PlutinosPlutinos

““El Espacio Transneptuniano”El Espacio Transneptuniano”Curso 2013Curso 2013

Parte IIParte II

•Edgeworth (1949), MNRAS, 109, 600

•Kuiper (1951), Astrophysics, 357

Región TransneptunianaRegión Transneptuniana

•Edgeworth (1949), MNRAS, 109, 600

•Kuiper (1951), Astrophysics, 357

•Fernández (1980), MNRAS, 192, 481

Región TransneptunianaRegión Transneptuniana

Región TransneptunianaRegión Transneptuniana

Región TransneptunianaRegión Transneptuniana

Fuente de Cometas de la Familia de JúpiterFuente de Cometas de la Familia de Júpiter

•Edgeworth (1949), MNRAS, 109, 600

•Kuiper (1951), Astrophysics, 357

•Fernández (1980), MNRAS, 192, 481

Clases Dinámicas de la Región Clases Dinámicas de la Región TransneptunianaTransneptuniana

Clases Dinámicas de la Región Clases Dinámicas de la Región TransneptunianaTransneptuniana

Objetos Clásicos(42 < a < 48 UA y e < 0.2)

Objetos Clásicos

Clases Dinámicas de la Región Clases Dinámicas de la Región TransneptunianaTransneptuniana

(42 < a < 48 UA y e < 0.2)

Objetos del Disco Dispersado(30 < q < 39 UA y e > 0.2)

q = 39 UA

q = 30 UA

Clases Dinámicas de la Región Clases Dinámicas de la Región TransneptunianaTransneptuniana

Objetos Clásicos

Objetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)

(30 < q < 39 UA y e > 0.2)

Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)

q = 39 UA

q = 30 UA

Clases Dinámicas de la Región Clases Dinámicas de la Región TransneptunianaTransneptuniana

Objetos Clásicos

Objetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)

(30 < q < 39 UA y e > 0.2)

Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)

Objetos Resonantes

q = 39 UA

q = 30 UA

Clases Dinámicas de la Región Clases Dinámicas de la Región TransneptunianaTransneptuniana

Objetos Clásicos

Objetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)

(30 < q < 39 UA y e > 0.2)

Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)

Objetos Resonantes

Plutinos

3:2

3:2

q = 39 UA

q = 30 UA

PlutónPlutón

PlutónPlutón

Clases Dinámicas de la Región Clases Dinámicas de la Región TransneptunianaTransneptuniana

Objetos Clásicos

Objetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)

(30 < q < 39 UA y e > 0.2)

Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)

Objetos Resonantes

Plutinos

3:2

3:2

Centauros(q < 30 UA)

q = 39 UA

q = 30 UA

PlutónPlutón

PlutónPlutón

Clases Dinámicas de la Región Clases Dinámicas de la Región TransneptunianaTransneptuniana

Objetos Clásicos

Objetos del Disco Dispersado(42 < a < 48 UA y e < 0.2)

(30 < q < 39 UA y e > 0.2)

Objetos del Disco Dispersado Extendido(q > 39 UA y a > 50)

Objetos Resonantes

Plutinos

3:2

3:2

Centauros(q < 30 UA)

NOTANOTA: El : El Disco DispersadoDisco Dispersado de la de la Región Transneptuniana representa Región Transneptuniana representa la fuente principal de la fuente principal de CentaurosCentauros y y Cometas de la Familia de Júpiter Cometas de la Familia de Júpiter (Duncan & Levison 1997, Di Sisto & (Duncan & Levison 1997, Di Sisto & Brunini 2007).Brunini 2007).

q = 39 UA

q = 30 UA

PlutónPlutón

PlutónPlutón

. . . pueden los Plutinos ser una Fuente . . . pueden los Plutinos ser una Fuente Adicional de Centauros y Cometas de la Adicional de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter ? . . .Familia de Júpiter ? . . .

