Cronograma e Programa

Apresentac¸oes˜ orais

Palestra convidada The creep tide theory S. Ferraz-Mello (1)

(1) Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´erias da Universidade de S˜ao de Paulo IAG-USP The creep tide theory is a new paradigm in the study of the tidal evolution of the celestial bodies. It is an alternative to the classical Darwinian theories and to the introduction of an ad hoc lag to represent the anelastic tidal deformation of the bodies. In this new theory, the anelastic deformation of the body is the result of a Newtonian creep inversely proportional to the viscosity of the body and, along each radius, directly proportional to the distance from the actual surface of the body to the equilibrium. The theory predicts different behaviors in the two extremes of viscosity values: In one of them, the giant planets and the stars and, in the other, the terrestrial planets and planetary satellites. The later addition of the elastic tide changes the shape of the body, but does not change the average dissipation and the torques. The theory was applied to many different bodies as the Moon, Mercury, super-Earths, hot Jupiters and host stars.

Palestra convidada Asteroides en ´orbitas cometarias y cometas en ´orbitas asteroidales: ¿Objetos en transici´on o h´ıbridos cometa-asteroide? J.A. Fern´andez (1)

(1) Departamento de Astronom´ıa, Facultad de Ciencias, 11400 Montevideo, Uruguay Se discutir´an las caracter´ısticas din´amicas y f´ısicas de objetos que se acercan a la Tierra (NEOs), prestando particular atenci´on a objetos con baja actividad o residual. Se encuentra que muchos objetos entre los NEOs comparten caracter´ısticas de cometas y asteroides. Se discutir´asi ellos pueden ser caracterizados como objetos en transici´on cometa-asteroide, es decir si son cometas helados que se rodean de una capa de polvo aislante, o son intr´ınsecamente h´ıbridos con una matriz rocosa (como los asteroides) pero conteniendo algo de hielo de agua. Aparte de la distinta proporci´on de hielo/roca en estos objetos h´ıbridos, el cociente isot´opico deuterio/hidr´ogeno (D/H) podr´ıa ser distinto si se formaron en regiones m´as cercanas al Sol (p. ej. el cintur´on de asteroides), donde el hielo de agua pudo haberse sublimado y recondensado, causando un empobrecimiento de deuterio en las mol´eculas de agua, llevando el cociente D/H del agua en estos objetos h´ıbridos a valores m´as cercanos al de los oc´eanos terrestres.

Palestra IF-UFRGS & Taller de Ciencias Planetarias Searching for signposts of planet formation H. C´anovas (1)

(1) Univ. Valpariso/MAD, Chile With more than 1800 confirmed exoplanets, it is now clear that planet formation is a natural outcome of stellar formation. However, the mechanisms by which planets do form remain yet uncertain. The most promissing way to understand this process is to study protoplanetary disks that show signposts of pla- net formation. In this talk I will describe these signposts, and I will present recent observations of disks showing strong evidences of giant planet formation with cutting edge instrumentation such as ALMA and VLT/SPHERE.

1 40 minutos Busca de planetas em torno de estrelas gˆemeas do Sol A. Alves-Brito (1)

(1) IF/UFRGS No presente semin´ario apresentarei, do ponto de vista observacional, os principais resultados do projeto brasileiro de busca de planetas em torno de estrelas gˆemeas do Sol, usando o espectr´ografo HARPS do ESO, cujos principais objetivos s˜ao obter abundˆancias qu´ımicas com alt´ıssima precis˜ao (0.01 dex) de estrelas gˆemeas do Sol, descobrir planetas em torno dessas estrelas e explorar a conex˜ao qu´ımica (se alguma) entre as estrelas e os planetas hospedeiros.

20 minutos Formaci´on de planetas gigantes por acreci´on de pebbles O.M. Guilera (1,2)

(1) Grupo de Ciencias Planetarias, Instituto de Astrof´ısica de La Plata (CONICET-UNLP) (2) Grupo de Ciencias Planetarias, Facultad de Ciencias Astron´omicas y Geof´ısicas (UNLP) En el marco del modelo cl´asico de acreci´on del n´ucleo, la formaci´on de un planeta gigante ocurre por dos procesos principales: primero se forma un n´ucleo masivo por acreci´on de s´olidos presentes en el disco protoplanetario; luego, cuando el n´ucleo excede un valor cr´ıtico (generalmente mayor a 10 masas terrestres) se dispara la acreci´on del gas circundante y el planeta acreta grandes cantidades de gas en un per´ıodo corto de tiempo (del orden de 10 a˜nos) hasta que el mismo alcanza su masa final. De esta manera, la formaci´on de un n´ucleo masivo tiene que ocurrir cuando a´un hay gas disponible para ser acretado en el disco. Esto impone una fuerte restricci´on temporal en la formaci´on de los planetas gigantes, dado que pr´acticamente no se observan discos protoplanetarios en estrellas con m´as de 10 a˜nos. La formaci´on de n´ucleos masivos en un tiempo menor a 10 a˜nos por la acreci´on de planetesimales grandes (con radios ¿ 10 km) solo es posible a partir de discos protoplanetarios masivos. Sin embargo, las tasas de acreci´on aumentan significativamente para planetesimales de menor tama˜no, especialmente para las pebbles: part´ıculas con tama˜nos del orden del mm y cm, las cuales est´an, desde un punto de vista din´amico, acopladas fuertemente al gas. En esta charla, analizaremos la formaci´on de planetas gigantes incorporando las tasas de acreci´on de pebbles en nuestro modelo global de formaci´on planetaria.

20 minutos Mar´es em Exoplanetas e Estrelas E.S. Pereira (1), S. Ferraz-Mello (1)

(1) Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´erias da Universidade de S˜ao de Paulo IAG-USP No contexto da Teoria de Mar´ede Fluˆencia (Creeping Tide), desenvolvida no IAG-USP (Ferraz-Mello, 2013; Ferraz-Mello et al 2015), foram determinados os valores do fator de relaxa¸c˜ao (γ) da estrela e do parˆametro definido como breque magn´etico continuado (f) para um conjunto de alguns sistemas adequados (estrela e planetas ou an˜amarrom). O fator de relaxa¸c˜ao ´euma quantidade inversamente proporcional `aviscosidade uniforme do corpo, assim, enquanto maior esta quantidade, menor ´ea dissipa¸c˜ao de energia. O breque, ao que tudo indica, ´eefetivo apenas para estrelas de tipo solar ou pr´oximo. Tal estudo foi realizado a partir da compara¸c˜ao dos resultados da evolu¸c˜ao passada do per´ıodo de rota¸c˜ao das estrelas hospedeiras de grandes planetas e an˜as-marrons com o que se sabe sobre a rota¸c˜ao primordial das estrelas, deduzida da rota¸c˜ao observada de estrelas pertencentes `aaglomerados jovens (per´ıodo de 1 a 2 dias) (Meibom, S. et al 2011).

2 40 minutos Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko e a Miss˜ao Rosetta A.A. de Almeida (1)

(1) Departamento de Astronomia, IAG/USP Apresentamos os resultados de uma pesquisa comet´aria envolvendo uma an´alise comparativa das taxas de produ¸c˜ao de g´as e poeira no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, alvo da miss˜ao espacial Rosetta (de Almeida, Trevisan Sanzovo, Sanzovo, et al., 2009), usando o M´etodo Semi-Emp´ırico de Magnitudes Visuais (de Almeida, Singh e Huebner, 1997). Na ´epoca foi obtida uma estimativa de 2,1 km para o raio do n´ucleo do cometa 67P, o que mostra uma excelente concordˆancia com o valor de 2,0 km, inferido a partir das dimens˜oes de 4,1x3,3x1,8 km (l´obulo maior) e 2,6x2,3x1,8 km (l´obulo menor) obtidas pela Miss˜ao Rosetta.

20 minutos Modelado del polvo en comas cometarias E. Garc´ıa-Migani (1), R. Gil-Hutton (1,2)

(1) CASLEO-CONICET (2) UNSJ El estudio del entorno de polvo de los n´ucleos cometarios usando observaciones desde Tierra es una tarea realmente compleja y para poder resolver las posibles estructuras se debe acudir al procesamiento de las im´agenes mediante el uso de filtros digitales (Garc´ıa-Migani & Gil-Hutton 2014). Las im´agenes procesadas de esta manera muestran estructuras complejas que son producto de los jets que expulsan los granos de polvo desde el n´ucleo del cometa y de la posterior d´ınamica de los mismos una vez que la radiaci´on solar empiezar a afectar su movimiento. De esta manera el entorno de polvo observado va a depender de par´ametros como la velocidad de eyecci´on, su densidad, la distribuci´on de tama˜nos de los granos de polvo, el per´ıodo de rotaci´on del n´ucleo, y las distancias geoc´entrica y helioc´entrica. Con la intenci´on de entender mejor el entorno de polvo de los n´ucleos cometarios y estimar algunos de los par´ametros anteriomente mencionados, se desarroll´o un c´odigo para tratar de modelar las observaciones ajust´andolas por cuadrados m´ınimos a un modelo. En este trabajo se presentan algunos resultados de la aplicaci´on del modelo y algunas caracter´ısticas del mismo.

20 minutos Coma in asteroids E. Rond´on (1), J.M. Carvano (1)

(1) Observat´orio Nacional/MCTI, Rua General Jos´eCristino 77, Rio de Janeiro, RJ, 20921-400, Brasil Seventeen asteroids have shown evidence of a dusty coma. These objects have been called Active Asteroids. The physical source of their activity can be diverse; among the possible causes are collision and sublimation. In this work, we use a dust distribution model associated with the asteroid coma to study the photometric and spectroscopic properties of these objects, from which we can estimate parameters associated with the position of the particle in the coma, the size of the grain, and with the velocity distribution, and thus simulating a collision in the asteroids. We study the influence of grain size on the spectrum of asteroids, using the Hapke model for the sunlight reflected at the surface asteroids and attenuated by the coma, and using the Monte Carlo method for the sunlight scattered by the coma into the line of sight of the observer, following the approach of Carvano and Lorenz (2010) which modeled the effects of a faint dust coma on the asteroid (5201) Ferraz-Mello spectra and other objects. This model was capable of producing an increase in

3 the reflectance in the shorter wavelengths, and they show that the presence of a faint coma produces unusual reflectance but the resulting spectra tend to be bluer than the asteroid spectrum without the coma. In our model, we study a realistic distribution of the grains produced by the ejection of particles due to volatile sublimation, and compare the distribution of the grains produced by a collision adding the effect of the solar phase angle on the spectra, finding that the mechanism causing of the ejection produces a signature in the spectrum of the object.

20 minutos ACOs, ¿cometas de baja actividad o asteroides en ´orbitas singulares? S. Martino (1), M. Egorov (1), G. Tancredi (1), F. Vieira (2), S. Silva (2), D. Lazzaro (2)

(1) Departamento de Astronom´ıa - Facultad de Ciencias UdelaR, URUGUAY (2) Observatorio Nacional, Rio de Janeiro, Brasil Los asteroides en ´orbitas cometarias (ACOs) son objetos aparentemente sin actividad que se observan en ´orbitas t´ıpicas de cometas (objetos activos). El objetivo de este trabajo es determinar si estos objetos son efectivamente asteroides que por alg´un tipo de perturbaci´on llegaron a tener ´orbitas ca´oticas, o si son cometas con una actividad muy baja y dif´ıcil de detectar. De la base de datos de elementos orbitales de mas de 600.000 asteroides, y de acuerdo a criterios orbitales muy restrictivos, se seleccionaron 450 objetos que poseen ´orbitas compatibles con cometas. Hemos realizado un monitoreo de la posible actividad de los objetos observables de esta muestra. Se realizaron observaciones de 24 ACOs entre enero y octubre de 2015 con el telescopio IMPACTON de 1m del Observat´orio Astronˆomico do Sert˜ao de Itaparica (Brasil). La b´usqueda de actividad se realiza mediante el estudio del perfil fotom´etrico de estos objetos en comparaci´on con el de estrellas de campo. La actividad se manifestar´ıa como un ensanchamiento del perfil fotom´etrico del objeto respecto al estelar.

40 minutos Minor Bodies of the Solar System: laboratory experiments and observations D. Fulvio (1)

(1) Departamento de Fisica, Pontificia Universidade Catolica do Rio de Janeiro, RJ, Brazil [email protected] The study of the physical, chemical, and mineralogical properties of the Minor Bodies of the Solar System (MBSSs) contributes in a unique way to the understanding of the processes that led to the genesis and evolution of the Solar System. Many MBSSs are not (or only weakly) protected by an atmosphere or a magnetic field, so their surface is continually exposed to the bombardment by solar wind ions, high energy cosmic ions, UV photons, and micro-meteorites. This interaction, collectively known as “space weathering”, may cause a remarkable surface processing, such as structural and compositional variations, sputtering, and changes in the surface spectral properties. For this reason, the correct interpretation of the MBSSs reflectance spectra requires a deep understanding of the mechanisms and processes determining the surface evolution and the way space weathering alters the observed spectra. In this context, a fundamental role is played by laboratory experiments which simulate the space weathering processes and the induced physical, chemical, and spectral variations. This is one of the main goals of Laboratory Astrophysics. In this talk, I will summarize the main goals and recent achievements of my research activity in the field of Laboratory Astrophysics. In particular, I will talk about: (1) ion/photon irradiation experiments on meteorites and astrophysical “ices” (e.g., volatile species or mixture frozen out from the gas phase at T < 273 K);

4 (2) the study of chemical reactions on “dust grains” (i.e., carbonaceous and siliceous species analogues of planetary surfaces and cosmic dust grains) and at the interface ice/grains; (3) detection of molecules in space and study of their formation pathways, abundances, and spectral features. My talk is intended to stimulate cooperation between observational, theoretical, and experimental teams as well possible joint research projects.

20 minutos Propagaci´on de ondas s´ısmicas en medios granulares. Aplicaci´on en asteroides aglomerados F. L´opez (1), G. Tancredi (1), A. Agriela, (1), H. Ortega (1), T. Gallot (2)

(1) Departamento de Astronom´ıa, Instituto de F´ısica, Facultad de Ciencias, UdelaR (2) Departamento de F´ısica de los Materiales, Instituto de F´ısica, Facultad de Ciencias, UdelaR Existe evidencia de que los asteroides del Sistema Solar est´an compuestos por rocas sin cohesi´on, man- teni´endose estables ´unicamente debido a su propia autogravedad. Las ondas s´ısmicas producidas por im- pactos podr´ıan propagarse a trav´es de estos asteroides, provocando procesos como modificaciones en la distribuci´on interna de las rocas y eyecciones de peque˜nas part´ıculas y polvo de sus superficies, dando lugar a una coma tipo cometaria. En este trabajo se pretende estudiar la propagaci´on de ondas s´ısmicas en un medio granular generadas v´ıa impactos. En particular, se busca comprender el cambio de comportamiento al aumentar la compresi´on del material, y se intenta determinar el factor de eficiencia s´ısmica de impacto. Para el experimento, se dispone de una caja acr´ılica llena de arena de diferentes tama˜nos con un cara m´ovil para generar distintas presiones de confinamiento, las que son monitoreadas con sensores de presi´on. Existe un agujero en la cara superior a trav´es del cual se generar´an los impactos. Para la toma de medidas, se hace uso c´amaras de alta velocidad colocadas en el exterior de la caja, as´ıcomo varios sensores piezoel´ectricos y aceler´ometros en el interior del medio. Los impactos son generados en una amplia gama de condiciones, desde masas esf´ericas en ca´ıda libre hasta disparos de alta velocidad con armas de fuego.

20 minutos El Meteorito de San Carlos, Maldonado, Uruguay G. Tancredi (1), P. N´u˜nez (2), M.E. Zucolotto (3), J.M. Monz´on (3) y un numeroso equipo que particip´oen el estudio

(1) Departamento de Astronom´ıa, Instituto de F´ısica, Facultad de Ciencias (2) Instituto de Ciencias Geol´ogicas, Facultad de Ciencias (3) Museu Nacional de R´ıo de Janeiro, Brasil La noche del Viernes 18 de Setiembre 2015 el matrimonio de San Carlos (Uruguay) se encontraba fuera de casa. Su hija prefiri´opermanecer esa noche en su cuarto. A la ma˜nana siguiente se despert´osorprendida por la luz del sol que entraba desde el techo en el cuarto de sus padres. La sorpresa fue mayor cuando encontr´o que una piedra hab´ıa atravesado el techo de fibrocemento y el lambriz del cielorraso, quebrando la parrilla de la cama matrimonial, hasta rodar junto a la pared. La piedra era de color oscuro y de aspecto inusual, pero lo que inicialmente pens´oes que alguien hab´ıa apedreado su casa. Los padres retornaron inmediatamente para evaluar lo sucedido y reparar los da˜nos. Se percataron adem´as que el TV Led hab´ıa sufrido un impacto. La familia entreg´ola roca a la Facultad de Ciencias para su estudio, comprob´andose que se trata del PRIMER METEORITO URUGUAYO. Es uno de los pocos casos registrados en que un meteorito atraviesa el techo

5 de una casa (menos de 15 casos a nivel mundial en los ´ultimos 100 a˜nos) y la primera vez que un impacto destruye un aparato electr´onico como un TV. Fueron llevados a cabo ex´amenes petrol´ogicos y geoqu´ımicos sobre el meteorito. Se realizaron estudios mineral´ogicos de l´aminas delgadas y an´alisis mediante microsonda electr´onica (UFRJ, Brasil) y mediante microscopio electr´onico de barrido (Facultad de Ciencias, Uruguay). El meteorito consiste en una brecha oligomictica clastosoportada, con clastos de color gris´aceo (pale blue 5PB 7/2- grayish blue green 5BG 5/2) y matriz v´ıtrea oscura (dark greenish gray 5G 4/1- greenish black 5G 2/1). Presenta una corteza de fusi´on v´ıtrea de color negro mate (black N1), de espesor milim´etrico, exhibiendo regmagliptos. Su masa es de 712 gr y posee una densidad de 3.4 gr/cm3. Los an´alisis mineral´ogicos han permitido determinar presencia de c´ondrulos de olivino, en una matriz compuesta por cristales de piroxeno, aleaciones de hierro-n´ıquel, sulfuros y olivino, indicando que se trata de una condrita ordinaria. Los minerales de Fe-Ni fueron identificados como: camacita, taenita y tetrataenita. De acuerdo a los contenidos de cobalto en camacita y de fayalita en olivino, puede clasificarse al meteorito como una condrita de tipo LL entre las variedades 3.8 y 6 (Krot et al. 2014). El olivino presenta una composici´on predominantemente magnesiana Fo68Fa32, con una dispersi´on est´andar menor a 5, restringiendo la clasificaci´on del meteorito entre las variedades LL 4 y 6 (Huss et al. 2006). El piroxeno pertenece al extremo magnesiano y es clasificado como enstatita, caracteriz´andose por cristales inequigranulares con un tama˜no de grano m´aximo mayor a 50m. La plagioclasa es rica en sodio y fue identificada como oligoclasa, present´andose desde criptocristalino a tama˜no de grano mayor a 50 m, determinando que el condrito pertenece a la variedad LL 6 (Huss et al. 2006). Estudios microtect´onicos muestran leve mosaicismo y extinci´on ondulosa en los olivinos; los c´ondrulos presentan bordes difusos, mientras los piroxenos presentan extinci´on ondulosa, permitiendo determinar que el grado de metamorfismo de impacto es de tipo S3 (Krot et al. 2014).. El meteorito es clasificado, por lo tanto, como una Brecha Condritica de tipo LL-6, con bajo contenido en minerales siderofilos y tama˜no de c´ondrulos moderado, con grado de metamorfismo de impacto de tipo S3 y nivel de intemperismo W0. Se estima que la roca impact´oel techo a una velocidad del orden de 70 m/s (250 km/h).

40 minutos The discovery of a ring system around the Centaur object (10199) Chariklo F. Braga-Ribas (1), B. Sicardy (2), J.L. Ortiz (3), R. Vieira Martins (1), J.I.B. Camargo (1), M. Assafin (4)

(1) Observat´orio Nacional, Brazil (2) LESIA, Observatoire de Pairs-Meudon, France (3) Instituto de Astrofisica de Andalucia, Spain (4) Observat´orio do Valongo, Brazil Observation of a stellar occultation on 03 June 2013, led to the discovery of the first ring system around a small Solar System object, the Centaur (10199) Chariklo (Braga-Ribas et al. 2014, Nature, 508, 72). The object has about 125 km in radius and is in an unstable orbit between Saturn and Uranus. The fifth ring system ever discovered (after those around the four giant planets) is composed of two dense rings with respective widths of 7 and 3 kilometers, optical depths of 0.4 and 0.06, and orbital radii of 391 and 405 kilometers. They are separated by an empty gap of about 9 km. Their current configuration may be explained by the presence of a putative kilometric-sized satellite. By mean of the shepherd mechanism, it can confine and open the gap between the rings, otherwise they would spread out in few thousand years. From 1997 to 2008 Chariklo system showed a strange behavior. It has dimmed by 0.5 in absolute magnitude and the water ice band on its spectrum, formerly observed, could not be detected in 2008. All

6 this is simply explained by the rings present orientation, which implies that they were seen by their edge on 2008. We can also calculate their reflexivity I/F 0.1 and that they are partially composed of water ice. Photometric and spectroscopic observations made in 2013, had shown an increasing of brightness and detected the water ice band. New stellar occultations by Chariklo system have been (and will be) observed along the year, allowing better understanding of the system.

20 minutos An´alise de espectros no infravermelho pr´oximo de objetos transnetunianos A.C. de Souza Feliciano (1), A. Alvarez-Candal (1)

(1) Observat´orio Nacional / MCTI, Rio de Janeiro, Brasil A regi˜ao do Sistema Solar al´em da ´orbita de Netuno, regi˜ao trans-netuniana, abriga atualmente quase 1400 objetos conhecidos. Estes objetos s˜ao considerados os mais primitivos do Sistema Solar. Os espectros destes objetos no infravermelho pr´oximo mostram a existˆencia de gelos (H2O, CH4, N2,CH3OH, entre outros) em suas superf´ıcies. Por´em, a an´alise e interpreta¸c˜ao desses espectros ´ede dif´ıcil realiza¸c˜ao devido ao baixo brilho aparente da maior parte dos TNOs (da sigla em inglˆes para objeto trans-netuniano). Para poder ajudar na interpreta¸c˜ao dos espectros de TNOs ´e necess´ario utilizar t´ecnicas num´ericas visando diminuir a quantidade de ru´ıdo e identificar bandas de absor¸c˜ao caracter´ısticas de gelos de interesse astrof´ısico. Essas t´ecnicas podem ser: 1) Rebinning dos dados, 2) aplica¸c˜ao de Runing box, 3) Transformada de Fourier ou 4) Wavelets. Nesta reuni˜ao de trabalho apresentamos os resultados da aplica¸c˜ao destas ferramentas de an´alise para uma amostra de espectros, obtida entre 2007 e 2008 com o espectr´ografo SINFONI da unidade 4 do Very Large Telescope, comparamos os resultados obtidos atrav´es das diferente t´ecnicas e buscamos confirma¸c˜ao na litera- tura para inferirmos com maior confiabilidade a presen¸ca ou ausˆencia dos gelos mencionados acima. Atrav´es da aplica¸c˜ao da Wavelet Coiflet 4 foi poss´ıvel identificar assinaturas de gelos de H2O, CH4 e poss´ıvelmente CH3OH em alguns espectros da nossa amostra no intervalo espectral pertencente ao infravermelho pr´oximo.

20 minutos El origen del sistema de anillos de (10199) Chariklo M.D. Melita (1), R. Duffard (2), J.L. Ortiz (2)

(1) IAFE-CONICET, Argentina (2) IAA, Espa˜na En esta charla discutiremos la plausibilidad de distintos escenarios de origen del sistema de anillos del asteroide centauro (10199) Chariklo. Primeramente presentaremos los rangos posibles de ubicaci´on del l´ımite de Roche para diferentes parametros del sistema. Luego evaluaremos escalas de tiempo de evoluci´on de acuerdo a la interacci´on tidal con el objetivo de evaluar la plausibilidad de que el material del anillo provenga de un sat´elite disgregado. Tambi´en discutiremos la posibilidad de que el anillo se origine en la eyecci´on producida en una colisi´on craterizante sobre el cuerpo de Chariklo y las escalas de tiempo t´ıpicas de tal evento. Finalmente se considerar´auna colisi´on disruptiva sobre un sat´elite ubicado donde se observan los anillos actualmente y la probabilidad de dicho evento. Tambi´en se discutir´ael origen del la divisi´on observada.

20 minutos Popula¸c˜ao fria do Cintur˜ao de Kuiper sob um modelo de Nice com 5 planetas gigantes

7 R. Gomes (1)

(1) Observat´orio Nacional O Cintur˜ao de Kuiper ´eum fornecedor importante de v´ınculos para se chegar a um melhor entendimento da evolu¸c˜ao dinˆamica primordial do Sistema Solar. O primeiro ponto a se considerar ´eque o Cintur˜ao de Kuiper ´eformado pela superposi¸c˜ao de duas popula¸c˜oes com caracter´ısticas distintas que devem tamb´em ter origens distintas, a popula¸c˜ao dinamicamente quente e a popula¸c˜ao dinamicamente fria. A melhor explica¸c˜ao para o aparecimento da popula¸c˜ao quente no Cintur˜ao envolve um transporte de objetos de um disco primordial de planetesimais at´ea regi˜ao atual do Cintur˜ao. Embora a popula¸c˜ao fria seja de certa forma melhor explicada como sendo de origem primordial na pr´opria regi˜ao do Cintur˜ao, existem ainda algumas dificuldades nesta proposta, principalmente uma teoria que explique a forma¸c˜ao de objetos do tamanho dos encontrados para a popula¸c˜ao fria a partir de uma massa pelo menos 1000 vezes maior que a atual e o que teria sido feito dessa massa. No entanto, teorias de acre¸c˜ao de gr˜aos envolvendo a forma¸c˜ao de v´ortices no disco de acre¸c˜ao primordial parecem ter o potencial de formar imediatamente corpos do tamanho dos encontrados na popula¸c˜ao fria sem a necessidade de uma massa original muito grande. Por outro lado, essa explica¸c˜ao n˜ao foi ainda confirmada por nenhum trabalho espec´ıfico, o que nos aponta para a ainda possibilidade de uma forma¸c˜ao atrav´es de algum tipo de transporte do disco primordial. Neste trabalho, ainda em andamento, dou algumas indica¸c˜oes de como isso pode ser conseguido atrav´es de um modelo de evolu¸c˜ao do disco primordial e cinco planetas gigantes originais. Neste modelo, os planetas sofrem encontros pr´oximos e um deles ´eejetado do Sistema Solar. Al´em disso este poss´ıvel modelo de transporte dever´arespeitar alguns v´ınculos importantes com rela¸c˜ao `apreserva¸c˜ao das inclina¸c˜oes e excentricidades dos objetos da popula¸c˜ao fria bem como a sua grande fra¸c˜ao de bin´arios.

40 minutos Primer survey realizado de la poblaci´on de Centauros L. Mammana (1), R. Gil-Hutton (1,2)

(1) Complejo Astron´omico El Leoncito - CONICET (2) Universidad Nacional de San Juan Se llev´oadelante el primer survey espec´ıficamente dedicado a la poblaci´on de Centauros, cubri´endose un ´area total de 14.17 deg2 cercana a la ecl´ıptica y con un l´ımite de eficiencia de detecci´on de Rmag = 22.3, con el objetivo de obtener una Distribuci´on Acumulativa de Tama˜nos (CSD) para dicha poblaci´on, luego de ajustar su Funci´on Acumulativa de Luminosidad (CLF). Para dicho programa de b´usqueda se desarroll´ouna t´ecnica capaz de detectar objetos a partir de los d´ebiles rastros que los mismos dejan en las im´agenes compensando la p´erdida de flujo por efecto de Trailing Loss, haci´endolo por ello muy eficiente en la detecci´on de Centauros desplaz´andose en la oposici´on a velocidades angulares en el rango 11 arcsec hs1 d/dt 20 arcsec hs1, donde los surveys optimizados para hallar objetos de otras poblaciones -y de los cuales surgen todos los Centauros reportados-, se muestran ineficientes (Jewitt et al., 1996; etc.). Ello permiti´oel hallazgo de 3 nuevos Centauros posibilitando llenar un importante vac´ıo en la ventana 21.2 < Rmagl´ım < 24.2 de la CLF de la poblaci´on y obtener una densidad superficial de Centauros por grado cuadrado expresada mediante la ley de potencias simple Σ(D)= 7.6 × 106 D= (2.85 ± 0.30), donde D representa el di´ametro. De esta ´ultima se estim´oque la poblaci´on de Centauros con radios mayores que 1 km est´acompuesta por 5 1.1 106 objetos, y que la masa total actual de dicha poblaci´on en el mismo rango es ∼ 1.5 M⊕. As´ı mismo, gracias a los datos aportados por el presente survey, se abre la posibilidad nunca antes planteada de que estemos frente a una CLF para la poblaci´on de Centauros que necesite ser ajustada

8 mediante una doble ley de potencia, an´alogamente a lo que muchos autores sostienen que ocurrir´ıa con las poblaciones de TNOs (Bernstein et al., 2004; Fraser et al., 2008; Gil-Hutton et al., 2009; etc.) y JFCs (Fern´andez et al., 1999; Meech et al., 2004; etc.), poblaciones que est´an en los extremos evolutivos de la din´amica de todo Centauro (Fern´andez, 1980; Levison y Duncan, 1997; Morbidelli, 1997; Di Sisto y Brunini, 2007; etc.). Colateralmente, fueron descubiertos 63 asteroides del MBA.

40 minutos Minor Bodies Science with the J-PAS/J-PLUS photometric surveys J.M. Carvano (1), M. De Pra (1), the J-PAS collaboration.

(1) Observatorio Nacional, Rio de Janeiro - Brazil The JPAS/J-PLUS is a joint Spanish-Brazilian project that aims to map an area of the sky of 8000 square degrees, in order to measure, with unprecedented accuracy, the redshifts of a large sample of extragalactic objects up magnitude 23. It involves the installation of two telescopes on the Javalambre Mountains, in Spain. The T250 telescope will have an aperture of 250cm and will be equipped with a camera with a 3 square degree field of view and will use a set of 56 filters (54 narrow band + 2 wide band) covering the 0.3-1.0 micron range, while the T80 telescope (presently on commissioning phase) will have a camera with 2 square degree field of view and will use a set of 12 narrow and intermediate band filters covering the same wavelength range. During its execution, the surveys will also observe a large number of minor Solar System bodies. For those objects, the differential of JPAS/J-PLUS with respect to other large photometric survey is the number and position of the filters used, which will allow a better identification of some taxonomic classes that are not well defined only with SDSS-like filter systems. In particular, the JPAS/J-PLUS data set will allow a robust identification of the 0.7 micron water alteration band that characterize the Ch class in Bus taxonomy. Thus, with JPAS/J-PLUS it will be possible to map the occurrence of water alteration in the present Solar System, which in turn will allow us to put further constraints of the presence of volatiles and of heating processes in the early Solar System. Also, although the survey cadence is not optimized for the dicovery of minor bodies, J-PAS/J-PLUS can give an important contribution to the effort of expanding the known population of asteroids and TNOs. We will discuss also the expected efficiency of the J-PLUS/J-PAS surveys in finding minor bodies.

20 minutos The propeller and the frog A.E. Mondino Llermanos (1); C.A. Giuppone (1), C. Beaug´e(1)

(1) Observatorio Astron´omico, IATE, Universidad Nacional de C´ordoba, Laprida 854, C´ordoba, Argentina The regular satellites of the giant planets are believed to have finished their accretion concurrent with the planets, about 4.5 Gyr ago. A population of Saturn’s small moons orbiting just outside the main rings are dynamically young (less than 107 yr old), which is inconsistent with the formation timescale for the regular satellites. They are also underdense (600 kg/m3) and show spectral characteristics similar to those of the main rings, therefore it has been suggested that they accreted at the rings edge. The Cassini spacecraft discovered a propeller-shaped structure in Saturns A ring. This propeller structure is thought to be formed by gravitational scattering of ring particles by one of this unseen embedded moonlet and it was demonstrated that some of them undergo sustained non-Keplerian orbit motion. Many authors has been trying to reproduce propeller-shaped structures from N-body simulations in order to model their properties,

9 and also their irregular motion. We are studying the dynamical system Saturn-moonlet-particle disk, with a shearing sheet model and with an N-body full problem with dissipation. We present a summary of some previous works and the first objectives and results of our investigation.

20 minutos Resonancias de tres cuerpos masivos T. Gallardo (1), L. Coito (1), L. Badano (1)

(1) Facultad de Ciencias, UDELAR, Uruguay Presentamos un metodo semianalitico para estudiar resonancias de movimientos medios entre tres cuerpos masivos orbitando un cuerpo central. El metodo permite construir facilmente un atlas de todas las posibles resonancias entre tres cuerpos estimando la fuerza de cada resonancia sobre cada uno de los cuerpos que intervienen en la resonancia. Cuando las masas son comparables el cuerpo comprendido entre los otros dos es quien experimenta mayores efectos dinamicos, de lo contrario, el cuerpo con menor masa sera el mas afectado. Encontramos que para orbitas de baja excentricidad e inclinacion las resonancias de orden cero son las mas fuertes pero para el caso de orbitas excitadas las resonancias de orden 1 o 2 tambien son relevantes. Como aplicacion presentamos el caso de los satelites Galileanos.

20 minutos Posi¸c˜oes Astrom´etricas de 18 sat´elites irregulares dos Planetas Gigantes A.R. Gomes-J´unior (1), M. Assafin (1), R. Vieira-Martins (1,2,3), J.-E. Arlot (4), J.I.B. Camargo (2,3), F. Braga-Ribas (2,5), D.N. da Silva Neto (6), A.H. Andrei (1,2), A. Dias-Oliveira (2), B.E. Morgado (1), G. Benedetti-Rossi (2), Y. Duchemin (4,7), J. Desmars (4), V. Lainey (4), W. Thuillot (4)

(1) Observat´orio do Valongo, UFRJ, Brasil (2) Observat´orio Nacional, Brasil (3) Laborat´orio Interinstitucional de e-Astronomia – LineA (4) Institut de m´ecanique c´eleste et de calcul des ´eph´em´erides – IMCCE – Paris - Fran¸ca (5) Federal University of Technology - Paran´a(UTFPR / DAFIS) (6) Centro Universit´ario Estadual da Zona Oeste (7) ESIGELEC-IRSEEM, Technopˆole du Madrillet Os sat´elites irregulares s˜ao menores e possuem ´orbitas mais excˆentricas, inclinadas e mais distantes do corpo central do que os sat´elites regulares. Na maioria dos casos, possuem ´orbitas retr´ogradas. Explicar sua existˆencia ´eum t´opico importante de estudo em Dinˆamica Orbital, contribuindo para entender melhor a forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao do Sistema Solar. Por´em suas ´orbitas s˜ao conhecidas com pouca precis˜ao e pouco se pode dizer de suas massas, albedos, formas e composi¸c˜oes. Portanto, um trabalho observacional mais dedicado ´enecess´ario. N´os organizamos e reduzimos milhares de imagens CCDs observadas com os telesc´opios PE, B&C e Zeiss do Observat´orio do Pico dos Dias, com o telesc´opio de 1,2m do Observatoire Haute-Provence (Fran¸ca) e com o 2,2m do ESO (La Silla). Mais de 6 mil posi¸c˜oes foram obtidas para diversos sat´elites irregulares dos planetas gigantes dentre as mais de 100 mil imagens dos bancos de dados. Em conjunto, os bancos de dados correspondem a um per´ıodo de observa¸c˜oes entre 1992 e 2014. Neste trabalho, apresentamos a organiza¸c˜ao e redu¸c˜ao astrom´etrica dessas imagens. Processamos as mais de 100 mil imagens em busca dos sat´elites, o que significa imagens reduzidas de mais de 10 CCDs em 5 telesc´opios e diversos filtros. Muitas das imagens mais antigas estavam corrompidas ou

10 tinham coordenadas faltando em seus cabe¸calhos FITS. Um grande esfor¸co foi feito para separar e corrigir os dados. Usamos o pacote de redu¸c˜ao astrom´etrica PRAIA e o cat´alogo de referˆencia utilizado foi o UCAC4. A significˆancia do trabalho est´ana grande quantidade de posi¸c˜oes obtidas em um grande per´ıodo de tempo com uma precis˜ao de cerca de 40 mas. Algumas posi¸c˜oes foram eliminadas para melhorar a precis˜ao astrom´etrica utilizando procedimento de sigma-clip. Analizamos as diferen¸cas entre as posi¸c˜oes obtidas dos sat´elites e as efem´erides mais atuais para averiguar suas ´orbitas. A proje¸c˜ao da ´orbita no plano do c´eu, com vetores representando os offsets relativos `as efem´erides, foi uma an´alise importante e claramente mostra o n´ıvel de contribui¸c˜ao para melhoria das ´orbitas. Para alguns sat´elites h´auma clara melhoria a ser feita em suas ´orbitas, principalmente em inclina¸c˜ao. Uma nova integra¸c˜ao num´erica ser´afeita pelo grupo utilizando essas novas posi¸c˜oes.

20 minutos Mutual Approximations between the Galilean satellites B. Morgado (1,2), M. Assafin (2), R. Vieira-Martins (1,2), J. Camargo (1), A. Dias-Oliveira (1), A. Gomes-Junior (2)

(1) Observat´orio Nacional, Rio de Janeiro, Brazil (2) Observat´orio do Valongo, Universidade Federal do Rio de Janeiro, Rio de Janeiro, Brazil The astrometry of natural satellites are not an easy task. For the Galilean satellites Io, Europa, Ganymede and Callisto the usual CCD astrometry determines individuals satellites positions with an precision above 100 mas, more recent development for satellite-pair positions brought the precision to 30 mas. However, only the mutual phenomena provides positions with an accuracy bellow 10 mas. The only drawback is that it can be done only during the equinox of the planet, for Jupiter this occurs every six years. In this work we developed a new methodology able to reach precisions comparable to the mutual events, but with the advantage of being applied at any time, whenever two satellites approach each other in the sky plane, we called this method Mutual Approximation. With this new methodology, we obtain the precise time when a minimum distance between two satellites occurs. This central instant provides a tool to refine the ephemeris of these satellites. We determine parameters for 14 approximations between 2014 and 2015 with a average precision of 7 mas. All these approximations were observed in the OPD with the 0.60 m Zeiss telescope and with a narrow band methane filter centered in 889 nm with a width of 15 nm.

20 minutos Polarimetr´ıa de asteroides tipo V R. Gil-Hutton (1,2), C. L´opez Sisterna (1), F. Calandra (1)

(1) Complejo Astron´omico El Leoncito (CASLEO - CONICET), Argentina (2) Universidad Nacional de San Juan, Argentina Los asteroides bas´alticos del cintur´on principal son objetos que se clasifican en la clase taxon´omica V, los cuales est´an caracterizados por espectros con fuerte pendiente para longitudes de onda menores a 700 nm y una profunda banda de absorci´on a partir de 750 nm. Estos asteroides tienen origen en cuerpos diferenciados producidos en el cintur´on como resultado de diversos procesos f´ısicos y la gran mayor´ıa de ellos pertenecen a la familia de Vesta localizada en el cintur´on interior (a < 2.5 UA), pero hoy en d´ıa se conocen asteroides tipo V entre los NEAs y en el cintur´on intermedio y externo. Para explicar estos ´ultimos se recurre usualmente a dos hip´otesis diferentes: o son fragmentos que escaparon de la familia o son producto de colisiones catastr´oficas

11 sobre otro objeto diferenciado diferente a (4) Vesta. La primera hip´otesis requiere velocidades de escape muy altas que no son realistas, mientras que para la segunda es necesaria la presencia de una familia en las regiones externas del cintur´on que hoy no se observa. Una posibilidad para decidir si estos objetos se originaron en diferentes cuerpos diferenciados es estudiar sus propiedades f´ısicas con el objeto de encontrar alguna diferencia entre ellos. En este trabajo se presentan observaciones polarim´etricas de asteroides tipo V del cintur´on interno y externo adquiridas desde 2004, las que presentan algunas diferencias en sus curvas de polarizaci´on que podr´ıan indicar diferencias de origen.

20 minutos PRIMASS: Study of the primitive asteroids from the core to the outskirts of the asteroid belt M. De Pr´a(1), N. Pinilla-Alonso (2), J. De Leon (3), T. Mothe-Diniz (4), D. Morate (3), J. Licandro (3), H. Campins (5), A. Cabrera-Lavers (3), V. Al´ı-Lagoa (6)

(1) Observat´orio Nacional / MCTI, Rio de Janeiro, Brazil (2) Florida Space Institute, University of Central Florida, USA (3) Instituto de Astrofisica de Canarias, Spain (4) Alesund Videregaende Skole, Alesund, Norway (5) University of Central Florida, USA (6) Lagrange Boulevard de l’Observatoire, France Primitive asteroids are considered transitional objects between rocky and icy bodies. They are characterized by their low-albedo in the visible and a high content of carbonaceous materials. They are also expected to be volatile-rich, with a certain amount of hydrated minerals that typically present absorption bands at 0.7 and 3 µm (Rivkin et al. 2015; Vilas et al. 1994 Icarus, 109, 274; Fornasier et al. 2014 Icarus, 233, 163). The comparison of the spectra of meteorites and asteroids enables the study of the distribution of phyllosilicates across the main belt (Takir et al. 2015 Icarus, 217, 185; Takir & Emery 2012, Icarus, 219, 641). The interest in primitive asteroids has increased in the recent years from the detection of water ice and complex organics on 24 Themis and on 65 Cybele (Rivkin & Emery, 2010, nature, 464, 1322; Campins et al. 2010 Nature, 464, 1320; Licandro et al. 2011, A&A, 525, 7). The presence of hydrated minerals or ice on the surface of the asteroids is indicative of different evolutive pathways. The characterization of the surface composition of primitive asteroids can help to constrain models and to shed light into the evolutionary history of the Solar System. DeMeo & Carry (2014, Nature, 505, 629) show that primitive asteroids can be found all through the main belt. In this work we present results for two subsets in the context of PRIMASS (PRIMitive Asteroids Spectroscopy Survey). The first work is focused on the Erigone family in the inner main belt (Morate et al. 2016, A&A) and the second consists of a comprehensive study of the primitive families and dynamical groups in the outer main belt. For the Erigone collisional family we obtained visible spectra of 101 family members using OSIRIS instrument at the 10.4m GTC. We found that 87% of the objects have typically primitive visible spectra consistent with that of (163) Erigone. In addition, we found that a significant fraction of these objects (∼50%) present evidences of aqueous alteration. In the outer main belt there are three collisional families of primitive asteroids located in the same region (∼3.1 A.U.): the Hygiea, the Themis, and the Veritas families. The estimated ages of these families are strongly different: 2.0 Gy, 2.5 Gy, and 8.3 My respectively. The comparative study of the composition of their members can provide insights of the evolutionary processes since the disruptive event, such as the action

12 of space weathering. Our collection of volatile-rich asteroids is enlarged by extending the analysis to further away objects in the Cybeles and Hildas dynamical groups, 3.3-3.7 A.U and ∼4.0 A.U. We observed ∼50 asteroids in these five groups of primitive bodies. In this work we present visible (0.4 - 0.9 microns) spectra for 47 objects in the outer main belt, obtained using Goodman spectrograph at SOAR. We will present this sample and also detail the reduction processes and the wavelet technique used for fringing correction.

20 minutos Influencia de los planetas interiores en la din´amica de los Hungarias M. Ca˜nada-Assandri (1,2),J. Correa-Otto (1,2), R. Gil-Hutton (1,2)

(1) Complejo Astron´omico El Leoncito. Conicet (2) Dpto. de Geof´ısica y Astronom´ıa, FCEFN UNSJ Hist´oricamente se han utilizado las resonancias de movimientos medios y seculares con J´upiter y Saturno para limitar la regi´on de los Hungarias. A travez de un estudio de la estabilidad din´amica de zona se encontr´oque los planetas interiores, principalmente Marte y la Tierra, juegan un importante papel a la hora de modelar la estabilidad de la regi´on; lo que permite definir mejor los l´ımites para estos objetos.

