IIEncuentrosdeExploracindelSistemaSolar

Bilbao,1617deJuniode2011

ORGANIZADOPOR

AULAESPAZIOGELA

ConelapoyodelaUniversidaddelPasVasco/EuskalHerrikoUnibertsitatea,laEscuelaTcnicaSuperiordeIngenieradeBilbaoylaDiputacinForaldeBizkaia.

Comitcientfico:

Agustn Snchez Lavega (UPV-EHU, Presidente) Adriano Campo-Bagatn (U. Alicante, Secretario) Hector Guerrero (INTA) Javier Licandro (IAC) Miguel ngel Lpez Valverde (IAA) Josep Mara Trigo-Rodrguez (EEEC) Javier Ruiz (U. Complutense) Jose Luis Ortiz (IAA) Luis Vazquez (U. Complutense) Comit Local:

Ricardo Hueso Santiago Prez-Hoyos Jose Flix Rojas Teresa del Ro-Gaztelurrutia Jon Legarreta Naiara Barrado Itziar Garate

PROGRAMACIENTFICO:

IIEncuentrodeExploracindelSistemasolar

JUEVES16JUNIO

9:009:15BienvenidaPrimera sesin (Atmsferas planetarias I) Moderador:AdrianoCampoBagatn 09:1509:30P.Machado CharacterizationofVenusatmospheric

dynamicswithgroundbasedDopplervelocimetry

09:3009:45 J.Peralta SolarTideontheuppercloudwindsofthepolarcollarregionusingVIRTISM/VEXimages

09:4510:00 I.GarateLopez MorfologaydinmicadelVrticePolarSurdeVenuscondatosdeVenusExpress

10:0010:15F.Gonzalez UnModelodeCirculacinGeneraldelaaltaatmsferadeMarte:aplicacinalanlisisdedatos

10:1510:30B.SnchezCano AnlisisdelaionosferadeMartemediantesondeosobtenidosporMARSIS(MarsExpress)

10:3010:45A.Gonzlez OxgenoenlasestratosferasdelosplanetasexterioresyTitn

Pausaycaf(30min.)Segunda sesin (Atmsferas planetarias II y Geologa) Moderador:JoseLuisrtiz 11:1511:45EnricPall Laobservacindeeclipseslunaresen

preparacinparafuturasmisionesdecaracterizacindeexoplanetas

11:4512:00A.SnchezLavegaLagrantormentadeSaturnode201012:0012:15 J.F.SanzRequena EstructuraVerticaldelaatmsferadeSaturno

durantelaGWSde2010

12:1512:30E.GarcaMelendo Simulacionesdetormentasdegranescalaen

JpiterySaturno12:3012:45 I.Romeo MonteCarlomodelsofVenusresurfacinghistory12:4513:00 J.Ruiz LaevolucintrmicadelalitosferadeMarte13:0013:15M.D.Michelena Mineralesmagnticosconstituyentesdela

cortezadeMarte.Posiblesmicroestructuras13:1515:00Comida Tercera sesin (Colisiones) Moderador:LuisVzquez15:0015:30F.Moreno Unahiptesiscolisionalparaeloutburstdel

asteroide596Scheila15:3015:45A.Moro Studyofdustinsolarandextrasolarplanetary

systems15:4516:00P.Benavidez Comparandolosefectosdeimpactossobre

cuerposhomogneosyreacumulados16:0016:15A.Luque TransientLuminousEvents:highaltitudeoptical

emissionsprobingupperatmospheres16:1516:30 J.M.Madiedo Deteccindeimpactosdemeteoroidesenla

superficiedelaLunaPausaycaf(30min.)

Cuarta sesin (Asteroides, TNOs y cometas) Moderador:HctorGuerrero17:0017:30PabloSantos TNOsareCool:unestudiodelaregin

transneptunianaconeltelescopioespacialHerschel17:3017:45V.AliLagoa OuterMainBeltasteroids:firstanalysesoftheWide

fieldSurveyExplorerPreliminaryRelease17:4518:00 J.L.Ortiz PropiedadesfsicasdelosobjetosTransNeptunianos

(TNOs)medianteelestudiodesurotacin18:1518:30A.CampoBagatn Elextraocasodelplanetaenano2003EL61

(Haumea)18:3018:45M.deValBorro Deteccindevapordeaguaenelcometa81P/Wild2

conHerschel18:4519:00E.Escamilla Estudiotericodelaadsorcindeglicinaenla

superficie(100)delaforsterita19:0020:00hr VisitaAulaEspaZioyObservatorioAstronmico21:00hr CenaCongreso

VIERNES17JUNIO

Quinta sesin (Grupos de investigacin, observatorios, metodologas)Moderador:JavierRuiz 08:4509:15A.Cardesn LaExploracindelSistemaSolarenelCentro

EuropeodeAstronomaEspacial09:1509:30 J.MartnTorres ActividadesyProyectosCientficosdelGrupode

AtmsferasPlanetariasdelCAB09:3009:45B.Mate Espectroscopainfrarrojadehielosdeinters

astrofsico09:4510:00P.Gordillo EstudiodePlasmasenAtmsferasPlanetarias10:0010:15E.Solano PHAsprecoveryusingtheVirtualObservatoryPausaycaf(30min.) Sexta sesin (Misiones espaciales futuras) Moderador:MiguelngelLpezValverde10:4511:00R.Duffard Amultiplerendezvous,samplereturnmissionto

twonearEarthasteroids11:0011:15 J.Licandro MarcoPoloR:ascientificandtechnological

opportunityforspanishresearchers11:1511:30 J.M.Trigo Caracterizacinespectraldeasteroidescarbonceos

ysuaplicacinalamisinMarcoPoloR.11:3011:45M.A.Lpez NOMAD:ParticipacinespaolaenExoMars,la1

misinconjuntaESANASAalplanetaMarte11:4512:00L.Vzquez Marte:Losdescubrimientosprincipalesylamisin

MEIGAMETNETPRECURSOR12:0012:15H.Guerrero Estrategiaeneldesarrollodeinstrumentacin

miniaturizadaparaexploracinplanetariaBrevepausa12:2012:45 PlanNacionalAstronomayAstrofsica(R.

Bachiller)yPlanNacionaldelEspacio(J.MartnPintado)

12:4513:30 MesaredondadePlanetologa

Moderadores:AdrianoCampoBagatn,AgustnSnchezLavega,HectorGuerrero,JavierRuizTemtica:CNA,GTC,MICIIN,etc,

Comunicaciones print-only Atmsferasplanetarias:laTierrayelsistemasolarB.GonzlezMerino,E.Palle,yP.MontasRodriguezIndiciosdedeteccindecapasmetlicasdelamesosferaterrestreenespectrosdelEarthshineJ.D.Carrillo,P.MontasRodrguezEspectroscopademeteoroidesmediantesistemasCCDdealtasensibilidadJ.M.MadiedoyJ.M.TrigoRodrguezUnarevisindelacaracterizacindelossensoresusadosenteledeteccinterrestreyplanetariaA.CalleProfundidaddefallayflujotrmicoenMercurioI.EgeaGonzlez,J.Ruiz,C.Fernndez,J.P.Williams,A.Mrquez,L.M.Lara

EstudiomorfomtricoehidrulicodecanalesdeescorrentaenMarte.A.MolinayM.A.dePabloTheNoachianHesperianpaleoenvironmentalconditionsstudiedinOphirChasma,VallesMarinerisA.Molina,D.C.FernndezRemolar,yM.A.dePabloRelievesglaciaresenelflancoNoroestedelvolcnHecatesTholus,Marte.AnlisisycartografadeimgenesCTXyHiRISE.M.A.dePabloyJ.D.CentenoExopaleontologaenMarte,entelequiaofuturarealidad?A.Valenciano,J.MoralesyM.A.DePabloEstudiopreliminardelascondicionespaleoambientalesenuncrterdeimpactoenNepenthesMensae,Marte.A.ValencianoyM.A.dePablo

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ndice PresentacinElAulaEspazioGela......................................1A.SnchezLavega