Punto de Discusión:Punto de Discusión:

Plutinos – Dinámica ResonantePlutinos – Dinámica Resonante

Ángulo ResonanteÁngulo Resonante

Configuración EstableConfiguración Estable Configuración InestableConfiguración Inestable

Sol

Neptuno

Plutón

Plutinos – Dinámica ResonantePlutinos – Dinámica Resonante

Ángulo ResonanteÁngulo Resonante

Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073

Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073

Motivación:Motivación: Duncan et al. (1995) proponen dos objetivos fundamentales: Duncan et al. (1995) proponen dos objetivos fundamentales:

- Mapear la Estructura Dinámica de la Región Transneptuniana y analizar las - Mapear la Estructura Dinámica de la Región Transneptuniana y analizar las Principales Características asociadas a las Resonancias Seculares y Resonancias Principales Características asociadas a las Resonancias Seculares y Resonancias de Movimientos Medios.de Movimientos Medios.

- Determinar las Regiones Inestables de la Región Transneptuniana y a partir de - Determinar las Regiones Inestables de la Región Transneptuniana y a partir de esto analizar Fuentes Potenciales de los Cometas de la Familia de Júpiter que esto analizar Fuentes Potenciales de los Cometas de la Familia de Júpiter que observamos hoy.observamos hoy.

Resultados - PlutinosResultados - Plutinos

Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073

Resultados - PlutinosResultados - Plutinos

Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073Duncan et al. (1995) – AJ, 110, 3073

(1) (2) (3) (1)(2) (2)(3) (3)

RegiónRegión

dede

InterésInterés

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

- Motivación: Estudiar la Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2 con Neptuno- Motivación: Estudiar la Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2 con Neptuno

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

- Motivación: Estudiar la Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2 con Neptuno- Motivación: Estudiar la Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2 con Neptuno

- Morbidelli analiza la evolución orbital de 150 partículas sin masa dentro de la resonancia 3:2 con Neptuno, bajo la acción de los cuatro planetas gigantes. El sistema es integrado por un período equivalente a la edad del Sistema Solar.

- Parámetros Orbitales Iniciales para las Partíulas de Prueba son:

- Semieje Mayor de 39.5 UA.

- Excentricidades entre 0 y 0.3.

- Inclinaciones entre 0 y 5o.

- Ángulo Resonante entre 180 y 330o.

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2Resultados - Estructura Dinámica de la Resonancia 3:2

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con NeptunoResultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con NeptunoResultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con NeptunoResultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Morbidelli (1997) encuentra que el 10 % de la población inicial de la región débilmente difusiva escapa de la resonancia en los últimos 1000 millones de años.

Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con NeptunoResultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno

Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1Morbidelli (1997) – Icarus, 127, 1

Morbidelli (1997) encuentra que el 10 % de la población inicial de la región débilmente difusiva escapa de la resonancia en los últimos 1000 millones de años.

Asumiendo que el número de Plutinos con radios mayores a 1 km presentes en la Resonancia 3:2 es de 108 – 109, tendremos una Tasa de Escape de 1 Plutino cada 10 – 100 años.

Resultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con NeptunoResultados – Tasa de Escape de la Resonancia 3:2 con Neptuno

de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835

- - Motivación:Motivación: Analizar la Evolución Colisional de la Población de Plutinos. A partir Analizar la Evolución Colisional de la Población de Plutinos. A partir de esto, determinar Tasas de Eyección de Fragmentos Colsionales desde la de esto, determinar Tasas de Eyección de Fragmentos Colsionales desde la Resonancia 3:2 con Neptuno con el fin de determinar la contribución de estos Resonancia 3:2 con Neptuno con el fin de determinar la contribución de estos objetos a la Población de Centauros.objetos a la Población de Centauros.

de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835

- - Motivación:Motivación: Analizar la Evolución Colisional de la Población de Plutinos. A partir Analizar la Evolución Colisional de la Población de Plutinos. A partir de esto, determinar Tasas de Eyección de Fragmentos Colsionales desde la de esto, determinar Tasas de Eyección de Fragmentos Colsionales desde la Resonancia 3:2 con Neptuno con el fin de determinar la contribución de estos Resonancia 3:2 con Neptuno con el fin de determinar la contribución de estos objetos a la Población de Centauros.objetos a la Población de Centauros.

de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835de Elía et al. (2008), A&A, 490, 835

Tasas de Eyección de Fragmentos Colisionales desde la Resonancia 3:2Tasas de Eyección de Fragmentos Colisionales desde la Resonancia 3:2

Los Resultados indican que un Objeto con un Diámetro Mayor que 1 km es Los Resultados indican que un Objeto con un Diámetro Mayor que 1 km es eyectado desde la Resonancia 3:2 con Neptuno cada ~ 400 – 1900 años.eyectado desde la Resonancia 3:2 con Neptuno cada ~ 400 – 1900 años.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

- Motivación:Motivación: Describir y Caracterizar las Rutas de Escape de los Plutinos y su Describir y Caracterizar las Rutas de Escape de los Plutinos y su Contribución a otras Poblaciones de Pequeños Cuerpos del Sistema Solar, Contribución a otras Poblaciones de Pequeños Cuerpos del Sistema Solar, especialmente los Centauros.especialmente los Centauros.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

- Motivación:Motivación: Describir y Caracterizar las Rutas de Escape de los Plutinos y su Describir y Caracterizar las Rutas de Escape de los Plutinos y su Contribución a otras Poblaciones de Pequeños Cuerpos del Sistema Solar, Contribución a otras Poblaciones de Pequeños Cuerpos del Sistema Solar, especialmente los Centauros.especialmente los Centauros.

Dos Grandes Simulaciones Numéricas son Desarrolladas:Dos Grandes Simulaciones Numéricas son Desarrolladas:

1- Pre-Corrida: Integración dentro de la Resonancia 3:2 con Neptuno1- Pre-Corrida: Integración dentro de la Resonancia 3:2 con Neptuno

Objetivo:Objetivo: Detectar Plutinos que se Escapan de la Resonancia con Escalas de Detectar Plutinos que se Escapan de la Resonancia con Escalas de

Tiempo del Orden de la Edad del Sistema Solar.Tiempo del Orden de la Edad del Sistema Solar.

2- Corridas Post-Escape2- Corridas Post-Escape

Objetivo:Objetivo: Estudiar la Evolución Dinámica de los Plutinos Escapados.Estudiar la Evolución Dinámica de los Plutinos Escapados.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Simulación Nº1: Simulación Nº1:

Pre-Corrida: Integración dentro de la Resonancia Pre-Corrida: Integración dentro de la Resonancia

- Se estudia la evolución orbital de 20000 partículas de prueba sin masa dentro de la Resonancia 3:2 con Neptuno, bajo la influencia gravitatoria del Sol y de los cuatro Planetas Gigantes. Para hacer esto, se utiliza el integrador EVORB, desarrollado por Fernández et al. (2002). La evolución de las partículas es seguida por 4500 millones de años, con un paso de integración de 0.5 años.

- Parámetros orbitales iniciales:

- Semieje Mayor de 39.5 UA.

- Excentricidades entre 0 y 0.35.

- Inclinaciones entre 0 y 450 y 45 grados.

- Ángulo Resonante entre 180 y 330 grados.

- La evolución de las partículas es seguida hasta el primer encuentro dentro de la Esfera de Hill de un Planeta Gigante, Colisión con un Planeta o Eyección.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Inclinación entre 0 y 5 grados

Inclinación entre 5 y 15 grados

Inclinación entre 15 y 30 grados

Inclinación mayor a 30 grados

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Inclinación entre 0 y 5 grados

Inclinación entre 5 y 15 grados

Inclinación entre 15 y 30 grados

Inclinación mayor a 30 grados

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Inclinación entre 0 y 5 grados

Inclinación entre 5 y 15 grados

Inclinación entre 15 y 30 grados

Inclinación mayor a 30 grados

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Inclinación entre 0 y 5 grados

Inclinación entre 5 y 15 grados

Inclinación entre 15 y 30 grados

Inclinación mayor a 30 grados

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Inclinación entre 0 y 5 grados

Inclinación entre 5 y 15 grados

Inclinación entre 15 y 30 grados

Inclinación mayor a 30 grados

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Inclinación entre 0 y 5 grados

Inclinación entre 5 y 15 grados

Inclinación entre 15 y 30 grados

Inclinación mayor a 30 grados

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Caminos EvolutivosCaminos Evolutivos

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

- Órbitas estables.

- No hay difusión de los elementos propios.

CLASE ICLASE I

Caminos EvolutivosCaminos Evolutivos

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

- Los caminos evolutivos de las partículas de prueba comienzan a mostrarse más dispersados.

- Esto demuestra que estas órbitas son débilmente caóticas y que el proceso de difusión de los elementos propios se incrementa con un apartamiento de la región central de la resonancia.

- Sin embargo, todas estas órbitas sufren un proceso de difusión tan lento que ninguna de ellas tiene chances de escapar de la resonancia sobre la edad del Sistema Solar.

CLASE IICLASE II

Caminos EvolutivosCaminos Evolutivos

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

- La difusión se muestra cada vez más importante.

- Los caminos evolutivos de las órbitas se dispersan fuertemente sobre las diferentes regiones del plano.

- Esta partícula es representativa de un grupo que se escapa de la resonancia sobre escalas de tiempo comparables a la edad del Sistema Solar.

CLASE IIICLASE III

Caminos EvolutivosCaminos Evolutivos

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

- Cerca de los bordes de la resonancia encontramos la región fuertemente caótica, donde los caminos evolutivos de las partículas se muestran muy dispersados ya que los elementos propios sufren una rápida difusión.

- Esta partícula es representativa de un grupo que escapa de la resonancia sobre escalas de tiempo extremadamente cortas, del orden de algunas decenas de millones de años.

CLASE IVCLASE IV

Caminos EvolutivosCaminos Evolutivos

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Clase I Clase II

Clase III Clase IV

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Tasa de Escape de la ResonanciaTasa de Escape de la Resonancia

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Tasa de Escape de la ResonanciaTasa de Escape de la Resonancia

Ne/Ns= at + b,

a = 9.00713 x 10-10 año-1

b = 3.28079

La pendienteLa pendiente a a representa la tasa representa la tasa de escape actual de Plutinos, de escape actual de Plutinos, normalizada al número total de normalizada al número total de sobrevivientes en la Resonancia.sobrevivientes en la Resonancia.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Tasa de Escape de la ResonanciaTasa de Escape de la Resonancia

Ne/Ns= at + b,

a = 9.00713 x 10-10 año-1

b = 3.28079

La pendienteLa pendiente a a representa la tasa representa la tasa de escape actual de Plutinos, de escape actual de Plutinos, normalizada al número total de normalizada al número total de sobrevivientes en la Resonancia.sobrevivientes en la Resonancia.

Asumiendo que el Número Actual de Plutinos con Radios mayores a 1 km Asumiendo que el Número Actual de Plutinos con Radios mayores a 1 km presentes en la Resonancia 3:2 es de 10presentes en la Resonancia 3:2 es de 1088 – 10 – 1099, tendremos una Tasa de , tendremos una Tasa de Escape de 1 Plutino cada 1 – 10 años (lo cual es, en términos comparativos, Escape de 1 Plutino cada 1 – 10 años (lo cual es, en términos comparativos, un orden de magnitud mayor que aquella obtenida por Morbidelli 1997).un orden de magnitud mayor que aquella obtenida por Morbidelli 1997).

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Cuantos Plutinos se escapan ???. . .Cuantos Plutinos se escapan ???. . .

- De las 20000 Partículas integradas dentro de la Resonancia, 17577 escapan como consecuencia de un encuentro con un Planeta o por eyección hiperbólica. Las 2423 restantes se mantienen dentro de la Resonancia al final de la integración numérica.

- Del total de partículas escapadas, 21 son eyectadas del Sistema Solar mientras que las 17556 restantes sufren un encuentro con Neptuno o Urano.

- Además, 1183 partículas escapan de la Resonancia luego de 1500 millones de - Además, 1183 partículas escapan de la Resonancia luego de 1500 millones de años.años.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Simulación Nº2: Simulación Nº2:

Corridas Post-Escape.Corridas Post-Escape.

- Las 1183 partículas que escapan luego de 1500 millones de años son integradas numéricamente desde t = 0 hasta 10000 millones de años, con el objetivo de obtener su evolución post-escape.