20 minutos On the current distribution of the Main Belt objects: constraints for the evolutionary models T.A. Michtchenko (1), D. Lazzaro (2), J.M. Carvano (2)

(1) Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas, Universidade de S˜ao Paulo, Brazil (2) Observat´orio Nacional (COAA), Rio de Janeiro, Brazil We study the principal aspects of the distribution of the asteroids in proper elements space, in mass and in physical composition in order to have a complete picture of the current Main Belt. Then, we analyze if and how these current distributions can be explained by the long-lasting dynamical effects of the planets on this region of the Solar System. The distribution in the proper elements space is studied on the sample which consists of about 350,000 objects whose proper orbital elements are available from the database AstDyS by Milani and Knezevic. The distribution in size and physical composition is studied using the most recent and large available datasets. The dynamical portrait of the MB is constructed in form of the dynamical and averaged maps using the Spectral Analysis Method introduced by Michtchenko et al. We identify the most relevant distributions of the material in the MB and show that many of the current features of the MB can be explained by the interplay of diverse dynamical mechanisms due to the planetary perturbations over 4 Gyr with non-gravitational effects, without the need of ’catastrophic’ events or ’ad hoc’ migration mechanisms during the early stages of the Solar System. In this sense, the obtained distributions can provide relevant constraints for modelling the origin and evolution of the Main Belt.

40 minutos Dynamical tools of celestial mechanics applied to a Galactic Hamiltonian R.S.S. Vieira (1), T.A. Michtchenko (1), D.A. Barros (1), J.R.D. L´epine (1)

(1) Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas, IAG-USP, S˜ao Paulo, Brazil We present a dynamical analysis of stellar orbits in a recently proposed spiral potential for disk galaxies. The spiral arms present Gaussian, groove-shaped analytical profiles. We consider motion on the equatorial

13 plane of the perturbed potential, whose axisymmetric part is obtained from the Milky Way’s rotation curve. Special attention is given to the role of resonances which are not based on the epicyclic approximation, as well as to the degree of chaos near corotation and its relation with the observed dip in the rotation curve. We also make a preliminary comparison with the (more commonly used) cosine spiral profiles.

20 minutos Resonance capture in 3d H. Morais (1)

(1) DEMAC, IGCE, UNESP The study of configurations where the orbital motions are in synchrony (resonances) is important to unders- tand the formation and evolution of the solar-system and other planetary systems. In particular, dissipative forces acting on small bodies (e.g. gas drag in early stages of the planetary system) cause slow orbital decay until capture in a resonance with a planet occurs. Previous studies of capture in resonance have been restricted to coplanar or nearly coplanar configurations. However, small bodies can have orbits which are significantly inclined with respect to the planet’s orbital plane. I will present results of simulations of resonance capture in a three-dimensional model which includes prograde and retrograde orbits (respectively, inclined by less or more than 90 degrees with respect to the planet’s orbit). I will show that the probability of capture in resonance has a strong dependence on inclination. In particular, retrograde orbits are more likely to be captured in resonance than prograde orbits. This study has been published in Namouni & Morais, MNRAS, 446, 19982009, 2015.

20 minutos A mudan¸ca na percep¸c˜ao do Sistema Solar F. Roig (1), D. Nesvorn´y(2)

(1) Observat´orio Nacional, Rio de Janeiro, RJ 20921-400, Brasil (2) Southwest Research Institute, Boulder, CO 80302, USA O sistema solar tem mudado dramaticamente desde o seu nascimento assim como tamb´em a nossa com- preens˜ao do mesmo. Um esfor¸co de pesquisa consider´avel tem sido investido na d´ecada passada em uma tentativa de reconstruir a hist´oria do sistema solar, incluindo as primeiras fases de evolu¸c˜ao h´acerca de 4,5 bilh˜oes de anos. Os resultados mostram como v´arios processos, tais como a migra¸c˜ao planet´aria e a instabilidade dinˆamica, agiram para relaxar o espa¸camento orbital dos planetas externos e providenciaram as perturba¸c˜oes necess´arias para explicar as atuais ´orbitas planet´arias, que n˜ao s˜ao precisamente circulares e coplanares. Neste trabalho apresentamos os principais resultados destes estudos atrav´es de uma simula¸c˜ao de computador que unifica v´arias teorias recentemente desenvolvidas. A vis˜ao que emerge deste cen´ario representa um passo importante para muito al´em da percep¸c˜ao inicial do sistema solar como um rel´ogio celeste imut´avel.

20 minutos An´alisis de la s´ıntesis poblacional de sistemas planetarios M.P. Ronco (1,2), O.M. Guilera (1,2), G.C. de El´ıa (1,2)

(1) Grupo de Ciencias Planetarias, Instituto de Astrof´ısica de La Plata (CONICET-UNLP) (2) Grupo de Ciencias Planetarias, Facultad de Ciencias Astron´omicas y Geof´ısicas (UNLP)

14 En los ´ultimos a˜nos, los avances observacionales han permitido estudiar y caracterizar exoplanetas en dife- rentes tipos de sistemas planetarios. Desde un punto de vista te´orico, los modelos de s´ıntesis poblacional nos permiten buscar relaciones entre la diversidad de sistemas planetarios observados y las propiedades de los discos protoplanetarios a partir de los cuales ´estos se forman. En este charla presentamos un analisis de la sintesis poblacional de sistemas planetarios utilizando un nuevo c´odigo num´erico de formaci´on planetearia, el cual denominamos PlanetaLP338, capaz de formar un sistema planetario y de describir la evoluci´on de los embriones y planetesimales mientras la componente gaseosa se encuentra a´un presente en el disco protopla- netario. Nuestro modelo incorpora los principales fen´omenos f´ısicos para la formaci´on planetaria como ser la migraci´on tipo I y tipo II, la acreci´on gaseosa, el suministro de agua en embriones y planetesimales y el tratamiento de la fusi´on de embriones teniendo el cuenta sus respectivas atm´osferas.

20 minutos Titan’s lenght-of-day variations H. Folonier (1), S. Ferraz-Mello (1)

(1) IAG, USP, Brasil. The Cassini radar observation of Titan over several years show that the rotation period is slightly faster than the synchronous motion (Lorenz et al. 2008; Stiles et al. 2008 and 2011; Meriggiola 2012). The seasonal variation in the mean and zonal wind speed and direction in Titans lower troposphere causes the exchange of a substantial amount of angular momentum between the surface and the atmosphere (Tokano and Neubauer, 2005; Richard et al. 2014). The rotation variation is affected by the influence of the atmosphere when we assume that Titan is a differentiated body and the atmosphere interacts only with the outer layer. In this work, we calculatevariations of Titans length-of-daywhen the body is formed by two independent rotating parts and assuming that friction occurs at the interface of them. The tides are considered using the extension of two different theories – the Darwin tide theory and Ferraz-Mellos creep tide theory – to the case of one body formed by two homogeneous parts. The results are compared and their differences are discussed.

40 minutos Oculta¸c˜oes de TNOs e Centaurus R. Vieira-Martins (1), J.I.B. Camargo (1), F. Braga-Ribas (2,1), G. Bendetti-Rossi (1), A. Dias de Oliveira (1), B. Sicardy (3)

(1) Observat´orio Nacional, Brasil (2) Universidade Tecnol´ogica Federal do Paran´a, UTFPR-DAFIS, Curitiba, PR, Brasil (3) LESIA, Observatoire de Pairs-Meudon, France As oculta¸c˜oes de estrelas por Objetos Transnetunianos e Centaurus ´eum dos melhores m´etodos para obter suas propriedades f´ısicas (tamanho, densidade, existˆencia de atmosferas, an´eis, etc.). Estas propriedades po- dem ser essenciais na defini¸c˜ao e refinamento dos modelos de forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao do nosso sistema planet´ario, pois estes objetos se encontram na sua fronteira exterior. Atualmente s˜ao conhecidos aproximadamente 2000 TNOs e Centauros, com ´orbitas razoavelmente bem definidas, mas menos de 200 tˆem, por exemplo, diˆametros determinados. Nos ´ultimos 10 anos, estamos participando de uma grande coopera¸c˜ao internacional que tem como obje- tivo prever e observar oculta¸c˜oes de estrelas por estes objetos. Apesar da grande dificuldade de predizer estes eventos, j´aque para ocorrerem, as posi¸c˜oes relativas do TNO e da estrela devem ser menores do que poucas

15 dezenas de mas (mili arcsecond), obtivemos resultados interessantes para mais de uma dezena de oculta¸c˜oes, como determina¸c˜ao de tamanho, forma e densidade, descoberta dos an´eis de Chariklo e comportamento peculiar da atmosfera de Plutˆao. No momento, com o aparecimento em julho de 2016 do primeiro cat´alogo GAIA, esperamos um salto quantitativo importante nas predi¸c˜oes de oculta¸c˜oes. Nesta reuni˜ao apresentaremos um resumo dos resulta- dos obtidos e os trabalhos que est˜ao sendo feitos visando um uso eficiente do GAIA.

20 minutos Estudio de la distribuci´on de tama˜nos en la regi´on interna del cinturon Transneptuniano M.F. Calandra (1,2), R. Gil-Hutton (1,2)

(1) Complejo Astron´omico El Leoncito (CASLEO) (2) Universidad Nacional de San Juan (UNSJ) Plut´on es el planeta enano m´as grande del Sistema Solar y el segundo m´as masivo, se encuentra ubicado en la parte interna del cintur´on transneptuniano y seg´un el modelo actual que explica su formaci´on, se form´ocomo producto de una colisi´on oblicua de baja velocidad con un protosatelite (Mc Kinnon 1989; Canup 2005), a partir de este modelo tambi´en se explica la formaci´on de Caronte. Posteriormente se descubrieron cuatro satelites peque˜nos m´as y se argument´oque todos ellos podr´ıan haberse formado del mismo disco producto de una ´unica colisi´on (Canup 2011).Por lo tanto, existe evidencia de que tanto Plut´on como sus satelites han sido afectados por procesos colisionales, todos ellos muestran crateres en sus superficies producto de esta actividad, y pudieron ser observados durante el paso de la nave New Horizons en Julio de 2015 aunque anteriormente ya hab´ıan sido estudiados por diversos autores (por ejemplo, Weissman & Stern 1994, Durda & Stern 2000, Bierhaus & Dones 2015). Sin embargo a pesar de esta intensa actividad colisional es notorio que el proceso no alcanz´oa destruir los satelites peque˜nos mediante una colision catastr´ofica. Este hecho puede ser utilizado como una condici´on l´ımite para estudiar la distribuci´on de tama˜nos en la regi´on interna del cinturon transneptuniano, y ayudar a caracterizar mejor la distribuci´on de objetos que cruzan la ´orbita de Plut´on y pueden afectar colisionalmente la poblaci´on de Centauros. En este trabajo se presenta una estimaci´on de la distribuci´on de tama˜nos para la poblaci´on de cuerpos menores que cruzan la ´orbita de Plut´on.

20 minutos Modelagem de Fam´ılias Diferenciadas de Asteroides W.S. Martins-Filho (1), J. Carvano (1), T. Mothe-Diniz (2), F. Roig (1)

(1) Observat´orio Nacional/MCTI, Rio de Janeiro, RJ, Brasil (2) Alesund Videregaende Skole, Alesund, Norway Fam´ılia diferenciada de asteroides ´euma fam´ılia de asteroides que veio da quebra de um corpo parental que sofreu um processo de diferencia¸c˜ao. A existˆencia de meteori- tos met´alicos, diversidade taxonˆomica em fam´ılias de asteroides no Cintur˜ao Princi- pal, e espectros de asteroides compat´ıveis com acondritos diferenciados s˜ao ind´ıcios da existˆencia de fam´ılias diferenciadas. Contudo, at´eo momento n˜ao ocorreu uma confirma¸c˜ao real da existˆencia de fam´ılias diferenciadas no Cintur˜ao Principal. Isto gera questionamento se os m´etodos de identifica¸c˜ao de fam´ılias s˜ao capazes de iden- tificar fam´ılias diferencias. Para testar esta hip´otese, ´enecess´ario criar uma fam´ılia sint´etica de asteroides para que seja poss´ıvel averiguar os

16 m´etodos de identifica¸c˜ao. Este trabalho prop˜oe-se a criar uma modelo simples, que gere uma fam´ılia sint´etica diferenciada. O modelo criado foi baseado no modelo anal´ıtico de Petit et al. (1993) e nos re- sultados num´ericos de Jutzi et al. (2010). A dispers˜ao das velocidades de eje¸c˜ao do modelo ficam concentradas ao longo do valor m´edio, e n˜ao reproduz a dispers˜ao dos resultados de Jutzi et al.(2010), decorrendo da suposi¸c˜ao que a distribui¸c˜ao que de- screve a dispers˜ao das velocidades de eje¸c˜ao com rela¸c˜ao ao valor m´edio de eje¸c˜ao ´e dada por uma distribui¸c˜ao Maxwelliana. Por´em, o modelo garante uma rela¸c˜ao entre a massa e a velocidade. Ap´os obter uma fam´ılia sint´etica diferenciada, evolu´ımos ela no tempo utilizando o integrador orbital SWIFT. Obtemos que a dispers˜ao dos fragmentos provenientes do manto foi maior do que a dispers˜ao dos fragmentos provenientes do n´ucleo.

20 minutos The Origin of Meteorites: Collisional Evolution of Chondritic Parent Objects M.G. Parisi (1,2), E. Beitz (3), J. Blum (3)

(1) Facultad de Ciencias Astron´omicas y Geof´ısicas (FCAG), Universidad Nacional de La Plata (UNLP), Argentina (2) Instituto Argentino de Radioastronom´ıa(IAR), CCT-La Plata, CONICET, Argentina (3) Institut f¨ur Geophysik und extraterrestrische Physik(IGeP), Technische Universit¨at Braunschweig (TU), Brauns- chweig, Germany Meteorites are probably fragments from recent collisions in the Asteroid Belt (AB). Among meteorites, chondrites represent the 86 % of the falls, 80 % of these being the so-called ordinary chondrites (OCs), while 6 % are called carbonaceous chondrites (CCs).The present mean impact speed in the AB is in the range 3.3 - 5 km/s. At such high speeds, catastrophic collisions among small asteroids occur on few Myrs resulting in disruption of the bodies in several fragments of constant mass density, i.e., volume filling factor (defined as 1-porosity) of 1. However, the volume filling factor for CCs cover a range 0.58-1 with a mean value of 0.8 and for COs it is in the range 0.8-1. To explain these porosities, a dynamically cold AB would be required in contrast with the well known dynamically hot AB. Then, we propose an scenario in which the origin of the present flux of chondrites is the interior of large asteroids.with primordial radius between 35 and 268 km. The lower bound of 35 km in the target radius is taken as the smallest asteroid size with low probability of catastrophic fragmentation during the age of the solar system. The upper bound of 268 km of radius is given by the condition of hydrostatic compaction and then, an asteroid of this size or larger would have constant mass density. Assuming an asteroid of initial radius 100 km (the target) and the present size frequency distribution of small asteroids (the projectiles), we compute the number of projectiles impacting the target during the age of the solar system. The consolidation of pre-chondrites is achieved during the collisional evolution of their parent bodie (target) until they are finally released as meteorites from the AB. We calculate the bombardment and the subsequent compaction of the underlying material as well as the formation of craters on the target. We predict the porosity of the ejected material and that of the target.The predicted porosity of the ejected material in compared with the porosity of chondrites and the calculated crater and porosity distributions on the target are compared with those of real large asteroids. The typical cosmic ray exposure age of the order of 10 Myrs determines the time since chondrites became ejecta from the AB and reaches the Earth. Their transport to the Earth may be explained with the well known dynamics of objects emerging from the AB via resonant phenomena.

40 minutos

17 O projeto de rede de observa¸c˜ao cient´ıfica de meteoros no Brasil (EXOSS) e seus primeiros resultados - um projeto cientista cidad˜ao (“citizen scientist”) M. De Cicco (1,2), D. Lazzaro (1)

(1) Observat´orio Nacional (2) Exoss Exploring the Southern Sky for New Meteor Radiants Project. A rede nacional de observa¸c˜ao de meteoros EXOSS (Exploring the Southern Sky for new Meteors Radiants) iniciou suas atividades em maio de 2015. A finalidade deste projeto ´eo registro de meteoros e b´olidos, em v´ıdeo, por meio de cˆameras de baixo custo tipo CCTVs e a subsequente redu¸c˜ao astrom´etrica das capturas trianguladas, atrav´es de um software denominado UFO, calculando: (i) trajet´orias, (ii) velocidades, (iii) radiantes, (iv) ´orbitas e (v) curvas de brilho. Esta rede congrega astrˆonomos amadores sob o esp´ırito de pesquisa denominado de ciˆencia cidad˜a(“citizen science”), em parceria com pesquisadores da ´area de astronomia. O projeto conta com 29 cˆameras ativas, presentes em 6 estados, cobrindo regi˜oes do Sul ao Norte do Pa´ıs. Os dados referentes aos levantamentos realizados pela EXOSS fornecem subs´ıdios ao estudo de fluxos de meteoroides atingindo a Terra. Tal estudo ´eum t´opico atual em ciˆencias planet´arias, pois envolve o entendimento acerca das origens de nosso sistema planet´ario, a compreens˜ao das propriedades astrof´ısicas de asteroides e cometas, a determina¸c˜ao de corpos parentais e a investiga¸c˜ao de NEOs, de TNOs e de PHAs. O presente trabalho ir´amostrar a estrutura da EXOSS, os m´etodos de registro, os v´ıdeos de capturas de meteoros e b´olidos, explicar a metodologia astrom´etrica empregada, fundamentar a importˆancia deste estudo para as ciˆencias planet´arias e apresentar os resultados iniciais referentes ao primeiro ano de atividades do projeto. J.Borovicka, P.Koten, P.Spurn´y,ˇ J.Bocek, and R.Stork.ˇ 2005, Icarus, 174:15 // J.M. Madiedo. 2015, MN- RAS, 448:21352140 // M.Micheli and D.J. Tholen. 2015, Icarus, 253:142148 // P.Brown, R.E. Spalding, D.O. ReVelle, E.Tagliaferri, and S.P. Worden. 2002, Nature, 420:294296

40 minutos Observat´orio Astronˆomico do Sert˜ao de Itaparica: do sonho `arealidade T. Rodrigues e equipe IMPACTON (1)

(1) Observat´orio Nacional, COAA, Rio de Janeiro O Observat´orio Astronˆomico do Sert˜ao de Itaparica (OASI) ´euma infraestrutura de pesquisa instalada pelo Observat´orio Nacional (ON/MCTI) no munic´ıpio de Itacuruba (PE), regi˜ao semi´arida. Dedicado ao estudo de pequenos corpos em ´orbitas pr´oximas da Terra, hoje opera de forma remota e est´aaberto a colabora¸c˜oes e projetos cient´ıficos de m´edio e longo prazos. Nesta apresenta¸c˜ao vamos descrever o longo caminho de implanta¸c˜ao do projeto, da idealiza¸c˜ao aos primeiros resultados cient´ıficos.

15 minutos Correlaci´on entre el potencial gravitacional y la rugosidad en la superficie de Itokawa y Eros M. Egorov (1), L. Boldrin (2), G. Tancredi (1)

(1) Facultad de Ciencias - UdelaR - Montevideo, Uruguay (2) Faculdad de Engenharia - UNESP - Guaratinguet´a, Brasil El asteroide Itokawa, visitado por la sonda japonesa Hayabusa en 2005, presenta una distribuci´on de rocas muy particular en su superficie. Las rocas m´as grandes se encuentran en los extremos del mismo, mientras

18 que los granos m´as peque˜nos est´an en la zona central. Esta diferencia se evidencia en una diferente rugosidad macrosc´opica a escala de metros. La mayor rugosidad se manifiesta como variaciones de alta frecuencia en la pendiente uni o bi-dimensional de la superficie. En este estudio se desarroll´oun m´etodo para la estimaci´on la de rugosidad de Itokawa utilizando un modelo facetado. El m´etodo se basa en la estimaci´on de la varianza en la distribuci´on de los vectores normales a la superficie sobre una cierta faceta (mayor varianza implica una mayor rugosidad). Luego se analiz´ola posible relaci´on entre esto y el potencial gravitacional del asteroide obtenido a partir del software Small Body Mapping Tool. Este trabajo se realiz´oen el marco del COSPAR Capacity Building Workshop 2015 llevado a cabo en la ciudad de Guaratinguet´a, Brasil. Se presenta adem´as la extensi´on de este estudio sobre el asteroide Eros (misi´on NEAR) y sobre el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (misi´on Rosetta).

15 minutos Estudo dinˆamico da regi˜ao de maior temperatura dentro do v´ortices no sul de Vˆenus G. Borderes Motta (1), R.A. Moraes (1), A. Cardes´ın (2)

(1) Grupo de Dinˆamica Orbital e Planetologia - UNESP (2) ESA/ESAC Ap´os miss˜oes, como a Venus Express, ao planeta Vˆenus, estruturas morfol´ogicas de suas nuvens, que antes n˜ao podiam ser observadas devidamente, foram melhor estudadas. No p´olos de Vˆenus existem estruturas peculiares na morfologia das nuvens chamados v´ortices. O v´ortice no polo sul apresenta uma forma de “S” girando mais r´apido que o v´ortice presente no p´olo norte, dependendo da ´epoca se mostra mais compactado ou mais alongado. Piccione et al., em 2007 descobriram que a maior temperatura do planeta est´ana regi˜ao localizada dentro do v´ortice e que a medida que se aproxima da borda a temperatura cai gradativamente. O presente trabalho utiliza imagens da obtidas pela cˆamera VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectromete) da miss˜ao Venus Express para tra¸car o comportamento dinˆamico da regi˜ao de maior tempera- tura no v´ortice sul e atrav´es da magnitude da temperatura, verificar poss´ıveis influˆencias do movimento do v´ortice nessa temperatura. Piccioni, G. et al. (2007). Nature, 450.

10 minutos Classification of Gravity Waves in VIRTIS Data B.C.B. Camargo (1), A. Cardes´ın (2)

(1) UNESP- FEG / Brazil (2) ESA- European Space Agency Gravity waves are structures detected in clouds in the atmosphere of terrestrial planets. These structures are not well known not depending of the topology of the planet. The presented work was initiated in 2015 COSPAR Capacity building using the Venus Express data. It was noted in a previous work, using the VMC camera, gravity waves structures on Venus. From the VIRTIS camera data, we have identified some gravity waves structures. With geometry and analysis by ENVI we got a profile of these waves. From this work we can organize and analyse the formation of these structures. More studies are being conducted and will be presented at the meeting

19 10 minutos Comparison of Rosetta’s Navigation Camera and OSIRIS Camera images taken at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko approach in August 2014. R.R. Sousa (1), T. Statella (2), B. Geiger (3)

(1) Unesp, Universidade Estadual Paulista J´ulio Mesquita Filho, Brasil (2) Instituto Federal de Educa¸c˜ao, Ciˆencia e Tecnologia do Mato Grosso (3) Aurora Technology B.V. for ESA - European Space Agency The Optical, Spectroscopic and Infrared Remote Imaging System (OSIRIS) is one of the scientific instruments onboard the Rosetta spacecraft. The 67P/Churyumov-Gerasimenko images acquired by OSIRIS have been used to characterize the comets shape, volume, its rotational motion and to find a landing site for the Rosettas lander Philae. The Navigation Camera (NAVCAM) is another system of cameras, onboard the Rosetta spacecraft, which has been used for the Rosetta Attitude and Orbital Control System. The objective of this work is to come up with radiometric calibration parameters for NAVCAM images as there are currently no radiometrically calibrated data products available for that instrument. For the achievement of such objective, we have performed a cross-calibration of the NAVCAM images with OSIRIS radiometrically calibrated data (assuming they have been accurately estimated). As a result, we could fine-tune the initial radiometric calibration parameters for NAVCAM, which had been roughly derived from calibration star images. The image dataset comprised OSIRIS and NAVCAM images taken in August 2014 with low Phase Angle whose acquisition time was close enough (¡30) to allow comparison. The radiometric calibration parameters we have calculated can be used to convert NAVCAM digital numbers into spectral radiance for images taken in focused attenuated mode and high gain.

10 minutos Characterization of dust grains around comet 67P as seen in Rosetta Navigation Camera images X.S. Ramos (1), M. Zanardi (2), M.E. Huaman (3), B. Geiger (4)

(1) IATE-OAC-UNC (2) IALP-UNLP (3) UNSEP (4) ESA-ESAC Rosetta is a European Space Agency (ESA) mission to rendezvous with comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. One of the goals of the Rosetta Mission is to observe the nucleus and coma of comet 67P from close range. In the framework of the COSPAR Capacity Building Workshop on planetary missions data analysis, we analyzed images of the Rosetta Mission to determine the size distribution of dust grains around the comet 67P. In the present work we show a complementary study about physical properties of these grains. We characterize some dust grains of this comet by using images taken with the Rosetta Navigation Camera. The selected grains had the particularity of being very close to the camera so that their images are out of focus. To determine their physical size we use a simple visual selection technique which gives us an idea of what is happening around Rosetta. We present estimations of distances, velocities and sizes of different grains which are consistent with those determined by the Giada and OSIRIS instruments.

10 minutos Astrometry of Daphnis using Cassini’s ISS images

20 T. de Santana (1), B.E. Morgado (2), A.E.M. Llermanos (3), R. Tajeddine (4)

(1) Grupo de Dinˆamica Orbital e Planetologia, UNESP - Brazil (2) Observat´orio Nacional, MCTI - Brazil (3) Instituto de Astronomia Te´orica y Experimental (CONICET); Observat´orio Astron´omico, Universidad Nacional de C´ordoba Argentina (4) Cornell University - USA Daphnis (S35) is one of the Saturn’s moon with a estimated diameter of 8 km localized in the Keeler Gap discovered by the Cassini in 2005. However, it’s positions was inferred before by its influence in outer edge of the Keeler Gap in the Saturnian Rings. In this work we determine the astrometric positions of the satellite Daphnis in the images of the ISS camera in the Cassini space probe. Our goal it is to investigate the positions of this satellite and to compare it with the ephemeris and observe if it has any variation in its mean motion and semi-major axis. We determine the position of Daphnis with an accurance that can not be acquire by ground base observations for images between the year of 2007 and 2014. We were able to indentify changes in the Daphnis orbital parameters, in the mean motion of -0.00552 rad/yr and in the Daphnis semi-major axis of 129.93 meters. This work was made during the Capacity Building Workshop entitled “Planetary Missions Data Analysis”.

10 minutos Vesta: Uma Revis˜ao Geol´ogica e Geomorfol´ogica J.S. Maia (1)

(1) Observat´orio Nacional O asteroide 4 Vesta tem sido amplamente estudado desde a chegada dos dados obtidos pela miss˜ao Dawn. Faremos uma revis˜ao de v´arias caracter´ısticas desse asteroide inferidas recentemente a partir das imagens for- necidas pela miss˜ao. Vesta possui duas grandes crateras sobrepostas no hemisf´erio sul, Rheasilvia e Veneneia, provavelmente relacionadas `aorigem dos vestoides e meteoritos do tipo howardito-eucrito-diogenito (HED). Os impactos que geraram essas estruturas foram tamb´em respons´aveis por um conjunto de lineamentos que circulam grande parte do asteroide. Apesar da origem exogˆenica dos lineamentos, suas formas e tamanhos indicam que sejam gr´abens, similares a estruturas tectˆonicas de planetas terrestres. Tal caracter´ıstica faz de Vesta um asteroide bastante peculiar. Por causa da origem ´ıgnea dos HEDs, supunha-se que Vesta poderia ter passado por processos magm´aticos. No entanto, nenhum ind´ıcio de vulcanismo foi encontrado por meio das imagens de Dawn. Apesar disso, estudos recentes mostraram um caso prov´avel de intrus˜ao magm´atica na regi˜ao de Vestalia Terra.

Postersˆ

P-01 Estudo da Distribui¸c˜ao Taxonˆomica dos Asteroides do Cintur˜ao Principal a partir da Fotometria do Cat´alogo Sloan Digital Sky Survey MOC4 A.O. Ribeiro (1), F. Roig (1), and J.M. Carvano (1)

(1) Observat´orio Nacional, Brasil As propriedades superf´ıcies dos asterˆoides s˜ao estudadas analisando a luz refletida pelos mesmos em diferentes comprimentos de onda. Isto permite classificar os objetos em diferentes tipos taxonˆomicos, que dependem

21 das propriedades do espectro de reflex˜ao. A distribui¸c˜ao de classes taxonˆomicas no Cintur˜ao Principal era compat´ıvel com a id´eia de que existia uma correla¸c˜ao entre o gradiente de temperatura da nebulosa primordial e a ocorrˆencia de processos de aquecimento nos asterˆoides. Por´em, com o aumento nos ´ultimos anos do n´umero de asterˆoides com espectro conhecido, come¸cou a resultar evidente que este cen´ario n˜ao podia ser sustentado, e que as diferentes classes taxonˆomicas apareciam misturadas, podendo ser achadas em propor¸c˜oes semelhantes a qualquer distˆancia do Sol. Neste trabalho propomos utilizar os dados fotom´etricos do Cat´alogo de Objetos Mˆoveis do Sloan Digital Sky Survey (SDSS-MOC4) para analisar a existˆencia de poss´ıveis correla¸c˜oes entre a taxonomia dos asterˆoides e suas propriedades orbitais. A amostra do SDSS- MOC4 ´eaproximadamente 20 vezes maior que o conjunto de todos os surveys espectroscˆopicos de asterˆoides, o que torna a nossa an´alise estatisticamente significativa. Apresentamos resultados deste estudo que indicam existˆencia de uma correla¸c˜ao forte entre as classes taxonˆomicas e a distˆancia m´edia ao Sol, e a existˆencia de correla¸c˜oes fracas entre a taxonomia e as excentricidades e inclina¸c˜oes orbitais.

P-02 Sistemas Planetarios en Estrellas de Baja Masa: An´alisis de Colisiones Planetarias. A. Dugaro (1,2), L.A. Darriba (1,2), G.C. de El´ıa (1,2)

(1) Instituto de Astrof´ısica de La Plata (IALP), CCT La Plata-CONICET-UNLP (2) Facultad de Ciencias Astron´omicas y Geof´ısicas de La Plata, UNLP Durante la etapa final del proceso de formaci´on de planetas de tipo terrestre, tienen lugar sucesivos impactos gigantes entre embriones planetarios. Las simulaciones de N-cuerpos representan la herramienta num´erica m´as ´util para analizar la evoluci´on de un sistema planetario durante dicha etapa. En efecto, un c´odigo de N-cuerpos permite estudiar los procesos din´amicos que tienen lugar en aquella etapa de la evoluci´on de un sistema donde los efectos gravitacionales juegan el rol m´as importante. Hasta la fecha, la gran mayor´ıa de los estudios num´ericos basados en simulaciones de N-cuerpos asumen que las colisiones entre embriones planetarios resultan ser perfectamente inel´asticas, conservando la masa total del sistema de cuerpos colisionantes. Sin embargo, recientes trabajos basados en estudios hidrodin´amicos han mostrado que los impactos entre embriones planetarios no siempre conducen a fusiones perfectas. En efecto, dependiendo de las masas y de las velocidades de los cuerpos interactuantes, las colisiones involucradas durante estas etapas finales de evoluci´on de un sistema pueden derivar en fusiones, en procesos de naturaleza disruptiva, o bien en impactos del tipo hit-and-run. En el presente trabajo, utilizamos leyes derivadas por diferentes autores que permiten definir los diferentes reg´ımenes colisionales mencionados previamente. A partir de las mismas, desarrollamos un algoritmo con el fin de analizar de manera m´as realista los impactos entre embriones planetarios modelados en estudios previos basados en simulaciones de N-cuerpos que asumieron colisiones perfectamente inel´asticas. Nuestros escenarios de trabajo est´an basados en aquellos sistemas planetarios formados alrededor de estrellas de baja masa sin gigantes gaseosos que asumieron discos protoplanetarios masivos. Nuestro principal objetivo es determinar que procentaje de las colisiones modeladas como perfectamente inel´asticas en dichas simulaciones no deber´ıan ser asumidas como tales. Adem´as, el algoritmo que nosotros proponemos permite cuantificar de manera m´as realista el porcentaje final de agua de los planetas formados en la zona habitable de un sistema. Un estudio de esta naturaleza nos permitir´amejorar nuestro entendimiento sobre la naturaleza de las colisiones planetarias durante las etapas finales de evoluci´on de un sistema.

P-03

22 Formaci´on de Planetas Terrestres en Estrellas de Baja Masa. A. Dugaro (1,2), G.C. de El´ıa (1,2), A. Brunini (2)

(1) Instituto de Astrof´ısica de La Plata (IALP), CCT La Plata-CONICET-UNLP (2) Facultad de Ciencias Astron´omicas y Geof´ısicas de La Plata, UNLP Diversos estudios han sido desarrollados con el fin de analizar el proceso de formaci´on planetaria alrededor de estrellas de baja masa. En particular, Raymond et al. (2007) realizaron simulaciones de N-cuerpos con el objetivo de estudiar la formaci´on de planetas de tipo terrestre para un amplio rango de masas estelares, esto es, desde 0.2 M⊙ hasta 1 M⊙. Para hacer esto, los autores asumieron que la masa del disco protoplanetario resulta ser proporcional a la masa estelar, de modo que cuanto menor es la masa de la estrella, menos masivo es el disco de trabajo. En este marco de trabajo, Raymond et al. (2007) mostraron que los planetas terrestres formados en la

Zona Habitable (ZH) alrededor de estrellas con masas menores a 0.6 M⊙ son poco masivos (menores a 0.1

M⊕) y secos, esto es, con muy bajos contenidos de agua. En efecto, de acuerdo a lo sugerido por estos autores, tales estrellas tienen asociados discos protoplanetarios de baja masa, por lo cual, la mezcla radial de material y la ca´ıda de agua sobre los planetas de la ZH resultan ser procesos ineficientes. Durante los ´ultimos a˜nos, Andrews et al. (2010) analizaron la emisi´on de 16 discos protoplanetarios alrededor de estrellas con masas entre 0.3 M⊙ y 2 M⊙, localizadas en la regi´on de formaci´on estelar de Ofiuco. Estos autores estudiaron la estructura de tales discos y sugirieron que sus masas son comparables e incluso mayores a aquella asociada al Modelo de Nebulosa Solar de Masa M´ınima (Hayashi 1981). En particular, Andrews et al. (2010) infirieron la existencia de un disco protoplanetario de 0.143 M⊙ alrededor de GSS 39, la cual es una estrella de tipo M con 0.6 M⊙. El principal objetivo de este trabajo es estudiar el proceso de formaci´on planetaria alrededor de estrellas de baja masa asumiendo discos protoplanetarios con una amplio rango de masas. En particular, proponemos estudiar estrellas tipo M0 y M3, las cuales tienen masas de 0.5 M⊙ y 0.29 M⊙, respectivamente. Para cada blanco estelar, consideramos discos con un 5% y un 10% de la masa de la estrella central. En particular, este estudio focaliza sobre planetas formados en la ZH. Para cada escenario de trabajo, utilizamos un modelo semianal´ıtico con el fin de determinar de manera m´as realista la distribuci´on de embriones y planetesimales al final de la fase gaseosa. Luego, estas distribuciones son usadas como condiciones iniciales para las simulaciones de N-cuerpos. Para cada estrella, llevamos a cabo 10 simulaciones de N-cuerpos para cada disco bajo consideraci´on. Nuestros resultados sugieren la formaci´on de planetas de tipo terrestre en la ZH de los sistemas bajo estudio con un amplio rango de masas y contenidos de agua. Para estrellas M3, los planetas formados en la

ZH tienen masas entre 0.07 M⊕ y 0.32 M⊕ y contenidos de agua de ∼ 0.01% - 23%. Para estrellas M0, los planetas de la ZH presentan masas entre 0.28 M⊕ y 1.43 M⊕ y contenidos de agua de ∼ 18% - 45%. Estos planetas resultan ser blancos de inter´es astrobiol´ogico ya que de acuerdo a sus masas deber´ıan ser capaces de conservar una atm´osfera y hasta quiz´as generar tect´onica de placas. Creemos firmemente que este trabajo contribuye a clarificar nuestra comprensi´on sobre la potencial habitabilidad de planetas de tipo terrestre formados alrededor de estrellas de baja masa.

P-04 Brazilian Mutual Phenomena Campaign of the Galilean satellites B. Morgado (1,2), M. Assafin (2), R. Vieira-Martins (1,2), D. Iria-Machado (3,4), J. Camargo (1), A. Dias-Oliveira (1), E. Oliveira (5), M. Malacarne (6), J. Miranda (6), A. Gomes-Junior (2)

23 (1) Observat´orio Nacional, Rio de Janeiro, Brazil (2) Observat´orio do Valongo, Universidade Federal do Rio de Janeiro, Rio de Janeiro, Brazil (3) Unioeste, Paran´a, Brazil (4) Polo Astronˆomico Casimiro Montenegro Filho/ FPTI-BR, Paran´a, Brazil (5) Col´egio Santa Maria, S˜ao Paulo, Brazil (6) Universidade Federal do Esp´ırito Santo, Vit´oria, Brazil The precise knowledge of the Galilean satellites position provides important informations in the study of very weak disturbing forces, such as the Tidal effect. However, the usual CCD astrometry of these bodies is not easy to be done with the necessary accuracy. The usual CCD astrometry of a single satellite position has a typical error of 150 mas, and it can be done at any time that the planet is visible to the observer. The mutual events, on the other hand, have uncertainties below 10 mas, however it can only be done during the equinox of the planet, for Jupiter this occurs every six years. In the years of 2014 and 2015 Jupiter was once again in its equinox. A campaign was organized by our group to observe this mutual phenomena in collaboration with more than six others Brazilian’s Institutes. In this work we studied 47 light curves and determine relative positions with a average precision of 8 mas. In all observations we use a narrow band methane filter centered in 889 nm with a width of 15 nm.

P-05 Estudio de colas de polvo cometarias a grandes distancias heliocentricas C. L´opez Sisterna (1,2), R. Gil-Hutton (1,2)

(1) Complejo Astron´omico El Leoncito - CONICET, Argentina (2) Facultad de Ciencias Exactas, F´ısicas y Naturales, UNSJ, Argentina Varios trabajos demuestran la existencia de campos electromagn´eticos sobre las superficies de algunos sat´elites, asteroides y cometas (Whipple, 1981; Mendis et al., 1981; Colwell et al., 2005). La interacci´on directa con la radiaci´on y el viento solar, produce que las superficies y el regolito de los objetos se car- guen positivamente, liberando electrones mediante el efecto fotoel´ectrico. Como consecuencia de la repulsi´on el´ectrica, las part´ıculas del regolito aparentar´ıan levitar sobre la superficie (Lee, 1996 ); y eventualmente las m´as peque˜nas podr´ıan ser arrastradas por el viento solar. La din´amica de estas part´ıculas se ver´ıan prin- cipalmente afectada por presi´on de radiaci´on; pero si el objeto, y por lo tanto las part´ıculas, se encuentra a grandes distancias helioc´entricas es posible que la fuerza de Lorentz adquiera un rol significativo en su movimiento. Por otro lado, son varios los cometas observados a grandes distancias helioc´entricas (m´as de 5 UA) donde pueden identificarse la coma y la cola de polvo (Mazzotta Epifani et al., 2008 ; Fernandez et al., 2013). En el presente trabajo se analizan los efectos electromagn´eticos producidos sobre las part´ıculas de polvo m´as peque˜nas para las cuales la fuerza de Lorentz es mayor, y se intenta modelar las colas de polvo de cometas a grandes distancias helioc´entricas considerado tanto presi´on de radiaci´on como fuerza de Lorentz.

P-06 The evolution of asteroids in the jumping-Jupiter migration model F. Roig (1), D. Nesvorn´y(2)

(1) Observat´orio Nacional, Rio de Janeiro, RJ 20921-400, Brasil (2) Southwest Research Institute, Boulder, CO 80302, USA In this work, we investigate the evolution of a primordial belt of asteroids, represented by a large number of massless test particles, under the gravitational effect of migrating Jovian planets in the framework of the

24 jumping Jupiter model. We perform several simulations considering test particles distributed in the Main Belt, as well as in the Hilda and Trojan groups. The simulations start with Jupiter and Saturn locked in the mutual 3:2 mean motion resonance plus 3 Neptune-mass planets in a compact orbital configuration. Mutual planetary interactions during migration led one of the Neptunes to be ejected in less than 10 Myr of evolution, causing Jupiter to jump by about 0.3 au in semi major axis. This introduces a large scale instability in the studied populations of small bodies. After the migration phase, the simulations are extended over 4 Gyr, and we compare the final orbital structure of the simulated test particles to the current Main Belt of asteroids with absolute magnitude H ¡ 9.7. The results indicate that, in order to reproduce the present Main Belt, the primordial belt should have had a distribution peaked at 10o in inclination and at 0.1 in eccentricity. We discuss the implications of this for the Grand Tack model. The results also indicate that neither primordial Hildas, nor Trojans, survive the instability, confirming the idea that such populations must have been implanted from other sources. In particular, we address the possibility of implantation of Hildas and Trojans from the Main Belt population, but find that this contribution should be minor.

P-07 Projeto IMPACTON: Determina¸c˜ao do per´ıodo de rota¸c˜ao de asteroides em ´orbita pr´oxima da Terra F. Monteiro (1), D. Lazzaro (1), T. Rodrigues (1), R. de Souza (1), J.S. Silva (1), M.C.A. Loera (1)

(1) Observat´orio Nacional / MCTI, Rio de Janeiro, Brasil A popula¸c˜ao dos objetos em ´orbita pr´oxima da Terra ´eparticularmente interessante de ser estudada devido a sua natureza transiente, no sentido de que os objetos n˜ao podem ter estado em sua localiza¸c˜ao atual desde a forma¸c˜ao do Sistema Solar. Uma forma de entender melhor sua origem e seu destino ´eatrav´es de um maior conhecimento de suas propriedades f´ısicas. Atrav´es do projeto IMPACTON (Iniciativa de Mapeamento e Pesquisa de Asteroides nas Cercanias da Terra no Observat´orio Nacional) esta popula¸c˜ao vem sendo estudada de forma sistem´atica visando determinar diversas propriedades f´ısicas. No presente trabalho o foco ´evoltado `adetermina¸c˜ao das propriedades rotacionais de um n´umero estatisticamente significativos de objetos com o objetivo de impor v´ınculos sobre sua evolu¸c˜ao. Observa¸c˜oes fotom´etricas de objetos selecionados s˜ao realizadas utilizando o telesc´opio de 1m do Obser- vat´orio Astronˆomico do Sert˜ao de Itaparica (OASI), do projeto IMPACTON. Os dados s˜ao obtidos utilizando uma cˆamera CCD de 2024×2024 pixels, fornecendo um campo de 12×12 minutos de arco, e o filtro R do sistema Johnson. Cada objeto ´eobservado durante duas ou trˆes noites ao longo de 4 a 6 horas. Essas observa¸c˜oes s˜ao repetidas nos meses consecutivos visando determinar a dire¸c˜ao do polo e o modelo de forma do objeto. A redu¸c˜ao dos dados est´asendo realizada utilizando o programa MaxIm DL, atrav´es das tarefas Callibration e Photometry. Utilizando magnitudes relativas (asteroide menos estrela do campo) s˜ao obtidas as curvas de luz cuja an´alise atrav´es ajuste de Fourier permite obter o per´ıodo de rota¸c˜ao. No presente trabalho vamos apresentar os resultados das observa¸c˜oes realizadas de janeiro a dezem- bro de 2015. No per´ıodo foram observados aproximadamente 25 asteroides em orbita pr´oxima da Terra e determinado o per´ıodo de rota¸c˜ao para 15 destes.