Atmsferas Planetarias

CharacterizationofVenusatmosphericdynamicswithgroundbasedDopplervelocimetry............................................................5P.Machado,D.Luz,T.WidemannSolarTideontheuppercloudwindsofthepolarcollarregionusingVIRTISM/VEXimages.........................................................7J.Peralta,D.Luz,D.Berry,G.Piccioni,P.Drossart,R.Hueso,A.SnchezLavegaMorfologaydinmicadelVrticePolarSurdeVenuscondatosdeVEX.....8I.GarateLopez,R.Hueso,A.SnchezLavegaUnModelodeCirculacinGeneraldelaaltaatmsferadeMarte:aplicacinalanlisisdedatos........................................................9F.GonzlezGalindo,M.A.LpezValverde,F.ForgetAnlisisdelaionosferadeMartemediantesondeosobtenidosporMARSIS(MarsExpress).........................................................12B.SnchezCano,M.Herraiz,S.M.Radicella,O.Witasse,G.RodrguezCaderotOxgenoenlasestratosferasdelosplanetasexterioresyTitn...............15A.Gonzlez,L.M.Lara,P.Hartogh,C.Jarchow

ii

Laobservacindeeclipseslunaresenpreparacinparafuturasmisionesdecaracterizacindeexoplanetas............................................17E. Palle, P. MontasRodriguez, A. GarcaMuoz, M.R. ZapateroOsorio, R.Barrena,E.L.MartinLagrantormentadeSaturnode2010......................................19A.SnchezLavega,T.delRoGaztelurrutia,R.Hueso,J.M.GmezForrellad,J.F.SanzRequena, J. Legarreta, E. GarcaMelendo, F. Colas, J. Lecacheux, L. N.Fletcher,D.BarradoNavascus,D.Parker,InternationalOuterPlanetWatchTeamIOPWPVOLEstructuraVerticaldelaatmsferadeSaturnodurantelaGWSde2010......22J.FSanzRequena,T.delRoGaztelurrutia,S.PrezHoyos,A.SnchezLavegaSimulacionesdetormentasdegranescalaenJpiterySaturno.............25E.GarcaMelendo,J.Legarreta,A.SnchezLavegaGeologa Planetaria MonteCarlomodelsofVenusresurfacinghistory.........................29I.RomeoLaevolucintrmicadelalitosferadeMarte..............................32J.Ruiz,V.Lpez,A.JmenezDaz,R.Tejero,C.FernndezMineralesmagnticosconstituyentesdelacortezadeMarte.Posiblesmicroestructuras.......................................................34M.DazMichelena Colisiones en el sistema solar Unahiptesiscolisionalparaeloutburstdelasteroide596Scheila........37F.Moreno,J.L.Ortiz,J.Licandro,N.Morales,L.M.Lara,Z.Y.Lin,A.MolinaStudyofdustinsolarandextrasolarplanetarySystems....................40

iii

A.MoroMartnComparandolosefectosdeimpactossobrecuerposhomogneosyreacumulados..........................................................42P.G. Benavidez,D.D.Durda, B. L. Enke,W. F. Bottke Jr.,D.Nesvorn,D. C.Richardson,E.Asphaug,W.J.MerlineTransientLuminousEvents:highaltitudeopticalemissionsprobingupperatmospheres...........................................................44A.Luque,F.J.GordilloVzquezDeteccindeimpactosdemeteoroidesenlasuperficiedelaLuna...........47J.M.Madiedo,J.L.OrtizyN.Morales Asteroides, TNOs y Cometas TNOsareCool:unestudiodelaregintransneptunianaconeltelescopioespacialHerschel......................................................53P.SantosSanz,Th.G.Mller,E.Lellouch,H.Bhnhardt,J.Stansberry,J.L.Ortiz,A.Thirouin,R.DuffardOuterMainBeltasteroids:firstanalysesoftheWidefieldSurveyExplorerPreliminaryRelease....................................................56V. AlLagoa, J. Licandro,H. Campins,M. Kelley,M. Delb, Y. Fernndez, K.Hargorve,J.ZiefferPropiedadesfsicasdelosobjetosTransNeptunianos(TNOs)medianteelestudiodesurotacin..................................................58J.L.Ortiz,A.Thirouin,R.Duffard,P.SantosSanz,N.Morales,A.CampoBagatnElextraocasodelplanetaenano2003EL61(Haumea).....................62A. CampoBagatn, A. Thirouin, J.L. Ortiz, R. Duffard, P.G.Benavidez, D.C.Richardson

iv

Deteccindevapordeaguaenelcometa81P/Wild2conHerschel...........64M.deValBorro,P.Hartogh,J.Crovisier,D.BockeleMorvan,N.Biver,D.C.Lis,R.Moreno,C.Jarchow,M.Rengel,yS.SzutowiczEstudiotericodelaadsorcindeglicinaenlasuperficie(100)delaforsterita..............................................................65E.EscamillaRoa,F.MorenoGrupos de Investigacin, Observatorios y Metodologas LaExploracindelSistemaSolarenelCentroEuropeodeAstronomaEspacial...................................................71A.CardesinActividadesyProyectosCientficosdelGrupodeAtmsferasPlanetariasdelCAB...............................................................73F.J.MartnTorresEspectroscopainfrarrojadehielosdeintersastrofsico...................74B.Mat,Y.RodrguezLazcano,O.Glvez,V.J.Herrero,R.EscribanoEstudiodePlasmasenAtmsferasPlanetarias............................77F.J.GordilloVzquez,A.Luque,F.Parra,M.PassasPHAsprecoveryusingtheVirtualObservatory...........................80E.Solano,C.Rodrigo,O.Vaduvescu Misiones Espaciales Futuras Amultiplerendezvous,samplereturnmissiontotwonearEarthasteroids..85R. Duffard, K. Kumar, S. Pirrotta, M. Salatti, M. Kubnyi, U. Derz, R. M. G.Armytage,S.Arloth,L.Donati,A.Duricic, J.Flahaut,S.Hempel,A.Pollinger,S.Poulsen

v

MarcoPoloR:ascientificandtechnologicalopportunityforspanishresearchers....................................................88J.Licandro,L.M.Lara,A.CampoBagatn,J.M.TrigoRodriguezCaracterizacinespectraldeasteroidescarbonceosysuaplicacinalamisinMarcoPoloR..........................................................91J.M.TrigoRodrguez,J.Llorca,J.M.MadiedoNOMAD:ParticipacinespaolaenExoMars,la1misinconjuntaESANASAalplanetaMarte.......................................................94M.A. Lpez Valverde, J.J. LpezMoreno, J. Rodrguez, M. LpezPuertas, B.Funke,M.GarcaComas,F.GonzlezGalindo,A.C.VandaeleMarte:LosdescubrimientosprincipalesylamisinMEIGAMETNETPRECURSOR..........................................................97L.VzquezEstrategiaeneldesarrollodeinstrumentacinminiaturizadaparaexploracinplanetaria.............................................................100H.GuerreroPadrn

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Comunicaciones print-only Atmsferasplanetarias:laTierrayelsistemasolar........................103B.GonzlezMerino,E.Palle,yP.MontasRodriguezIndiciosdedeteccindecapasmetlicasdelamesosferaterrestreenespectrosdelEarthshine.........................................................104J.D.Carrillo,P.MontasRodrguezEspectroscopademeteoroidesmediantesistemasCCDdealtasensibilidadJ.M.MadiedoyJ.M.TrigoRodrguez.....................................107Unarevisindelacaracterizacindelossensoresusadosenteledeteccinterrestreyplanetaria...................................................110A.CalleProfundidaddefallayflujotrmicoenMercurio.........................113I. Egea-Gonzlez, J. Ruiz, C. Fernndez, J.-P. Williams, A. Mrquez, L. M. Lara EstudiomorfomtricoehidrulicodecanalesdeescorrentaenMarte.......116A.MolinayM.A.dePabloTheNoachianHesperianpaleoenvironmentalconditionsstudiedinOphirChasma,VallesMarineris..............................................119A.Molina,D.C.FernndezRemolar,yM.A.dePablo

RelievesglaciaresenelflancoNoroestedelvolcnHecatesTholus,Marte.AnlisisycartografadeimgenesCTXyHiRISE........................122M.A.dePabloyJ.D.CentenoExopaleontologaenMarte,entelequiaofuturarealidad?.................124A.Valenciano,J.MoralesyM.A.DePabloEstudiopreliminardelascondicionespaleoambientalesenuncrterdeimpactoenNepenthesMensae,Marte...........................................126A.ValencianoyM.A.dePablo

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PresentacinElAulaEspazioGela

Es param un honor y un grato placer daros la bienvenida al II Encuentro deExploracindelSistemaSolarqueconcarcterestatalcelebramosenestaocasinlosdas16y17deJuniode2011en laEscuelaTcnicaSuperiordeIngenieradeBilbao de la UPVEHU. Este es el segundo encuentro que celebramos, tras elrealizado hace dos aos en Salobrea, y por lo tanto se puede decir que anestamosen los iniciosde consolidar como colectivo lasactividadesampliamentemultidisciplinares con lasque, desdediferentes institucionesypuntosdevista,compartimos nuestros intereses en laCiencia, Tecnologa y la Investigacin delSistemaSolar.Contodo,elnmerodecomunicacionespresentadasaestecongresoysucalidad noshacenver laimportanciaqueestadisciplinaestaalcanzandoenEspaa, cada vez ms significativa en las reas de Astronoma y Astrofsica,Astrobiologa,Geologa Planetaria y en la perspectiva global de la ExploracinEspacial.

Laorganizacindeestos IIEncuentroscorreacargodelAulaEspaZioGela,unainiciativa impulsadaporelGrupodeCienciasPlanetariasde laUPVEHU en laE.T.S.de Ingenieray cuya financiacin correoa cargodelDpto.dePromocinEconmica de la Diputacin Foral de Bizkaia. Tengo que agradecer al ComitCientficoenprimerlugarsuapoyoparaelaborarunprogramalomscompletoyavanzadoposible,perosobretodohedehacerloenparticularalComitLocalyendestacado lugaraRicardoHuesoquehadejadoaparcadasbastanteshorasdesuinvestigacin para llevar adelante la organizacin de estas Jornadas en susmltiplesfacetas.

Agradeceros finalmentea todos losparticipantes elesfuerzoporhabervenidoaBilbaoesperandoqueestos IIEncuentrossuponganunmejorconocimientode loquehacemos yun acercamiento entre losdiferentes gruposque investigamos yexploramoselSistemaSolaralavezqueesperoquedisfrutisdevuestraestanciaenestatransformadavilladeBizkaia.

AgustnSnchezLavegaPresidentedelComitCientficoDirectordelAulaEspaZioGela

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OngiEtorriaAulaEspazioGela

Ohore handia da niretzat 2011ko ekainaren 16 eta 17an EHUUPVko BilbokoIngeniaritzaGoiEskolaTeknikoanizangodenizaeraestatalekoEguzkiSistemarenEsplorazioaren II Topaketara ongi etorria ematea.Honako hau ospatzen dugunbigarren topaketada,Salobreanduelabiurteospatutakoarenostean,etaberaz,esan dezakegu, komunak ditugun jakintzaalor anitzeko ekintzak, erakunde etaikuspuntu ezberdinetatik, kolektibo bezala finkatzeko hasierako urratsetangaudelaoraindik.Guztiarekinere,aurkeztutakokomunikaziokopuruaketahauenkalitateakdiziplinahauEspainianhartzenaridengarrantzia ikustaraztendigute;Astronomia etaAstrofisikan,Astrobiologian,GeologiaPlanetarioan etaEspazioEsplorazioarenperspektibaorokorreangeroetaadierazgarriagoa.

II Topaketa honen antolaketa,UPVEHUko IngeniaritzaG.E.TeknikokoZientziaPlanetarioen Taldeak bultzatutakoAula EspaZio Gelak zuzentzen du, BizkaikoForu Aldundiaren Berrikuntza eta Sustapeneko departamentuaren dirulaguntzarekin. Lehenenik, programarik zabalena eta aurreratuena prestatzekoBatzorde Zientifikoak emandako laguntza eskertu behar dut, baina batez ereLekuko Batzordearen lana eta bereziki,RicardoHueso, ikerketa ordu asko aldebaterautzidituelakotopaketahonenalderdianitzenantolaketaaurreraeramaten.

Azkenik eskerrak emanpartaideguztioiBilbora etortzeagatik.Neure itxaropenada, II Topaketa hau, egiten duguna hobeto ezagutzeko balioko duela eta baitaeguzkisistema ikertzendugun taldedesberdinenartekohurbilketasakonagobatizangodela.Aldiberean,eraberritutadagoenBizkaikohirihonetanegingoduzuenegonaldiagozadezazuenesperodut.

AgustnSnchezLavegaBatzordeZientifikoarenpresidenteaAulaEspaZioGelakozuzendaria

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Atmsferas planetarias

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CharacterizationofVenusatmosphericdynamicswithgroundbasedDopplervelocimetry

P.Machado(1,2),D.Luz(1),T.Widemann(2)

e-mail: pedro.machado@obspm.fr 1 CAAULCentrodeAstronomiaeAstrofsicadeLisboa,Portugal,2 LESIAObservatoiredeParis,France.

WepresentananalysisofobservationsofVenusmadewiththeUVESinstrument(UltravioletandVisualEchelleSpectrograph)atESOsVeryLargeTelescope.We performed Doppler velocimetry based on highresolution UVES spectra ofvisiblesolarFraunhoferlines,probinganaltitudeclosetothecloudtops.TheUVES instrument achieves bothhigh spectral resolvingpower (R 100000)andhighspatialresolution.Observationsweremadeatacentralwavelengthof580nm. The narrow slitwidth combinedwith the large angular size of the planetallows a direct determination of latitudinal (slit perpendicular to equator) orlongitudinal (slitparallel toequator)dependenceof thezonalwinds inboth thenorthernandsouthernhemispheres.Thecirculationuptothecloudtopsischaracterizedbyamonotonicallyincreasingzonalwind,reachingitmaximumcloseto70km.CloudtopwindsweremeasuredfromDopplervelocimetry,atechniquewhichhasbeenusedpreviouslytomeasureTitans winds from the Doppler shifts of the solar reflected spectrum (1), andDopplershiftsofCO2absorptionlines(2,3).Thespatiallyresolvedvelocitychangesonthesourcearemeasuredusingtheoptimalweightofintensityvariationsalongthespectratoperformabsoluteaccelerometry,withrespecttoareferencespectrum(4,5,6).TheobjectiveofthisworkistohelpconstraintheatmosphericdynamicsofVenus,inparticularas regards the studyofatmospheric superrotation, in coordinationwith the effort under way with the European Space Agencys Venus Expressmission (VEx).Major objectives are (1) tomeasure the latitudinal profile of thezonalwindsinthecloudlayer,mesosphereandinthethermosphereandtosearchfor wave motions through groundbased spectroscopic observations, usingDoppler techniques; (2) to complement insitu observations made by spacemissions (which use cloud tracking techniques or inferwinds indirectly); (3) toimprove our understanding of the nature of the processes governing superrotation in the atmosphere ofVenus, in particularwaves andwavemean flowinteractions, as well as the latitudinal extent of the cyclostrophic balanceapproximationatcloudtoplevel.

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RelativeDopplershiftsallowtoretrieverelativevariationsinthelatitudinalprofileofthezonalwind.Thenarrowslitwidthcombinedwiththelargeangularsizeofthe planet allows to characterize latitudinal and longitudinal variations of thewind, and the results of three nights of observationwere used to deduce thevariabilityofthecirculation.The method allowed to create an approximate wind map in the case ofobservationsobtainedwith the spectroscopicslitparallel to theequator.Wewilldiscuss the results and their intercomparison with previous spacecraftobservations, in particularwithVenus Express observations by theVIRTIS andVMCinstruments(7,8).Referencias1.Luzetal.Icarus179,497(2005).2.Widemannetal.PSS55,1741(2007).3.Widemannetal.PSS56,1320(2008).4.Luzetal.JGR111,(2006).5.Gaulmeetal.PSS56,1335(2008)6.Gabsietal.,(2008).7SnchezLavegaetalGRL35,L13204(2008)8Moissletal.JGR114,E0031(2009).

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SolarTideontheuppercloudwindsofthepolarcollarregionusingVIRTISM/VEXimages

J.Peralta1,D.Luz1,D.Berry2,G.Piccioni3,P.Drossart4,R.Hueso5andA.SnchezLavega5

e-mail: peralta@oal.ul.pt 1CAAUL/ObservatrioAstronmicodeLisboa,TapadadaAjuda,1349018Lisboa,Portugal,Phone:+351213616747,Fax:+351213616752,eMail:peralta@oal.ul.pt2Universidadedevora,Portugal3IASF/INAF,100ViadelFossodelCavaliere,Rome,Italy4LESIA/ObservatoiredeParis,CNRSUPMC,Univ.ParisDiderot,5,PlaceJulesJanssen,92195Meudon,France5Dep.FsicaAplicadaI/EscuelaSuperiordeIngeniera,UniversidaddelPasVasco,Bilbao,Spain TheeffectofthesolartidesonthewindsatthetopofthecloudsinVenushasbeenstudiedusingcloudtrackingwithVEX/VIRTISMimagestakenatwavelengths3.8and 5.0 m, allowing for the first time work with same altitude windssimultaneously from the day and nightside. The dataset included observationsfrom17orbits,coveringatimespanof290daysandthelatitudeintervalbetween70S and 85S, region associated with the cold collar. The diurnal tide(wavenumber 1) is found todominate both components of thewind,while thesemidiurnal tide (wavenumber 2) seems absentor tooweak tobedetected.Thediurnal tide presents amplitudes of about 5.62 and 6.44m/s for the zonal andmeridionalwindsrespectively.Thissupportstheimportantroleofthediurnaltidein themaintenanceof themeanzonal flowand that itcandrasticallychange thesense of the meridional flow. While the tidal amplitude seems not to suffersignificantchanges,thephasedisplaysatemporalvariabilitythatcouldbesubjecttothetideverticalpropagationand/ortheinfluenceofthepolarvortex.Finally,apersistentlagisapparentbetweenthephaseofzonalandmeridionaldisturbances,implying that the diurnal tides tends to force equatorward winds whenacceleratingthemeanflow,andpolewardwindswhendeceleratingit.

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MorfologaydinmicadelVrticePolarSurdeVenusconmedidasdeVIRTISdurantelamisinVenusExpress

I.GarateLopez1,R.Hueso1,A.SnchezLavega1e-mail: itziar_garate@ehu.es

1UniversidaddelPasVasco,Bilbao,Spain

El instrumentoVIRTISabordodeVEXobservaVenus endos canales (visible einfrarrojo),obteniendoespectroseimgenesmultiwavelengthdelplaneta.EnestetrabajopresentamosunestudiodelavariablemorfologadelVrticePolarSurendos capas de nubes, superior e inferior, y un estudio dinmico basado en lasmedidasdelcampodevientosenelvrticeobtenidasporseguimientodenubesalo largo de una amplia serie de imgenes y longitudes de onda sensibles adiferentesnivelesdealturas.Analizamos los resultados del lado nocturno del planeta con imgenes en elinfrarrojo cercano (1.74m) sensiblea lanube inferior (45km)ydeambos lados,diurnoynocturno,conimgenesenelinfrarrojotrmico(35m)sensiblealacimade nubes (65km). Tambin exploramos las diferentes dinmicas asociadas a lavariablemorfologadelvrtice.

AgradecimientosEstetrabajohasidofinanciadoporelMICIINespaol(AYA200910701)conelapoyodelFEDERyGruposGobiernoVascoTI46407.

Figura1.m

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UnModelodeCirculacinGeneraldelaaltaatmsferadeMarte:aplicacinalanlisisdedatos

F.GonzlezGalindo1,M.A.LpezValverde1,yF.Forget2

e-mail: ggalindo@iaa.es 1InstitutodeAstrofsicadeAndaluca/CSIC,Granada,Espaa2LaboratoiredeMtorologieDynamique,CNRS/UniversitPierreetMarieCurie,Pars,Francia LaaltaatmsferadeMarte(lascapassituadasporencimadeunos60kmsobrelasuperficie, incluyendo lamesosfera y la termosfera) es el escenariode procesosfsicosmuy importantes, como el escape atmosfrico, esencial para entender laevolucin a largoplazode la atmsfera, y la interaccinde la atmsfera con laradiacin solar incidente.Tambin en esta regin seproducen lasmaniobrasdeaerofrenadoporlasquelassondasespacialesdisminuyensuvelocidadmedianteelrozamientoconlaatmsferaparaconseguirinsertarseenrbitamarciana.Paraunbuendesarrollodeestasmaniobrasesfundamentalunconocimientopreviode ladensidadatmosfricaenlabajatermosfera.Lasobservacionesdelaaltaatmsferamarcianamuestrantambinlaimportanciadelacoplamientoconlabajaatmsfera.Por estas razones, durante la ltima dcada elModelo de Circulacin General(MCG)de laatmsferadeMartedesarrolladoenelLaboratoiredeMtorologieDynamique (LMD,Pars,Francia)(1),MCGLMD,ha sido extendidohasta la altaatmsfera en un trabajo conjunto del LMD y el Instituto de Astrofsica deAndaluca (IAA)(2,3,4). Es el nico MCG que permite actualmente el estudioconsistentedetodaslascapasdelaatmsferamarciana,desdelasuperficiehastalaexosfera,eincluyendotambinlaionosfera.Este modelo se est usando para la simulacin de la temperatura, densidad,composicinydinmicadelaaltaatmsferamarciana.Seestponiendounnfasisespecialenlascomparacionescondatosobservacionales,quepermitenporunladovalidarelmodeloyporotroalcanzarunmejorconocimientodelosprocesosfsicosque producen las estructuras observadas.Nos centraremos aqu en algunas deestascomparaciones.Lastemperaturasenlabasedelaexosferasonunparmetrofundamentalparalosmodelos que estudian el escape atmosfrico y la evolucin a largo plazo de laatmsferamarciana. Sin embargo, hasta recientemente slo sedisponadeunas

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pocasmedidasespordicasdeesteparmetro.ElMCGLMDhasidoutilizadoparaestudiar las variaciones estacionales, diurnas y con el ciclo solar de lastemperaturas en la exobase (4) y comparar con medidas recientes. El modelopredicevariacionesestacionalesdetemperaturaenlaexobasedeentre90y140K,dependiendo de la latitud, debidas sobre todo a la excentricidad de la rbitamarcianayconpocainfluenciadelavariacinestacionaldelacantidaddepolvoensuspensin(figura1).Fuertesvariacionesdiurnasdetemperaturasontambinpredichas,debidasalintensocalentamientoUVdiurnoquedalugaraimportantesmareastrmicas.La comparacin con la temperatura en la alta termosfera inferida a partir delposicionamiento preciso de la sondaMGS (5) muestra que elmodelo tiende asobreestimarlastemperaturastermosfricas.Lacomparacinconperfilestrmicosde la reginde lamesopausaobtenidosporSPICAM (6)muestranuna tendenciasimilar. Esto es debido probablemente a las aproximaciones realizadas en eltransporte radiativo infrarrojo por CO2. Hemos desarrollado nuevasparametrizacionesdeestosprocesoscuyocomportamientoyvalidezestnsiendocomprobados actualmente. Las primeras pruebas muestran que estas nuevasparametrizacionesmejoran la comparacinde los resultadosdelmodelo con losdatos.RecientementesehanobservadonubesformadasporhielodeCO2enlamesosferamarciana (7).Estasobservaciones implicanque la temperatura atmosfricahadeestar por debajo de la temperatura de condensacin de CO2, y adems hanpermitido determinar la velocidad zonal del viento en lamesosfera. Las nubesaparecensloenunosdeterminadosperiodosdelaoyenun intervalo limitadode latitudesy longitudesgeogrficasydehoras locales.Hemosusado elMCG

Figura1.TemperaturapredichaporelMCGLMDenlaexobasemarcianaenfuncindelalatitudydelaestacin(Ls=90parasolsticiodeveranoyLs=270solsticiodeinviernoenhemisferioNorte)

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LMDpararelacionar laclimatologade lasnubesobservadascon laclimatologadelastemperaturasmesosfricaspredichasporelmodelo.Hemoshalladoquelasmareas trmicas diurnas son fundamentales para explicar la distribucinlatitudinal de las nubes y la variacin de su altura con la hora local. Tambinhemos encontrado que las mareas no migratorias explican la distribucinlongitudinal de estas nubes. La comparacin entre los vientos predichos por elmodelo y los inferidos a partir de las observaciones de las nubes ha permitidovalidarporprimeravezladinmicamesosfricapredicha.Otras comparaciones con datos incluyen el calentamiento termosfrico polarobservadoporMarsOddyssey (8),quehapermitidomostrarlaimportanciadelasmareascreadas insitupara la formacindeestecalentamiento,o lasdensidadestermosfricas medidas mediante reflectrometra de electrones porMars GlobalSurveyor(9).OtrosconjuntosdedatosestnsiendoestudiadosenlaactualidadconelMCGLMD, incluyendo lasemisionesnocturnasdeNOmedidasporSPICAM,lasdensidadeselectrnicasen la ionosferamedidasporvarios instrumentoso lasdensidadesneutrasenlabajatermosferadeterminadasduranteelaerofrenadodedistintasmisiones.Referencias1.F.Forgetycol.J.Geophys.Res.104,2415524175(1999).2.M.AngelatsiCollycol.J.Geophys.Res.109,E01011(2004)3.M.AngelatsiCollycol.Geophys.Res.Lett.32,L04201(2005)4.F.GonzlezGalindoycol.J.Geophys.Res.114,E04001(2009)5.A.Mttnenycol.Icarus209452469(2010)6.J.Forbesycol.Geophys.Res.Lett.35,L01201(2008)7.F.Forgetycol.J.Geophys.Res.114,E01004(2009)8.F.GonzlezGalindoycol.J.Geophys.Res.114,E08004(2009)9.R.Lillisycol.J.Geophys.Res.115(2010)

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AnlisisdelaionosferadeMartemediantesondeosobtenidosporelequipoMARSIS(MarsExpress).

B.SnchezCano1,M.Herraiz1,2,S.M.Radicella3,O.Witasse4,G.RodrguezCaderot5e-mail: beasanch@fis.ucm.es

1 Departamento de Fsica de la Tierra, Astronoma y Astrofsica I, Facultad de Ciencias Fsicas,UniversidadComplutensedeMadrid(UCM),Madrid,Espaa.MEIGAMETNETPROJECT.

2InstitutodeGeociencias(UCMCSIC),Madrid,Espaa.3Aeronomy and Radiopropagation Laboratory ofAbdus Salam InternationalCentre for TheoreticalPhysics(ICTP),Trieste,Italia.

4ESA/ESTEC,Noordwijk,PasesBajos.5 SeccindepartamentaldeAstronomayGeodesia,FacultaddeCienciasMatemticas,UniversidadComplutensedeMadrid(UCM),Madrid,Espaa.MEIGAMETNETPROJECT.

Enelmarcodeentendimientodelafsicaylaqumicadeatmsferaseionosferasplanetarias,laionosferadeMartehasidounimportantetemadeinvestigacinenlosltimos40aos,aunquehastalallegadadeMarsExpressen2003,ningunadelasmisionescondestinoMartehaballevadoconsigosondeadoresquepermitieraobtenerperfilesdeladensidadelectrnicadelapartesuperiordedichaionosfera.Por tanto, la informacin fundamental de la que durante muchos aos se hadispuestohasidoapartirdedatosderadioocultacin.Estatcnicaesmuyusadaen el caso de la ionosfera terrestre, lo que permite una comparacin entre lasionosferasdeambosplanetas.Actualmente,seconocequelaionosferasuperiormarcianasesitaporencimadelos200kmdealtura,queenesareginlosprocesosdetransportesonsignificativosy que existeuna gran abundanciadeO yO+.De igualmodo, se sabeque estaionosferaest formadaporunacapaprincipal llamadaM1 localizadaen tornoa135kmdealturaqueseformaprincipalmenteporlaradiacinsolardelazonadelespectroultravioletaextremo(EUV)conlongituddeondaentre10y90nmyqueenelladominaelionO2+aunqueexistenpequeasconcentracionesdeCO2+yO+.Asmismoexisteunacapasecundaria llamadaM2quese localizaentornoa110kmdealturayqueseformaporlosrayosXsolaresdelongituddeonda10nmypor la ionizacin de impacto debida a los fotoelectrones y a los electronessecundarios.Finalmente,convienesealarlaexistenciadeunaterceracapa,entre65y110kmdealtura,que seobservaencontadasocasiones,denominadaM3ocapameteortica.Estacapaseformaapartirdemeteorosydepolvodela

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Figura1.Comparacinentrelosdatosexperimentalesobtenidosporradioocultacin(azul)

conelmodeloempricoobtenidoenesteestudioatravsdesondeos(rojo).atmsfera,deah,queprincipalmenteestcompuestaporionesatmicosmetlicosderivadosdelaablacindemeteoros(1).EsimportantetenerencuentaqueMartecarecedeuncampomagnticoglobalquedorigenalaaparicindeunamagnetosferadembitoplanetario,aunqueexistenregiones en la corteza del planeta intensamentemagnetizadas, sobretodo en elrangodelatitud30S85Sydelongitud120W210W,dondeloscamposalcanzanvaloresdehasta~1600nTmedidosa~100kmdealturayquepodran influirenestacapaatmosfrica(2).Elobjetivo finalde la investigacin en curso es crearunmodelo empricode ladensidadelectrnicade la ionosferamarcianapara laszonasnoafectadaspor lasanomalas magnticas de superficie, utilizando la informacin obtenida por elsondeador de laMars Express complementado por los datos obtenidos por latcnica de radio ocultacin. A partir de estos ltimos datos y en una etapapreliminar de este estudio ha sido posible asumir que la ionosfera deMarterespondeadecuadamenteaunmodelodeCapadeChapman (3).Con laayudadelmodelo emprico sebuscardeterminar el efectodelmagnetismo superficialsobrelaestructuradelaionosferamarciana.ElsegundopasoenestalneadetrabajohasidolacreacindeunprimermodeloexperimentaldelacapaionosfricaM1apartirdelosdatosdisponiblesdelradardebajas frecuencias,MARSIS,abordode lamisinMarsExpressde laAgencia

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Espacial Europea (ESA). Los datos fueron obtenidos del archivo de cienciasplanetariasde laESA.Con el findemodelar el comportamientode ladensidadelectrnica con la altura de dicha capa atmosfrica, se analizaron ms de 200ionogramasdelosdoshemisferiosdeMarte,perosloenregionessinpresenciadeanomalasmagnticas en la superficie del planeta. Los datos correspondan alperiodo JulioOctubrede2005.Estemodeloha sido comprobado conperfilesdedensidadelectrnicaenfuncindelaaltura,delperiodo19982005,procedentesdelamisindelaNASAMarsGlobalSurveyor(MGS)yquesonindependientesalosdatosutilizadosenelmodelo (Figura1).Tambinha sido contrastado conotrosperfilesobtenidosdeionogramasdeMARSIS(MarsExpress)quetampocohabansidousadospreviamenteparaobtenerelmodelo.Enunanuevafasedelestudio,comenzadarecientemente,sehainiciadoelanlisisde ionogramas obtenidos sobre zonas con anomalasmagnticas corticales, ascomolaconsideracindeunaalturadeescalavariableeneltopside.

Referencias1Ptzold,M.etal.Science,310,837838(2005).2Acua,M.H.etal.J.Geophys.Res.,106,2340323417(2001)3SnchezCano,B.UniversidadComplutensedeMadrid,40pp,2010

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OxgenoenlasestratsferasdelosplanetasexterioresyTitn

A.Gonzlez1,L.M.Lara2,P.Hartogh1yC.Jarchow1

e-mail: gonzalez@mps.mpg.de 1MaxPlanckInstitutfrSonnensystemforschung,37191KatlenburgLindau,Alemania2InstitutodeAstrofsicadeAndalucaCSIC,18008Granada,Espaa El vapor de agua se detect por primera vez en las estratsferas de todos losplanetas exteriores de nuestro Sistema Solar(1) y Titn(2) con ISOSWS (InfraredSpaceObservatory ShortWavelenght Spectrometer) al observar las lneas deemisinentre25y45m.Latropopausa,msomenosenlareginde100mbarentodoslosplanetasexterioresyTitn,esunaregindetemperaturamnimayactacomotrampaparatodaslasespeciescondensables,debidoaesto,elvapordeaguaqueprovienedelinteriordelosplanetasexterioresdebecondensarenestareginynopuedeentoncesalcanzar laestratsfera.Lapresenciadevapordeaguaen lasestratsferas de los planetas exteriores y Titn requiere por tanto una fuenteexterna de oxgeno, esta puede ser: micrometeoritos, impactos de cometas,sputteringdesdelossatlitesy/oanillos.Conelobjetivodecomprendermejorlaabundanciadecompuestosoxigenadosenlas estratsferasde los planetas exteriores yTitn, hemosdesarrolladomodelosfotoqumicos que predicen dichas abundancias(4,5) (tomando en cuenta tambinhidrocarburos en todos los casos y compuestos nitrogenados slo en el casodeTitn).Estosmodelosincluyenunesquemafotoqumicocompletoquepermitela

interaccin entre diferentes especies, estudia con detalle procesos de transporte(molecularyturbulento)yprocesosdecondensacin,tomaencuentalaentradade

Figura1.Perfilestrmicosdeloscuatroplanetasexteriores(3)(izquierda)yperfiltrmicodeTitn(2)(lneacontinua,derecha).

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oxgeno externo y usa valores actualizados obtenidos en laboratorios para laseficienciasdelasreaccionesqumicasylasseccioneseficacesdefotoabsorcin.Este trabajo formapartedelproyecto Water and related chemistry in theSolarSystem,conocidotambincomoHerschelSolarSystemObservations(HssO)(6),el cual tiene como objetivo observar agua y otras especies con abundanciaatmosfrica baja en nuestro Sistema Solar utilizando diferentes instrumentos abordodelTelescopioEspacialHerschel:HIFI (Heterodyne Instrument for theFarInfrared)unespectrmetrodemuyalta resolucin,PACS (PhotodetectingArrayCameraandSpectrometer),ySPIRE(SpectralandPhotometricImagingReceiver)ambos cmaras y espectrmetros de baja resolucin. Las diferentes lneas deemisindeaguaobservadasporHerschelseusanparavalidarlasprediccionesdelosperfilesverticalesobtenidosdenuestrosmodelos.

Referencias1H.Feuchtgruberetal.Nature389,159162(1997).2A.Coustenis,etal.AstronomyandAstrophysics336,L85L89(1998).3T.Encrenaz.TheAstronomyandAstrophysicsReview9,171219(1999).4L.M.Laraetal.JournalofGeophysicalResearch101,2326123283(1996).5A.Gonzlez,P.HartoghyL.M.Lara.AdvancesinGeosciences(2010)Aceptado.6P.Hartoghetal.PlanetaryandSpaceScience57,15961606(2010).

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Laobservacindeeclipsesdelunaenpreparacinparafuturasmisionesdecaracterizacindeexoplanetas

E.Palle1,P.MontasRodriguez1,A.GarciaMuoz1,M.R.ZapateroOsorio2,R.Barrena1yE.L.Martin2

e-mail: epalle@iac.es 1InstitutodeAstrofisicadeCanarias,ViaLacteasn,38200,LaLaguna,Tenrife.2CentrodeAstrobiologia,CSICINTA,Madrid,Spain Lasltimasdosdcadashansidotestigodeldescubrimientodecientosdeplanetasextrasolares,ycadavezhaymsmisiones,tantodesdeTierracomoenelEspacio,dedicadasasubsqueda.Conunagrannumerodeesosexoplanetasdescubiertosya,estamosasistiendoaunatransicindeunaetapadedescubrimientoaotradecaracterizacin de las atmsferas de esos planetas, con especial nfasis en labsqueda de planetas rocosos. Una vez que estos planetas se encuentren, losesfuerzos se concentraran en el estudioy caracterizacinde susatmsferasparaversienellossedanlascondicionesadecuadasparalavida. Gran parte de los hallazgos de planetas extrasolares se han llevado a cabomediantebsquedasde trnsitos (disminucinperidicadelbrilloestelardebidoalplanetacruzandoporsudisco).Enestesentido,cuandouncuerpocelestepasapor delante de una estrella, su luz atraviesa la atmsfera planetaria y se vemodificadapor los compuestosqumicosque sta contenga (nitrgeno,oxgeno,metano, etc). Si se estudia el espectro de la estrella antes y despus de que elplanetatransiteporella,seobtieneelespectrodetransmisindelplaneta,oloqueeslomismo,sepuedeestudiarsuatmsfera.Enpreparacinpara la interpretacindel los espectrosdeplanetas extrasolares,resultadesumautilidadpodercontarconobservacionesdelaTierraydelrestodelosplanetasdelsistemasolar,observadascomounpunto.Observacionesdelaluzcenicientareflejadaen laLunaofreceunagranoportunidadparaobservar la luzreflejada por la atmosfera terrestre u medir su variabilidad y la presencia debiomarcadores(1, 2). Asimismo la observacin de eclipses de Luna es una granoportunidad paramedir el espectro de transmisin de la Tierra(3,4), como si setrataradeunplanetaextrasolarcruzandopordelantedesuestrella.En nuestro grupo nos hemos especializado en este tipo de observacionesintegradas de la Tierra. En esta contribucin discutiremos la observacin y

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caracterizacindelespectrodetransmisinterrestreylosdetallesdeuncdigodetransporte radiativoquehemosdiseadopara la interpretacindeestosdatos(5),.Asimismodiscutiremos lasnuevas campaasdeobservacin,pasadasy futuras,para la caracterizacin del espectro terrestre a mayo resolucin espectral ycoberturaenlongituddeonda.Referencias1.P.MontasRodriguezetal.ApJ,651,544552(2006)2.P.MontasRodrguezetal.ApJ,629,11751182(2005)3.E.Palle,etal.Nature,459,814816(2009)4.E.Palle,M.R.ZapateroOsorio,yA.GarciaMuozApJ,728,1926(2011)5.A.GarciaMuoz,yE.PalleJQSRT,inpress(2011).

Figura1.Espectrodetransmisindelaatmosferaterrestre,obtenidosmediantelaobservacindelelcipsedeLunadel18deAgostaode2008.

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LagrantormentadelhemisferionortedeSaturnodelao2010

A.SnchezLavega1,T.delRoGaztelurrutia1,R.Hueso1,J.M.GmezForrellad2,J.F.SanzRequena3,J.Legarreta4,E.GarcaMelendo(2,5),F.

Colas6,J.Lecacheux7,L.N.Fletcher8,D.BarradoNavascus9,D.Parker10&InternationalOuterPlanetWatchTeamIOPWPVOL

e-mail: agustin.sanchez@ehu.es 1DepartamentodeFsicaAplicada I,E.T.S. Ingenieros,UniversidaddelPasVasco,AlamedaUrquijos/n,48013Bilbao(Spain). 2 EsteveDuranObservatoryFoundation,Seva(Spain). 3UniversidadEuropeaMigueldeCervantes,Valladolid(Spain) 4Departamento de Ingeniera de Sistemas yAutomtica, E.U.I.T.I.,Universidad Pas Vasco, Bilbao(Spain).5InstitutdeCinciesdelEspai(CSICIEEC),CampusUAB,FacultatdeCincies,TorreC5,parell,2apl.,E08193Bellaterra,Spain.6InstitutdeMcaniqueClesteetdeCalculdesEphmrides,BureaudesLongitudes,Paris(France)7LESIA,ObservatoiredeParisMeudon,Paris(France)8 Atmospheric, Oceanic and Planetary Physics, Department of Physics, Clarendon Laboratory,UniversityofOxford,ParksRoad,Oxford,OX13PU(UK).9CentroAstronmicoHispanoAlemn,ObservatoriodeCalarAltoMPIACSIC,Almera(Spain)10AssociationofLunarandPlanetaryObservers(ALPO),CoralGables,Florida(USA)Losplanetasgigantesdelsistema solar tienenabundantes tormentasconvectivasque semanifiestan visualmente al telescopio comomanchas brillantesde nubesquecrecenenrearpidamenteysevuelvenirregularesalserdispersadasporlosvientos(1).AlasbajastemperaturasdeJpiterySaturno(mnimasde124Ky85Krespectivamenteenlatropopausa),secondensannubesformadasporcristalitosdehielodeamonaco(NH3),hidrosulfurodeamonio(NH4SH)yagua,porordendeprofundidadenJpiterySaturnoentrelosnivelesdepresinde0.5y510baresrespectivamente.Segn nuestros trabajos anteriores, las tormentasde agua con origen a unos 10bares de profundidad, son capaces de generar en Saturno un fenmenosumamente raro, LasGrandesManchas Blancas, que segn las observacionestiene lugar una vez cada ao de Saturno (29.5 aos terrestres)(2,3,4,5). Las mssignificativashanocurridoenelecuador,concretamenteen losaos1876,1933y1990(seguidadeotraen1994)conunaperiodicidadaparentementede60aos.Enelao1903surgiunatormentaenlalatitud36Nyen1960latitudessubpolaresde60N.Estasmanchasbrillantes lleganacrecerhorizontalmentehastaalcanzartamaosdeentre10.000y20.000kms,apartirdelcualsegeneraunaperturbacindeescalaplanetariadurantelacuallasnubessondispersadasporlosvientos

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zonalesendireccindelosparalelos.Paranuestrasorpresa,yvariosaosantesdeloprevisto,el5deDiciembrede2010sedesencadenunaenormetormentaenelparalelo40N(Figura1),muycercadelalatituddeleventode1903.Durantelosmesestranscurridoshastalafechahemosestudiadolaevolucindelfenmenousando imgenesobtenidasconunaampliavariedaddetelescopiosquenoshapermitidounseguimientodiariodelevento.Enestacomunicacinpresentamosresultadossobreladinmicadelatormentaydelaperturbacinplanetariaquedesencaden, incluyendosimulacionesnumricasdelamismaquenospermite explorar condetalle la estructura subyacentebajo lasnubessuperioresdelaatmsferadeSaturno(Figura2).

Figura1.LatormentaensufaseinicialobservadaporC.Go(13Diciembre2010)yA.Wesley(14Diciembre2010)

Figura 2. Parte superior: Mapa de la tormenta observada en luz visible comparada en la parte inferior con un mapa de la simulacin numrica usando el cdigo EPIC.

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Referencias1.SnchezLavega,A.Icarus,49,116(1982).2.SnchezLavegaA.,BattanerE.Astron.Astrophys.,185,315326(1987).3.SnchezLavegaA.etal.Nature,353,397401(1991).4.SnchezLavegaA.etal.Science,271,631634(1996).5.Hueso,R.andSnchezLavegaA.Icarus,172,255271(2004).

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EstructuraVerticaldelaatmsferadeSaturnodurantelaGWSde2010

J.FSanzRequena1,T.delRoGaztelurrutia2S.PrezHoyos2,A.SnchezLavega2

e-mail: jfsanz@uemc.es 1UniversidadEuropeaMigueldeCervantes.C/JulioChevalier,n247012.Valladolid.(Spain)2DepartamentodeFsicaAplicadaI,E.T.S.Ingenieros,UniversidaddelPasVasco,AlamedaUrquijos/n,48013Bilbao(Spain). EnestetrabajoestudiamoslaestructuraverticaldenubesynieblasenlaatmsferasuperiordeSaturnodurantelaformacindelatormentagigante,conocidacomoGWS (1) queseinicienelmesdeDiciembrede2010.Sehanutilizadoimgenesdel observatorioPicduMidiusando tres filtros:UV (375 nm), azul (480 nm) ymetano(893nm)verFigura1.Utilizando el cdigo de transporte radiactivo basado en la tcnica doublingadding(2), hemos reproducido la variacin centrolimbo de la reflectividadabsolutaalatitudcorrespondientealacabezadelatormenta.DichasobservacionessehancaracterizadoutilizandolaleyMinnaert:

1kk00 (I/F)I/F

(1)

donde(I/F)0eslareflectividadcorregidageomtricamenteykeselcoeficientedeoscurecimiento hacia el limbo. Comparando los resultados fotomtricos con elmodelo reproducido de forma similar a trabajos anteriores(3) podemos deducirconclusionesrespectoalaestructuraverticaldelaatmsfera.Elmodeloatmosfricoquehemosutilizadoesdecincocapassiendodosellas lasque describen la niebla estratosfrica y la niebla troposfrica. Paramodelar lanieblaestratosfricaentre20y100mbarhemosutilizadouna funcinde fasedeMie con una partcula de un tamao promedio de 0.1 m de radio, ndice derefraccin real mr = 1.43 e ndice imaginario variable mi. Para las partculastroposfricas extendidas desde una presin P hasta 1400 mbar (nivel decondensacindelNH3)hemosutilizadouna funcinde fasedobledeHenyeyGreenstein (2hg) caracterizada por el albedo de difusin nica 0 y por losparmetrosf,g1yg2quecontrolanlacontribucindeladifusinhaciadelanteyhaciaatrsdelaspartculas.Ambascapasdepartculascontabancomoparmetrolibre del modelo su espesor ptico . Con respecto al gas, se caracteriza laabsorcindelmetano convolucionando el espectro revisadodelmetano(4) con larespuestaespectraldelosfiltrosutilizados,yladifusinRayleighconunamezcladeH2yHe(3,5).

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Figura1.ImagenmultiespectraldelaGWSyfotometra

Tabla1.Resultadosdelmodeloparalanieblaestratosfricaytroposfrica

Zonacontormenta Zonasintormenta UV Azul CH4 UV Azul CH4

0.6 0.3 0.15 0.6 0.2 0.14Nieblaestratosfricami 0.001 0.0005 0.0001 0.001 0.0005 0.0001

P(mbar) 100 100 150 100 100 1000 0.86 0.99 0.999 0.78 0.84 0.85 40 20 50 20 20 50f 0.9 0.81 0.55 0.9 0.3 0.83

Nieblatroposfrica

g1 0.68 0.6 0.7 0.7 0.6 0.6 g2 0.3 0.3 0.1 0.3 0.5 0.35

Los resultadospreliminaresdenuestrosmodelos se resumen en laTabla 1y sucomparacincon lasobservacionesenlaFigura1.Esencialmente,sedetectaenelfiltrodelmetanounanubenotablementemsdensapero almismo tiempomsbajaque losalrededoresde la tormentaquepermanecen sin serperturbados.Almismo tiempo, las partculas inyectadas por la ms que probable actividadconvectiva de la perturbacin resultan ser ms reflectantes que las partculaspreviamente presentes en la troposfera. Algunos de estos resultados, como elincrementodedensidaddepartculasbrillantes en la troposfera, son coherentescon losmodelos de la GWS ecuatorial de 1990(5),mientras que otros, como lalocalizacinmsbajade lacimade lanieblaen la tormenta,soncontradictorios.

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Estamossindudaanteunfenmenoque,apesardetenerunorigensimilaralastormentasprevias,poseeunascaractersticasquelahacennica. Referencias1.A.SnchezLavega,F.Colas, J.Lecacheux,P.Laques, I.Miyazaki,D.Parker Nature 353, 397401(1991)2.J.E.Hansen,L.D.Travis,SpaceScienceReviews16,527610(1974).3.S.PrezHoyos,A.SnchezLavega,R.G.French,J.F.Rojas,Icarus176,155174(2005).4.E.Karkoschka,M.G.Tomasko,Icarus205,674694(2010).5.J.R.Acarreta,A.SnchezLavegaIcarus137,2433(1999).

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Simulaciones de tormentas de gran escala en las atmsferas de Jpiter y Saturno

E.GarcaMelendo1,2,J.Legarreta3,yA.SnchezLavega4

e-mail: egarcia@foed.org 1FundaciObservatoriEsteveDuran.Montseny46,08553Seva.2 InstitutdeCinciesde lEspai (CSICIEEC),CampusUAB,FacultatdeCincies,TorreC5,parell,2apl.,E08193Bellaterra.3 DepartamentodeIngenieradeSistemasyAutomtica,E.U.I.T.I.,UniversidadPasVasco,Bilbao.4DepartamentodeFsicaAplicada I,E.T.S. Ingenieros,UniversidaddelPasVasco,AlamedaUrquijos/n,48013Bilbao. En este trabajopresentamos los resultadosde las simulacionesnumricasdel laperturbacin creada por la tormenta convectiva GreatWhite Spot(1) (GWS) deSaturno iniciada endiciembrede 2010, yde laperturbacin, tambinde origenconvectivo,aparecidaenlaBandaEcuatorialSurdeJpiter(2)(SEBD)duranteotoode2010.Ambasperturbaciones,deescalaplanetaria,seextendieronporlareginsituadaa+41NenelcasodelaGWSenSaturnoyentre16Sy20SrepartidaenmltiplesfocosenlaSEBDdeJpiter.ParalassimulacionesempleamoselcdigoEPIC(3) (ExplicitPlanetaryIsentropicCoordinateAtmosphericModel),unmodelodecirculacinglobalqueintegralasecuacionesdeNavierStokesenunplanetaenrpidarotacinconsimetraesferoidal.EPICpermiteexplorarelcomportamientodinmico de las atmsferas de Jpiter y Saturno bajo diferentes condiciones decizallavertical,vientoszonales,estructuratrmicavertical,ascomocondiferentesmodelosdeperturbacin(4,5).En el caso particular de laGWS y la SEBD, al introducir una perturbacin decarcter continuo, las simulaciones numricas son capaces de capturar lascaractersticas dinmicas ms importantes observadas de las perturbaciones,especialmentecuandolosvientossonconstantesoligeramentecrecienteshastaalmenoselnivelde10bares.EnlaFigura1semuestranalgunosdelosresultadosdelassimulacionesparalaSEBDdeJpiter,mientrasqueenlaFigura2semuestranlosresultadosobtenidoconEPICparalaGWSdeSaturno.Referencias1.SnchezLavega,A.etal.Nature,353,397401(1991).2.SnchezLavega,A.,Gmez,J.M.Icarus121,117(1996).3.Dowling,T.E.Icarus132,221238(1998).4.Legarreta,J.,andSnchezLavega,A.Icarus196,184201,(2008). 5.GarcaMelendo,E.etal.Icarus191,665677(2007).

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Figura1.Campodevorticidadpotencial(VP),paradossimulacionesdistintasdelaSEBDdeJpiter,dondeenlapartesuperiorsemuestraelefectodedosfocosinyectandoenergaa16Sy22Sparauntamaoelpticode0.6x0.6(imagensuperior),y0.6x2.0(dimensiones(EW)y(NS).Enlaparteizquierda a longitudes negativas se observa la GRS. En estas figuras el sur se sita en la parte superior.

Figura2.CampodeVPsimuladoporEPICparalaGWSdeSaturnode2010.Enlapartesuperiorsecomparaeliniciodelaperturbacinrealconelresultadotras12dasdesimulacin.Enlaparteinferiorseobservaeldesarrollodelaperturbacinsimuladaaaltaresolucin(0.35pxel1)tras50das,cuandolaperturbacinyasehaconvertidoenunfenmenoaescalaplanetariaquecircunda

todalareginsituadaaunalatitudde~40N

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geologa planetaria

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Monte Carlo models of Venus resurfacing history

I.Romeo1

e-mail: iromeobr@geo.ucm.es 1DepartamentodeGeodinmica,UniversidadComplutensedeMadrid,28040,MadridThe resurfacing evolution of Venus has been evaluated through Monte Carlosimulationswherecircularvolcanicunitsandcratersweregeneratedrandomlyinspaceandtimeoverasphere.Theinteractionbetweencrateringandvolcanismisrecorded by themodels thatwere later tested comparing their resultswith theobserved characteristics of volcanic units and crater populations onVenus. Thesizes of volcanic flows in themodelswere generated using the frequencysizedistributionofvolcanicunitsmeasuredonVenus(1).Anonhomogeneous spatialgeneration of volcanic unitswas included in themodels reproducing the BetaAltaThemis volcanic anomaly(2). Crater modification is simulated using a 3Dapproach,thegeometryofeachunitinthemodelisaflatconewithanedgeangleof0.5degrees.Acrateriserasedwhenthethicknessofapostdatingvolcanicunitin thesame locationexceeds the rimheight. If the thicknessof thevolcanic flowdoesnotexceedtherimheight,thecraterismarkedasmodified,andtheremnantoftherimheightisstoredasthenewrimheight.Whentheedgeofavolcanicunitisincontactwiththeejectasurfaceofacrateritisalsomarkedasamodifiedcrater.The final number ofmodified craters and randomness of the crater populationwereused toevaluate thesuccessof themodels,comparing theresults fromoursimulationswithVenusobservations.Therandomnessofthecraterpopulation isevaluatedusingpaircorrelationstatistics.TheresultsindicatethatthesizeofindividualvolcanicunitsonVenusistoolargeto be compatible with an equilibrium steadystate resurfacing of the planet,because the generation of these units produces holes in the crater distributionbreaking the observed randomness of the crater population. However, theobserved randomness of the crater population together with the number ofmodified craters can be achieved by amodified catastrophic evolutionwhere aglobalresurfacingeventtookplace1Gyrago(iftheaverageageis750Myr(3)).ThedistributionofmodifiedcratersinthemodelsiscontrolledbythepresenceoftheBATanomaly (Fig.1).Modifiedcatastrophicresurfacing is ingoodagreementwith the concentration ofmodified craters observed in the BAT anomaly area,while equilibrium resurfacing producesmoremodified craters out of the BATanomalyarea.