- En este caso, las partículas son removidas de la simulación si colisionan con un planeta o con el Sol, o alcanzan a > 1000 UA o r < 5.2 UA, donde las perturbaciones de los planetas terrestres no resultan despreciables.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Distribución de Elementos OrbitalesDistribución de Elementos Orbitales

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Distribución de Elementos OrbitalesDistribución de Elementos Orbitales

- De las 1183 partículas que escapan, 1179 entran en la zona de Centauros.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Distribución de Elementos OrbitalesDistribución de Elementos Orbitales

- De las 1183 partículas que escapan, 1179 entran en la zona de Centauros.

Los Plutinos escapados tienen un tiempo de Los Plutinos escapados tienen un tiempo de vida medio en la zona de Centauros de 108 x 10vida medio en la zona de Centauros de 108 x 1066 años (el cual es mayor que el correspondiente a años (el cual es mayor que el correspondiente a los Centauros desde el DD de 72 x 10los Centauros desde el DD de 72 x 1066 años). años).

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

DD

P

Distribución de Elementos OrbitalesDistribución de Elementos Orbitales

- De las 1183 partículas que escapan, 1179 entran en la zona de Centauros.

Los Plutinos escapados tienen un tiempo de Los Plutinos escapados tienen un tiempo de vida medio en la zona de Centauros de 108 x 10vida medio en la zona de Centauros de 108 x 1066 años (el cual es mayor que el correspondiente a años (el cual es mayor que el correspondiente a los Centauros desde el DD de 72 x 10los Centauros desde el DD de 72 x 1066 años). años).

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

DD

P

Contribución Final a CentaurosContribución Final a Centauros

Ni/NP= at + b,

a = 1.62076 x 10-10 año-1

b = -0.228442

La pendienteLa pendiente a a representa la tasa de representa la tasa de inyección actual de Plutinos en la zona inyección actual de Plutinos en la zona de Centauros, normalizada al número de Centauros, normalizada al número total de objetos en la resonancia.total de objetos en la resonancia.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Contribución Final a CentaurosContribución Final a Centauros

Ni/NP= at + b,

a = 1.62076 x 10-10 año-1

b = -0.228442

La pendienteLa pendiente a a representa la tasa de representa la tasa de inyección actual de Plutinos en la zona inyección actual de Plutinos en la zona de Centauros, normalizada al número de Centauros, normalizada al número total de objetos en la resonancia.total de objetos en la resonancia.

NPC = a NP lPC

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Contribución Final a CentaurosContribución Final a Centauros

Ni/NP= at + b,

a = 1.62076 x 10-10 año-1

b = -0.228442

La pendienteLa pendiente a a representa la tasa de representa la tasa de inyección actual de Plutinos en la zona inyección actual de Plutinos en la zona de Centauros, normalizada al número de Centauros, normalizada al número total de objetos en la resonancia.total de objetos en la resonancia.

NPC = a NP lPC

Asumiendo que el Número Actual de Plutinos con Radios mayores a 1 km Asumiendo que el Número Actual de Plutinos con Radios mayores a 1 km presentes en la Resonancia 3:2 es de 10presentes en la Resonancia 3:2 es de 1088 – 10 – 1099, el número actual de , el número actual de Centauros – Plutinos estaría entre 1.8 x 10Centauros – Plutinos estaría entre 1.8 x 1066 y 1.8 x 10 y 1.8 x 1077..

Di Sisto & Brunini (2007) estiman 2.8 x 10Di Sisto & Brunini (2007) estiman 2.8 x 1088 Centauros desde el DD. Centauros desde el DD.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Contribución Final a CentaurosContribución Final a Centauros

Conclusión . . . Conclusión . . .

Los Plutinos representan una fuente secundaria de Los Plutinos representan una fuente secundaria de Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter.Centauros y Cometas de la Familia de Júpiter.

Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112Di Sisto et al. (2010), A&A, 519, A112

Troyanos de Neptuno Troyanos de Neptuno

Troyanos de Neptuno Troyanos de Neptuno