnica Surdej y Surdej (1985) (Tabla 3.3). Además, se explica el procedimiento para construir el mapa de curvas de nivel de mérito (figura 3.3.3), que indica la probabilidad de la orientación del polo en distintas regiones de la esfera celeste, en el cual añadimos las soluciones iniciales que refinaremos luego. Posteriormente se realiza un análisis cualitativo de la función de fase (función de fase 2 ) y un ajuste de sus parámetros (plasmado en la Tabla 3.4 y graficado en la figura 3.4.4), argumentando la razón por la cual hemos decidido rechazarlos y adoptar los parámetros recomendados por Kaasalainen y Ďurech (2006). Luego se establecen las condiciones iniciales y la configuración de los parámetros de entrada para generar los modelos de período, polo y forma (Tablas 3.5, 3.6, 3.7, 3.8, 3.9, 3.10 y 3.11). Se explica la metodología empleada y los archivos y programas utilizados. Se describe el procedimiento para realizar una comparación gráfica por época entre las curvas de luz observadas y las curvas de luz modeladas. Por otra parte, decidimos explorar el espacio de parámetros de orientaciones del espín intrínsecas de (2893) Peiroos (figura 3.4.5) con el método de Kaasalainen y Ďurech (2006) y estimar la solución intrínseca más probable. Comparamos este mapa con el mapa de nivel de mérito generado con LcInvert (figura 3.5.6). Luego seleccionamos el mejor modelo generado a partir de los métodos de Kaasalainen y Ďurech (2006) y de Ďurech y Kaasalainen (2007), y el mejor modelo generado con LcInvert. Realizamos una comparación de la bondad del ajuste entre ambos modelos a partir de la desviación media estándar (Tabla 3.12). Las figuras 3.6.9, 3.6.10 y 3.6.11 corresponden a dichos modelos. Finalmente se grafican las curvas de luz observadas y las curvas de luz sintéticas para cada época. En el Capítulo 4 se presentan los modelos seleccionados de (2893) Peiroos para deducir las conclusiones relacionadas con la orientación del espín, el período de rotación y la forma del asteroide. Además, se extraen conclusiones sobre la clasificación espectral, la forma de la curva de fase de Kaasalainen y Torppa (2001) y el índice de color V-R. Finalmente verificamos la compatibilidad de (2893) con el tipo espectral D a partir del índice de color estimado.
Licenciado en Astronomía
Universidad Nacional de La Plata
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas