Pila d'enrunes
En astrofísica, una pila d'enrunes és un cos celest compost per numerosos fragments d'enrunes que s'han unit baix l'influència de l'auto gravetat. Els montons d'enrunes tenen baixa densitat per les grans cavitats entre els distints fragments que els componen. Este nom s'aplica als cossos del sistema solar en un diàmetro comprés entre els 200 metros i els 10 quilómetros.
Els asteroides Bennu i Ryugu tenen una densitat que sugerix que la seua estructura interna és una pila d'enrunes.[1] [2] Es postula que molts cometes i la majoria dels planetes menors més menuts estan formats per coalescencia d'enrunes.[3] [4]
Planetes menors
[editar | editar còdic]Es creu que la majoria dels asteroides més menuts estan formats per piles d'enrunes.[3]
Les piles d'enrunes es formen quan un asteroide o una lluna (que originalment podrien ser monolítics) es desintegren per un impacte, i els fragments s'unixen novament, principalment per la autogravitación (no han alcançat la velocitat d'escape). Esta coalescencia sol tardar entre vàries hores i semanes.[5]
Quan un asteroide de piles d'enrunes aumenta la seua massa les forces de marea canvien la seua forma.[6]
En quant els estudis científics varen determinar les densitat dels asteroides, varen concloure que els asteroides solen ser montons d'enrunes. Moltes de les densitat calculades varen ser significativament menors que les dels meteorits, que en alguns casos s'havien relacionat com a fragments d'asteroides.
Es creu que molts asteroides en baixa densitat, són una pila d'enrunes; per eixemple, 253 Mathilde. La massa de 253 Mathilde, determinada per la missió NEAR Shoemaker, és massa baixa per al volum observat, considerant que la seua superfície és roca. Inclús el gèl en una fina capa de roca no proporcionaria una densitat tan baixa. Ademés, els grans cràters d'impacte de 253 Mathilde haurien fragmentat un cos rígit, event reduït en cas d'un cos menys cohesionado estructuralment. No obstant, la primera pila d'enrunes fotografiada en precisió va ser 25143 Itokawa, que no presenta cràters d'impacte evidents i, per lo tant, és casi segur que es tracta d'una coalescencia de fragments destrossats.
Atres asteroides, com en l'asteroide 433 Eros, es va determinar que presentava clavills, pero per lo demés era sòlit. Mentres que atres asteroides, possiblement incloent a Itokawa, són sistemes binarios de contacte; dos cossos principals en contacte, en o sense enrunes que reblixen el llímit entre abdós masses.
La baixa gravetat de la majoria dels asteroides permet l'existència de grans buits interiors. A pesar de la fina capa de regolito en el seu exterior (a lo manco en la resolució observada per sondes espacials), la gravetat de l'asteroide és tan dèbil que la fricció entre els fragments predomina i impedix que els fragments de menor tamany caiguen cap a l'interior i omplint els buits.
Tots els asteroides grans com 1 Ceres, 2 Pala, 4 Vesta, 10 Higía, 704 Interamnia són objectes sòlits sense porosidad macroscòpica interna. Açò pugues deure's a que han segut lo suficientment grans com per a soportar tots els impactes i mai s'han fragmentat. Alternativament, Ceres i alguns atres dels asteroides més grans poden ser lo suficientment massius com per a que, inclús si es fragmentaren no aplegarien a dispersar-se; la seua gravetat colapsaria la majoria dels buits en tornar a coalescer. Vesta; a lo manco, ha resistit intacte a un gran impacte des de la seua formació i mostra signes d'estructura interna a partir de la diferenciació en el cràter resultant; lo que assegura que no és una pila d'enrunes. Açò servix com a evidència del seu tamany com a protecció contra la fragmentació en enrunes.
Cometes
[editar | editar còdic]L'evidència observacional sugerix que la majoria dels núcleus cometarios són aglomeracions soltes de fragments més menuts, acumulats a partir dels restants de colisions elàstiques d'atres objectes. És més provable que els núcleus cometarios més grans siguen primordials, havent-se format directament a partir de la mateixa nebulosa protosolar.[7][8] No obstant, les observacions in situ de la missió Rosetta indiquen que hi ha una complegidad major en la formació d'estos cossos.[9]
Llunes
[editar | editar còdic]Es pensa que la lluna Fobos, el major dels dos satèlits naturals del planeta Mart, és una pila d'enrunes unides per una fina corfa de regolito d'uns 100 metros de gruixa.[10][11] Una morfologia de pila d'enrunes podria indicar un orige in situ de les llunes marciananes. En base en açò, s'ha propost que Fobos i Deimos podrien haver-se originat a partir d'una sola lluna destruïda. Alternativament, Fobos podria haver experimentat un "reciclage" repetit, despuix de desmembrarse en un anell abans de reacretar i migrar cap a l'exterior.[12]
Missions d'exploració
[editar | editar còdic]- Hayabusa (Itokawa): Va ser la primera missió en confirmar in situ un asteroide tipo pila d'enrunes.
- OSIRIS-REx (Bennu) i Hayabusa2 (Ryugu): Superfície molt més solta i perillosa de lo esperat, eyección de partícules.
- DART (Didymos): Impacte exitós per a canviar la seua òrbita també va proporcionar senyes sobre cóm es comporta la superfície d'una pila d'enrunes.
- La missió Rosetta al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko va revelar que el seu núcleu té una naturalea binaria i una porosidad molt alta, confirmant que és una pila d'enrunes primordial.
Vore també
[editar | editar còdic]Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Icarus.235
- 5–22.ISSN 0019-1035.doi:10.1016/j.icarus.2014.02.020.
- ↑ Paul Rincon. «Hayabusa-2: Asteroid mission exploring a 'rubble pile'». Consultat el 2 de març de 2026.
- ↑ 3,0 3,1 «About Light Curves». Minor Planet Center. Consultat el 2020-04-24.
- ↑ Annual Review of Astronomy and Astrophysics.56(1)
- 593–624.ISSN 0066-4146.doi:10.1146/annurev-astre-081817-052013.
- ↑ Science.294(5547)
- 1696–1700.doi:10.1126/science.1065189.
- ↑ Astronomical Journal.111doi:10.1086/117884.
- ↑ Nature.320(6059)
- 242–244.ISSN 0028-0836.doi:10.1038/320242a0.
- ↑ (1994).Nature.370(6485)
- 120–124.doi:10.1038/370120a0.
- ↑ «[1]», Los Angeles Claves. Consultat el 2015-11-11.
- ↑ [enllaç trencat]
- ↑ «NASA – Phobos». Solarsystem.nasa.gov. Archivat des d'el original, el 2014-06-24. Consultat el 2014-08-04.
- ↑ The Astronomical Journal.165(4)
- 161.doi:10.3847/1538-3881/acbf53.
Referències
[editar | editar còdic]- Este artícul conté una traducció derivada de «Pila de escombros» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.