P-08 Cantidad de energ´ıa disipada en colisiones durante la formaci´on y evoluci´on planetaria I.L. San Sebasti´an (1,3), M.G. Parisi (2,3)

25 (1) Facultad de Ciencias Astron´omicas y Geof´ısicas (UNLP) (2) Instituto Argentino de Radioastronom´ıa (CONICET) (3) Consejo Nacional de Investigaciones Cient´ıficas y T´ecnicas (CONICET) Durante la primer etapa de formaci´on planetaria se forman objetos llamados planetesimales, los cuales van creciendo de tama˜no durante la segunda etapa hasta formar a los planetas terrestres y a los n´ucleos de los planetas gigantes mediante procesos de acreci´on. El tama˜no de los planetesimales en la transici´on entre estas dos etapas asi como durante su crecimiento en la segunda etapa es actualmente materia de debate. De acuerdo al trabajo de Parisi (2013) para que exista acreci´on se requiere de un disco din´amicamente muy fr´ıo durante todo el proceso de formaci´on planetaria a lo largo de todo el disco protoplanetario, lo que parece dif´ıcil de conseguir. Los modelos de acreci´on de los planetas terrestres y de los n´ucleos de planetas gigantes muestran que planetesimales de 1-100 km de radio alcanzan valores de su excentricidad orbital similares al l´ımite de excentricidad obtenido en Parisi (2013) para producir la disrupci´on de estos objetos en vez de su acreci´on. El mayor problema en los modelos de fragmentaci´on es que la cantidad de energ´ıa que se disipa en calor en una colisi´on es desconocida. Un factor clave en todos los modelos de fragmentaci´on es la fracci´on de energ´ıa cin´etica de impacto particionada en energ´ıa cin´etica de los fragmentos. Resultados experimentales sugieren que el factor gamma que da cuenta de la ineficiencia de la conversi´on de la energ´ıa cin´etica de impacto en energ´ıa cin´etica de los fragmentos es aproximadamente 0.1. En este trabajo exploramos el crecimiento o disrupci´on de planetesimales en colisiones asumiendo dos valores de gamma, 0.05 y 0.13, que se encuentran dentro del rango obtenido por Arakawa & Higa (1996).

P-09 The IMPACTON Project: Pole and Shape of Eight Near-Earth Asteroids J.S. Silva (1), D. Lazzaro (1), T. Rodrigues (1), J.M. Carvano (1), F. Roig (1), R. Souza (1) and the IMPACTON team

(1) Observat´orio Nacional, COAA, Rua Gal. Jos´eCristino 77, 20921-400 Rio de Janeiro, Brazil The formation and evolution of Solar System small bodies, in particular those innear-Earth orbits, is a complex problem which solution strongly depends on a better knowledge of their physical properties. To contribute to the international efforts in this direction the IMPACTON project (www.on.br/IMPACTON) set up a dedicated facility denominated Observat´orio Astronˆomico do Sert˜ao de Itaparica (OASI). Using the 1-m telescope several dozens of NEAs were observed between March 2012 and October 2014. Here we will present the results obtained for 8 objects. Relative magnitudes were used to obtain lightcurves and derive rotational periods. Applying the inversion method developed by Kaasalainen and Torppa (2001) and Kaasalainen et al. (2001), along with lightcurves from literature, allowed to refine the rotational period of these asteroids as well as to derive their pole direction and shape. The obtained results confirm a lack of poles toward the ecliptic and with a majority of retrograde rotators. A more representative sample, however, is needed in order to drive robust conclusions.

P-10 Captura en Resonancia en Sistemas Planetarios en Formaci´ıon L. Badano (1), T. Gallardo (1)

(1) Departamento de Astronom´ıa, Facultad de Ciencias, Universidad de la Rep´ublica, Uruguay

26 A partir de datos de distintos sistemas planetarios se observa una tendencia de los planetas de encontrarse en resonancias de dos cuerpos (Fabrycky et al. 2014), lo cual motiva el estudio de ver cu´ales son las condiciones m´as favorables en un sistema planetario en formaci´on para que esto ocurra, as´ıcomo tambi´en que ocurran resonancias entre tres cuerpos. Estudiamos la captura en resonania de dos y de tres cuerpos mediante el proceso de migraci´on de planetas en el disco protoplanetario utilizando simulaciones num´ericas en las cuales variamos distintos par´ametros. Nos interesa estudiar la captura as´ıcomo tambi´en la posibilidad de que sobreviva en el tiempo a un proceso de migraci´on planetaria.

P-11 The evolution of gas and dust in protoplanetary disks L.A. Paula (1), T.A. Michtchenko (1)

(1) Instituto Astronˆomico, Geof´ısico e de Ciˆencias Atmosf´ericas da Universidade de S˜ao Paulo, Brazil Dust constitutes only about one percent of the mass of circumstellar disks, yet is of crucial importance for the modeling of planet formation, disk chemistry, radiative transfer and observations. The key ingredient that drives the evolution of dust particles is the drag force they feel from the gas. Drag is responsible for example for the radial migration of solid bodies toward the inner parts of a disk for which the pressure decreases radially outwards. The timescale for this migration is so rapid for centimeter and meter size bodies that it has become a problem for standard planet formation theories. In this work, we describe the physical and numerical concepts that go into a model, which is able to simulate the radial and size evolution of dust in a gas disk generated by the program FARGO3D. In this model, the evolution is found to be well described using an advection diffusion equation. The resulting dust size distributions are compared to our analytical predictions.

P-12 Estudos fotom´etricos de objetos primitivos no Sistema Solar. C. Ayala-Loera (1), A. Alvarez-Candal (1), J.L. Ortiz (2), N. Pinlla-Alonso (3), R. Duffard (2), D. Lazzaro (1)

(1) Observat´orio Nacional/MCTI, Rua General Jos´eCristino 77, Rio de Janeiro, RJ, 20921-400, Brasil (2) Instituto de Astrof´ısica de Andaluc´ıa, CSIC, Apt 3004, 18080, Granada, Espa˜na (3) Department of Earth and Planetary Sciences, University of Tennessee, Knoxville, TN, 37996, United States Al´em dos estudos dinˆamicos, estudos das popula¸c˜oes de objetos nas regi˜oes externas do Sistema Solar, s˜ao importantes porque eles s˜ao restos dos blocos de constru¸c˜ao do nosso sistema planet´ario. As propiedades e a distribu¸c˜ao no espa¸co de pequenos corpos no Sistema Solar (SSSB da sigla inglˆes para Small Solar System Bodies) fornece pistas para cohecer a forma¸c˜ao e desenvolvimento dele. Neste projeto estudamos os corpos primitivos do Sistema Solar atrav´es do estudo das popula¸c˜oes de objetos nas regi˜oes externas como: os Objetos Trans-Netunianos (TNOs, Trans-Neptunian Objects da sigla inglˆes), e outras popula¸c˜oes relacionadas (Centauros e cometas da fam´ılia de J´upiter). Informa¸c˜ao sobre os tamanhos (diˆametros) pode-se obter atrav´es de dados fotom´etricos (vis´ıvel-NIR). A luz refletida ´eo fluxo e ´eproporcional ao tamanho (D) e a fra¸c˜ao de luz que o corpo reflete (albedo geom´etrico, pv). A magnitude Reduzida ´ea medida do brilho, ou seja, a medida da luz refletida pelo objeto. A Magnitude Absoluta, H, ´edefinida como a magnitude do objeto como se fosse visto de uma distˆancia 1 UA da Terra e ele estivesse a 1 UA do Sol e com um ˆangulo de fase θ = 0o; o ˆangulo de fase θ ´eo ˆangulo

27 que um corpo subtende em rela¸c˜ao a separa¸c˜ao Sol-Terra, ∆.

A estima¸c˜ao da Magnitude Absoluta, H, pode ser medida em diferentes ˆangulos de fase α, e obt´em-se a partir da magnitude calibrada ao sistema padr˜ao. A magnitude calibrada ´enormalizada das distˆancia TNO-Terra ∆ e TNO-Sol, r, quando elas sao iguais a 1 UA.

H = M − 5log(r∆) − βα (1)

β ´eum parˆametro de ajuste da rela¸c˜ao linear.

Uma curva de fase mostra a altera¸c˜ao da Magnitude Absoluta em rela¸c˜ao aos ˆangulos de fase. Estas curvas mostram um comportamento complexo, curvas de fase com grandes ˆangulos de fase seguem uma tendˆencia linear pero para pequenos ˆangulos de fase as curvas de fase poden apresentar um efeito de oposi¸c˜ao e muitas vezes ocorre um desvio da linearidade. Modelos fotom´etricos complexos (Bowell et al. 1989,) podem ser utilizados para compreender a intera¸c˜ao da luz com a superf´ıcie do corpo e como esta intera¸c˜ao ´emostrada nas curvas de fase. Presentamos resultados preliminares do estudos fotom´etricos nas bandas V e R de TNOs com o qual planejamos estudar o comportamento das curvas de fase e identificar poss´ıveis inclina¸c˜oes negativas e tentar conhecer os procesos astrof´ısicos que poderiam explic´a-las. Para construir curvas de fase precisa-se observar o mesmo objeto durante diferentes ´epocas, por lo qual utilizamos resultados de varias missoes observacionales e diferentes telescopios (SOAR, no observatorio La Silla, Chile e IAC80, no Observatorio del Teide, Espa˜na).

P-13 Morphological structures of comet 1P/Halley in their perihelion passages in 1910 and 1986 M.R. Voelzke (1)

(1) Universidade Cruzeiro do Sul This work is based on a systematic analysis of images of 1P/Halley comet collected during its penultimate and ultimate approaches, i.e., in 1910 and in 1986. The present research basically characterised, identified, classified, measured and compared some of the tail structures of comet 1P/Halley like DEs, wavy structures and solitons. The images illustrated in the Atlas of Comet Halley 1910 II (Donn et al., 1986), which shows the comet in its 1910 passage, were compared with the images illustrated in The International Halley Watch Atlas of Large-Scale Phenomena (Brandt et al., 1992), which shows the comet in its 1986 passage. While two onsets of DEs were discovered after the perihelion passage in 1910, the average value of the corrected cometocentric velocity Vc was (57 ± 15) km/s ; ten were discovered after the perihelion passage in 1986 with an average of corrected velocities equal to (130 ± 37) km/s .The mean value of the corrected wavelength of wavy structures, in 1910, is equal to (1.7 ± 0.1)×106km and in 1986 is (2.2 ± 0.2)×106km. The mean value of the amplitude A of the wave, in 1910, is equal to (1.4 ± 0.1)×105km and in 1986 it is equal to (2.8 ± 0.5)×105km. The goals of this research are to report the results obtained from the analysis of the P/Halley’s 1910 and 1986 images, to provide empirical data for comparison and to form the input for future physical/theoretical work.

P-14

28 On the Modelling of Magnetic and Viscous Torques in the rotation of multi-layered regular satellites of Jupiter and Saturn N. Callegari Jr. (1), H. Hussmann (2)

(1) UNESP - Rio Claro - Brazil. Email: [email protected] (2) German Aerospace Center (DLR). Institute of Planetary Research Berlin. Email: [email protected] In this work, we consider both the conservative dynamics and the dissipative evolution of rotation of multi- layered satellites. Differential rotation, i.e., relative motion of distinct rigid layers is possible, and we review plausible models of magnetic, gravitational and viscous internal torques between the layers and the planet. Such models are based on realistic estimated internal structures of the interior of satellites which we have calculated and present here in this work. We will show results of numerical simulations of dynamics of rotation of many regular satellites. Large sets of initial conditions and parameters are considered, mainly close to the synchronous spin-orbit resonances (SOR). Among our main results we show that how some parameters related to the frictional internal forces related to dynamo-induced magnetic field may be analitically estimated in the case of Ganymede, and the effects of these torques on the stability of rotation of the satellite are numerically determined from numerical simulations. Similar methodology and some discussion on the nature of the magnetic filed are applied to other satellites like Titan and Europa. Depending on the set of parameters, the separatrix of the Enceladus’ synchronous SOR can be strongly perturbed by the so-called shell-inner core conservative gravitational forces. This region of the Ganymede’s and Titan’s rotational phase space can also be strongly disturbed by such torques. Finally we propose a new modelling of the viscous torques which must appear when the satellite have inner fluid layers. The current equationing of this kind of torque is based in interior models with only two layers, one fluid and a solid one. We show that it is inconsitent in case of multilayered satellites.

P-15 Captura de planetesimales en escenarios de migraci´on P. Lemos (1), T. Gallardo (1)

(1) Depto. De Astronom´ıa, Facultad de Ciencias, UdelaR En este trabajo se pretende analizar la captura de peque˜nos cuerpos presentes en el disco protoplanetario de una estrella j´oven por un planeta gigante. Durante su proceso de formaci´on, el n´ucleo del planeta gigante acreta material s´olido hasta que alcanza unas 15 masas terrestres. Es en este momento cuando se desencadena una r´apida acreci´on de gas, que implica un aumento repentino de masa junto con una migraci´on hacia la estrella. En una primera etapa, el planeta movi´endose tendr´ıa una tasa de migraci´on mucho mayor que la de cuerpos del ´orden de las decenas de kil´ometros de radio, que est´an pr´acticamente desacoplados del gas, lo que generar´ıa encuentros entre ellos. Estos encuentros, sumados a los efectos del aumento de masa y de la fricci´on con la regi´on m´as densa del gas en las cercan´ıas del planeta podr´ıan explicar la captura permanente de los planetesimales. Nuestro trabajo consiste en modelar este escenario haciendo uso de c´odigos hidrodin´amicos como el FARGO y analizar la relevancia de los efectos aqu´ınombrados.

P-16 Venus: a new understanding on how a geodynamical process under surface can be happening in other planets on solar system P. Such (1), L. Flores (2)

29 (1) CASLEO-CONICET. Av Espa˜na 1512 Sur, San Juan, Argentina. E-mail: [email protected] (2) Universidad de Chile. Facultad de Ciencias Fisicas y Matematicas. Plaza Ercilla 803, Santiago de Chile, Chile. Studies of images obtain from VIRTIS mission in the nightside emission of the visible thermal imaging spectrometor from Lada Terra in Planitia Region in the south hermisphere from Venus shows correlation with the geomorphological features analyzed through the brighteness images obtain from Magelllan radar mission. This work was accomplished applying Muller et al 2008 method. In this case atmospheric windows were taken from the thermal emission of 1.02, 1.10 and 1.18 µm absortion bands. This signal was attenuated for the atmosphere but it was posible to obtain a correlation between the surface temperature and the surface emissivity. The geomorphology present in the area of study shows a positive anomaly, that taking helbert et al 2008 they can correspond to young lava flows, but this actually means that there is volcanic activity present on venus surface? Or it means that the youngest lava flows can have a different composition from the older surrounded lava flows in the regi´on? On this work we propose that an endogenic process can be happening at certain areas on venus sub-surface, product of a mantle that presents a different geodinamical activity from earth, comparing the thermal emission profile with radiogenic activity on certain ´areas we appoint that under surface some certain radiogenic elements in composition can be the cause of excesive heat in some ´areas reflecting on surface. Helbert, J.; Muller, N.; Kostama, P.; Marinangeli, L.; Piccioni, G.; Drossart, P. 2008. ADS: 2008GL033609- pip // M¨uller, N.; Helbert, J.; et al. 2008. Journ. Geophys. Res. 20 pp

P-17 On the dynamical dispersal of primordial asteroid families P.I.O. Brasil (1), F. Roig (1), D. Nesvorn´y(2), V. Carruba (3), S. Aljbaae (3), M. Huaman Espinoza (3)

(1) Observat´orio Nacional, Brasil (2) SwRI, USA (3) UNESP Guaratinguet´a, Brasil Many asteroid families are identified and well characterized all over the main belt asteroid. Interestingly, however, none of them are older than ∼ 4 Gyr. Many mechanisms have been proposed to disperse such old primordial asteroid families that presumably have existed, but none have really worked. Here we present a plausible mechanism for dispersing primordial asteroid families that is based on the 5-planet instability model known as jumping Jupiter. Using two different evolutions for the jumping-Jupiter model, we have numerically integrated orbits of eight primordial families. Our results show that the most important effect on the asteroid families’ eccentricity and inclination dispersal is that of the secular resonances, in some cases associated with the mean motion resonances. As for the semimajoraxes spreading we find that the principal effect is that of close encounters with the fifth giant planet whose orbit briefly overlaps with (part of) the main belt. Therefore, the existence of a fifth giant planet with the mass comparable with that of Uranus’ or Neptune’s could contribute in important ways to dispersal of the primordial asteroid families. To have that effect, the interloper planet should penetrate and considerably interact with the asteroids during the instability phase.

P-18 Forma¸c˜ao dos Sat´elites Galileanos em um Cen´ario Hidrodinˆamico R.A. Moares (1), E. Vieira Neto (1)

(1) Grupo de Dinˆamica Orbital e Planetologia - UNESP

30 Acredita-se que os satelites galileanos se formaram nos est´agios finais de acre¸c˜ao de J´upiter, nas regi˜oes pr´oximas ao planeta, por´em ainda n˜ao h´anenhuma hip´otese de forma¸c˜ao que apresente um cen´ario que consiga explicar o tamanho e a posi¸c˜ao desses corpos com precis˜ao. As maiores condi¸c˜oes a serem atendidas pelos modelos ´ea forma¸c˜ao tardia de Calisto e a sua sperf´ıcie congelada de Calisto e Ganimedes. Nosso mo- delo prop˜oem simular os est´agios iniciais de acre¸c˜ao e migra¸c˜ao desses corpos em um cen´ario hidrodinˆamico, para isso utilizaremos o pacote num´erico FARGO com altera¸c˜oes em seu sistema de referˆencia, seu potencial gravitacional padr˜ao (onde ser˜ao inseridos os efeitos oriundos do Sol) e sua lei de acre¸c˜ao, essa ´ultima simu- lar´aum mistura entre acre¸c˜ao de g´as, tradicional nos m´etodos hidrodinˆamicos e acre¸c˜ao de material s´olido, tradicional nos modelos de N-corpos. Dessa forma, esperamos ao final desse trabalho conseguir reproduzir um sistema semelhante aos dos sat´elites galileanos, em rela¸c˜ao `aposi¸c˜ao e massa.

P-19 Como o modelo de migra¸c˜ao jumping Jupiter explica a ´orbita de Merc´urio? S. Souza (1), F. Roig (1), D. Nesvorn´y(2)

(1) Observat´orio Nacional, COAA, Rio de Janeiro, RJ, 20921-400, Brasil (2) Southwest Research Institute, 1050, Walnut Street, Suite 300, Boulder, CO 80302 Atualmente ´eamplamente aceito que os planetas jovianos do Sistema Solar migraram at´eas suas ´orbitas atuais em algum momento entre os primeiros 500 milh˜oes de anos ap´os a sua forma¸c˜ao. Esta migra¸c˜ao ocorreu em duas etapas: primeiro, for¸cada pela intera¸c˜ao dos planetas com disco gasoso e, posteriormente, for¸cada pela intera¸c˜ao com o disco de planetesimais remanescente. Esta segunda etapa teve um papel fundamental na cria¸c˜ao de muitas das estruturas dinˆamicas que s˜ao observadas atualmente, particularmente entre as popula¸c˜oes de pequenos corpos. Um modelo de migra¸c˜ao que tem ganhado bastante aten¸c˜ao nos ´ultimos anos ´eo denominado jumping Jupiter (JJ), que assume que inicialmente havia mais de quatro planetas gasosos e que um (ou mais) foram ejetados do Sistema Solar por um encontro pr´oximo com J´upiter. No decorrer deste encontro, J´upiter perde momento angular e seu semieixo orbital muda de forma quase instantˆanea. Uma das consequˆencias deste pulo ´ea mudan¸ca dr´astica das frequˆencias fundamentais seculares do sistema, que deve afetar significativamente os planetas terrestres e os asteroides, causando instabilidades e excitando suas excentricidades e inclina¸c˜oes. O presente trabalho, pretende avaliar, por meio de simula¸c˜oes num´ericas, como a migra¸c˜ao nas fases de instabilidade e de migra¸c˜ao suave repercute sobre os elementos orbitais do planeta Merc´urio. A simula¸c˜ao inicia-se considerando-se os planetas internos j´aformados em ´orbitas circulares e co-planares, e a posi¸c˜ao dos gigantes obtidas a partir de simula¸c˜oes anteriores, em que o g´as primordial j´ase dissipou, mas o disco de planetesimais, n˜ao. Interpolando as posi¸c˜oes dos gigantes e considerando um tempo de integra¸c˜ao de 10 Myr, para a fase de instabilidade, e 100 Myr, para a fase de migra¸c˜ao suave, verificamos que o modelo de jumping Jupiter consegue gerar a excita¸c˜ao necess´aria na excentricidade e inclina¸c˜ao de Merc´urio, re- sultando em valores compat´ıveis com os valores atuais. Atrav´es de nossa an´alise conseguimos identificar os mecanismos dinˆamicos respons´aveis por esta excita¸c˜ao. Neste processo a introdu¸c˜ao de efeitos relativ´ısticos tem consequˆencias importantes na evolu¸c˜ao.

P-20 Caracterizaci´on de las probabilidades de captura en el sistema exoplanetario HD 154088. S.H. Luna (1,2), M.D. Melita (1), H.D. Navone (2,3)

31 (1) Instituto de Astronom´ıa y F´ısica del Espacio (CONICET-UBA) (2) Facultad de Ciencias Exactas, Ingenier´ıa y Agrimensura (UNR) (3) Instituto de F´ısica de Rosario (CONICET-UNR) El estudio y caracterizaci´on de la interacci´on de mareas es de fundamental importancia en el an´alisis y en la determinaci´on del estado de rotaci´on de planetas y de sat´elites, tanto de nuestro Sistema Solar como de Sistemas Extrasolares. El objetivo de este trabajo es determinar el estado rotacional m´as probable del exoplaneta HD 154088 b, el cual, hasta ahora, es el ´unico planeta conocido que orbita su estrella anfitriona. La motivaci´on principal de este estudio es investigar la plausibilidad de la detecci´on de los efectos de la interacci´on de mareas mediante la medici´on de las variaciones de velocidad radial de la estrella anfitriona, originadas por la evoluci´on orbital debida a dicha interacci´on. La teor´ıa desarrollada en este trabajo aborda el problema de los dos cuerpos considerando la forma de uno de ellos (aqu´el cuyo estado rotacional desea determinarse). La deformaci´on del planeta, debida a la atracci´on gravitatoria ejercida por la estrella anfitriona, tiene como consecuencia la aparici´on de t´erminos no centrales en su potencial gravitatorio dando origen al conocido torque de mareas que, junto con el torque debido al t´ermino de deformaci´on permanente, dominan la din´amica del sistema. Estos torques pueden compensarse mutuamente dando lugar a la captura en alguna resonancia spin-´orbita. En tal sentido, se presenta una evaluaci´on de las probabilidades de captura en las resonancias 5:2, 2:1 y 3:2, mediante dos m´etodos conocidos como “m´etodo semianal´ıtico” y “m´etodo de fuerza bruta”. Adem´as, dada la incerteza existente en la excentricidad, se decidi´ohacer una estimaci´on de las probabilidades de captura en las mismas resonancias, pero ahora barriendo un intervalo de excentricidades de forma tal de cubrir razonablemente el margen de incerteza correspondiente a este par´ametro.

P-21 Determina¸c˜ao da forma de asteroides a partir da invers˜ao de curvas de luz V.C. Lattari, (1), R. Sfair (1)

(1) UNESP Univ. Estadual Paulista - Faculdade de Engenharia de Guaratinguet´a S˜ao Paulo - Brasil Um dos m´etodos mais utilizados para estudar os asteroides ´e o de curvas de luz, que tem como grande vantagem a facilidade de obten¸c˜ao de dado. O formato da curva de um asteroide depende das caracter´ısticas geom´etricas do corpo (forma, tamanho, rota¸c˜ao) e das condi¸c˜oes de ilumina¸c˜ao, ent˜ao atrav´es delas ´eposs´ıvel inferir o per´ıodo de rota¸c˜ao e o eixo de orienta¸c˜ao do p´olo do asteroide. J´apara obter a forma e as dimens˜oes do objeto ´enecess´ario utilizar uma t´ecnica num´erica que permita realizar a invers˜ao de curva de luz. Neste projeto foram analizados os asteroides 13 Egeria, 121 Hermione e 182 Elsa atrav´es do m´etodo num´erico de criado por Kaasalainen & Torppa (2001), que gera uma representa¸c˜ao da forma de asteroides dada pela combina¸c˜ao de poliedros triangulares calculando os v´ertices e faces que geram a forma do asteroide. As curvas de luz foram obtidas do banco de dados do MPC (Minor Planet Center) e dos DAMIT (Database of Asteroid Models from Inversion Techniques. Para 13 Egeria o per´ıodo de rota¸c˜ao encontrado foi 7.07540, as coordenadas eclipticas do polo (44,21) e o formato do corpo do asteroide atrav´es de 1024 poliedros triˆangulares. Os modelo encontrado foi satifat´orio, sendo comparado ao modelo gerado pelo banco de dados do DAMIT, encontrando o mesmo valor para o per´ıodo de rota¸c˜ao e para os parˆametros do polo. O mesmo processo foi utilizado para os asteroides 121 Hermione e 182 Elsa, utilzando per´ıodos de rota¸c˜ao de 5.5508 h e 80.166 h, valores para os parˆametros do polo (8o, 19o) e (67o, -87o). Ap´os este procedimento, foi calculado o potencial gravitacional para o asteroide 13 Egeria, tal como as suas curvas de velocidade zero. Esta an´alise tamb´em ser´afeita para os outros dois asteoroides 121 Hermione e 182 Elsa.

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32 Modelo semi-anal´ıtico para configura¸c˜oes coorbitais no Sistema Solar X. Saad-Olivera (1), F. Roig (1)

(1) Observat´orio Nacional Neste trabalho desenvolvemos um modelo semi-anal´ıtico para analisar a evolu¸c˜ao dinˆamica de dois corpos em movimento co-orbital ao redor de um outro, e considerando a perturba¸c˜ao de um quarto corpo massivo. No nosso caso o Sol. A nossa porposta ´eestudar a estabilidade do co-orbital sobre a a¸c˜ao da perturba¸c˜ao solar, que ´erelevante para o aparecimento da evec¸c˜ao, perturba¸c˜ao que poderia ser de soma importancia nestes sistemas. Apresentamos aqui os resultados preliminares sobre a constru¸c˜ao de um mapeamento simpl´etico, ao qual temos acrescentado o efeito de acahatemento do objeto central. Tamb´em apresentamos compara¸c˜oes do mapeamento com simula¸c˜oes num´ericas precisas, para diversos sistemas.

33 Lista de Participantes

Agustin Dugaro UNLP / Argentina Alan Alves Brito UFRGS / Brasil Alan Brito UFRGS / Brasil AlejandraDanielaRomero UFRGS/Brasil AltairRamosGomesJunior OV-UFRJ/Brasil AlvaroAlvarez-Candal ON/MCTI/Brasil AmauryAugustodeAlmeida IAG-USP/Brasil Ana Carolina de Souza Feliciano ON/MCTI / Brasil Ana Chies Santos UFRGS / Brasil AndersondeOliveiraRibeiro ON/MCTI/Brasil Andrea Guzman Mesa U.Sergio Arboleda / Colombia Annabella Elizabeth Mondino Llermanos OAC / Argentina BarbaraCeliBragaCamargo UNESP/Brasil BrunoEduardoMorgado ON/MCTI/Brasil CarlaFlorenciaCoronel UNLP/Argentina Cecilia Lopez UNSJ / Argentina CristianGiuppone OAC/Argentina DanielaBorgesPavani UFRGS/Brasil Daniela Lazzaro ON/MCTI / Brasil Daniele Fulvio PUC-Rio / Brasil ElielsonSoaresPereira IAG-USP/Brasil Esteban Garcia-Migani CASLEO / Argentina FelipeBragaRibas UTFP/Brasil Fernando Roig ON/MCTI / Brasil Filipe Vieira de Melo Monteiro ON/MCTI / Brasil FlorenciaCalandra UNSJ/Argentina Francisco Lopez UDELAR / Uruguai FranciscoLopezGarcia UNSJ/Argentina GabrielBorderesMotta UNESP/Brasil Gonzalo Tancredi UDELAR / Uruguai Hugo A. Folonier IAG-USP / Brasil IrinaLucianaSanSebastian UNLP/Argentina JorgeMarcioCarvano ON/MCTI/Brasil JoseSergioSilvaCabrera ON/MCTI/Brasil JuliaSchreiberMaia ON/MCTI/Brasil Julio Angel Fernandez UDELAR / Uruguai Laura Alejandra Flores Palma U.Chile / Chile LucasFerreiradaRosaModa IAG-USP/Brasil Luciana Badano UDELAR / Uruguai Luis Mammana CASLEO / Argentina LuizAlbertodePaula IAG-USP/Brasil M.GabrielaParisi UNLP/Argentina MadelCarmenAyalaLoera ON/MCTI/Brasil Marcela Canada-Assandri CASLEO / Argentina Marcelo de Cicco ON/MCTI / Brasil Marcos Rincon Voelzke U.Cruz.Sul / Brasil MariaHelenaMoreiraMorais UNESP/Brasil MariaPaulaRonco UNLP/Argentina Mariana Belen Sanchez UNLP / Argentina Marinka Egorov UDELAR / Uruguai MarioDanielMelita IAFE/Argentina Mario de Pra ON/MCTI / Brasil NelsonCallegariJunior UNESP/Brasil NoeliaRominaTesei UNLP/Argentina OctavioMiguelGuilera UNLP/Argentina Pablo Lemos UDELAR / Uruguai Pilicida Maria da Silva Arcoverde ON/MCTI / Brasil RafaelRibeirodeSousa UNESP/Brasil RicardoAparecidodeMoraes UNESP/Brasil RicardoGil-Hutton CASLEO/Argentina RobertoVieiraMartins ON/MCTI/Brasil RodneydaSilvaGomes ON/MCTI/Brasil Romina di Sisto UNLP / Argentina RonaldoSavioliVieira IAG-USP/Brasil SandroRicardoDeSouza ON/MCTI/Brasil Santiago Luna IAFE / Argentina Silvia Martino UDELAR / Uruguai SylvioFerrazMello IAG-USP/Brasil Tabare Gallardo UDELAR / Uruguai Tatiana A. Michtchenko IAG-USP / Brasil TeresinhaRodrigues ON/MCTI/Brasil ThamirisdeSantana UNESP/Brasil VictorCorreaLattari UNESP/Brasil WalterSilvaMartins-Filho ON/MCTI/Brasil XimenaBeatrizSaadOlivera ON/MCTI/Brasil Zulema Lopez Garcia ICATE / Argentina

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