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These Monte Carlo simulations are currently being improved including newobservations of the Venus crater set that can be tested by ourmodels: (1) themodifiedcraterfrequencysizedistributionand(2)thefrequencydistancetoBATanomalydistributionofcratersandmodifiedcraters.Thepreferred catastrophic evolution calls forageodynamical explanationof thelastglobalresurfacingevent.Thehypothesisofglobalepisodicsubductioneventsasamechanism forcoolingVenus (4)providesagoodgeodynamicalexplanationfortheglobalresurfacingevent.Italsoexplainswhythelargebasalvolcanicunitswhere emplaced over a surface almost free of craters(5) and can account for thetectonic evolution of the tessera terrains if those terrains were made up ofdifferentiatedcrustthatdoesnotparticipateinthesubductionevents(6).TherecentcatastrophicevolutionofVenus indicates that thegeodynamicalmechanisms forcooling a planet can be verydifferent than the steadystate resurfacing of platetectonicsonEarth.References1.I.Romeo,D.L.Turcotte.Icarus203,1319(2009).

Figure1.(a)AgemapofthevolcanicunitsforatypicalmodifiedcatastrophicMonteCarlosimulation,(b)agemapofthevolcanicunitsforatypicalequilibriumMonteCarlosimulation,(c)mapshowingthelocationsofcratersforatypicalmodifiedcatastrophicMonteCarlosimulationand(d)mapshowingthelocationsofcratersforatypicalequilibriumMonteCarlosimulation.The

locationsofmodifiedcratersarealsoindicatedinred.

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2.L.S.Crumpler,etal.In:W.Bougher,etal.(Eds.)VenusII.UniversityofArizonaPress,Tucson,pp.697756.(1997).3.McKinnon,etal.1997.In:W.Bougher,etal.(Eds.)VenusII.UniversityofArizonaPress,Tucson,pp.9691014.(1997).4.D.L.Turcotte,etal.Icarus139,4954(1999).5.G.C.Collins,etal.JournalofGeophysicalResearch104(E10),2412124139(1999).6.I.Romeo,D.L.Turcotte.EarthandPlanetaryScienceLetters276,8597(2008).

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LaevolucintrmicadelalitosferadeMarte

JavierRuiz1,ValleLpez2,3,AlbertoJmenezDaz1,RosaTejero1,3yCarlosFernndez4

e-mail: jaruiz@geo.ucm.es 1DepartamentodeGeodinmica,FacultaddeCienciasGeolgicas,UniversidadComplutensedeMadrid,28040Madrid,Spain2InstitutodeGeologaEconmica,CSICUCM,28040Madrid,Spain3InstitutodeGeociencias,CSICUCM,28040Madrid,Spain4DepartamentodeGeodinmicayPaleontologa,UniversidaddeHuelva,CampusdeElCarmen,21071Huelva,SpainElusode indicadoresgeolgicosygeofsicosde resistenciade la litosfera (comosonelespesorelsticode la litosfera,o laprofundidaddegrandes fallas)puedeusarseparacalcularelflujotrmicodisipadoporunplanetaenlapocaenqueseformaronlasestructurasusadascomoindicador.Deestaforma,sepuedeobtenerinformacin muy valiosa sobre las condiciones locales de la litosfera endeterminadas regiones y pocas concretasdedichoplaneta.Adems, el estudioconjunto de regiones de diferente naturaleza geolgica y edad de formacinpermiteayudaraperfilarlahistoriageolgicadeuncuerpoplanetario.En trabajos recientes sobreMartehemos encontrado evidencias favoreciendounmantolitosfricorelativamentedbil,unacortezadiferenciadaconacumulacindeelementos incompatibles en su parte superior, una contribucin sustancial dehematitesalmagnetismocorticalyunadisipacinheterogneadecalorinternodeesteplaneta(1,2,3,4).Aqu presentamos estimaciones refinadas de flujo trmico superficial para 22regionesdeMartedediferente contextogeolgicoy pocasde formacin,19deellas realizadas a partir del espesor elstico de la litosfera y 3 a partir de laprofundidadde grandes fallas inversas.En los clculosusamos abundanciasdeelementos radioactivosderivadosdelMarsOysseyGRSyvalores realistasde laconductividadtrmicadelacortezayelmantolitosfrico,ytenemosencuentalascontribucionesdecortezaymantoalaresistenciatotaldelalitosfera.Losvaloresobtenidos (Figura 1) indican en general valores de flujo trmico inferiores a laproduccin totalde calor radioactivo enunmomentodado, lo que sugiereunaimportancia limitadadel enfriamiento seculardel interiordelplanetadurante lamayoradesuhistoria.

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Estos resultados son contrarios a lasprediccionesde lamayorademodelosdehistoratrmicadeMarte,peroseranconsistentesconlasevidenciasafavordeunncleofundidoenlaactualidad,ydeunalimitadacontraccinglobaldelplaneta.

Referencias1.J.Ruiz,C.Fernndez,D.GomezOrtiz,J.M.Dohm,V.Lpez,R.TejeroEPSL270,112.,(2008).2.J.Ruiz,J.P.Williams,J.M.Dohm,C.Fernndez,V.LpezIcarus203,4757,(2009).3.J.RuizIcarus203,454459,(2009).4.J.Ruiz,V.Lpez,J.M.DohmIcarus207,631637,(2010).

Figura1.LimitesuperiorobtenidoparaelflujotrmicosuperficialdediversasregionesdeMarte,enfuncindelaedadyeltipogeolgicoderegin.

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DiscusinsobrelosmineralesmagnticosconstituyentesdelacortezadeMarte.Posiblesmicroestructuras.

M.DazMichelena1

e-mail: diazma@inta.es 1DepartamentodeProgramasEspacialesyCienciasdelEspacio,InstitutoNacionaldeTcnicaAeroespacialLamisinMarsGlobalSurveyor (MGS)hizounexcelente trabajodemedidadelcampomagntico enMarte.Gracias a estamisin se sabe queMarte carece decampomagnticobipolarperoquelacortezapresentazonasdefuerteimanacin,que slo pueden atriburse a minerales con alta concetracin de magnetita,monodominioyconlaimanacinanclada.Sieteaosmstarde,lamisinMetNetpretendesituarunareddeaterrizadoresenla superficiedeMarte. En el primerode ellos (previsto para 2014), el INTA hadesarrollado entre otras cargas de pago un gradimetro con el objetivo decaracterizarlaspropiedadesmagnticasdelsuelomarciano.Enelmarcodeesteproyectosedesarrollaunadiscusinsobreposiblesmineralesmagnticos en la corteza deMarte. Se presentarn resultados preliminares delestudiodelascurvastermomagnticasdedistintascomposicionesalolargodelasolucinslidadetitanomagnetitas:x(Fe2TiO4)(1x)(Fe3O4)con0,30

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Colisiones en el sistema solar

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Unahiptesiscolisionalparaeloutburstdelasteroide596ScheilaenNoviembrede2010

F.Moreno1,J.L.Ortiz1,J.Licandro2,N.Morales1,L.M.Lara1,Z.Y.Lin1,yA.Molina1,3

e-mail: fernando@iaa.es 1InstitutodeAstrofsicadeAndaluca,CSIC,GlorietadelaAstronomas/n,18008Granada2InstitutodeAstrofsicadeCanarias,c/VaLcteas/n,38200LaLaguna,Tenerife,yDpto.deAstrofsica,Univ.deLaLaguna,38205LaLaguna,Tenerife3Dpto.deFsicaAplicada,FacultaddeCiencias,Univ.deGranada,c/Fuentenuevas/n,18071Granada El 11 de Diciembre de 2010, Larson1 detect un outbursten el asteroide 596Scheila,cuyasimgenesmostrabanunaaparienciacometaria.Esteobjeto,miembrodelCinturn Principal deAsteroides, posee un dimetro dems de 100 km, ypertenecealaclasedeasteroidesdetipoD,esdecir,objetosconalbedogeomtricomuybajo,colormoderadamenterojo,yespectroesencialmenteplano.Desdeeldaposterioralaobservacindelevento,hastael25deEnerode2011obtuvimosunaseriedeimgenesdelobjetocondiversostelescopios(IAC80,CAHA1.23m,WHT,y1.5mdelOSN),ademsdeusardatosdelNewMexicoSkiesObservatoryporgentilezadeJosephBrimacombe(1).Lasimgenesusadassemuestranenlafigura1, junto con los resultados proporcionados por nuestromodelo. Elmodelo estbasado en una hiptesis colisional, y parte de la resolucin numrica, por unmtodoRungeKuttade4orden,delaecuacindemovimientodelaspartculasexpelidasdelasteroidecomoresultadodelacolisin.Estaintegracinnumricaserepiteparaunelevadonmerodepartculas,delorden de105,cuyaposicinseproyectaenelplanodelcielo,y,juntandolacontribucindetodasellasseelaboraunmapa de brillo superficial que se compara con las imgenes observadas. Elmodelo,naturalmente,tieneasociadoungrannmerodeparmetros,porloquelasolucinqueproponemos esunade lasposibles,pero seguramenteno lanica.Suponemosquelaspartculasemitidastienenunaanchadistribucindepartculas,en el dominio comprendido entre las submicromtricas y las centimtricas,distribuidassegnunaleydepotencias.Laemisindepartculasseproduceenuninstantedeterminado,quetrasuna largaexperimentacin,encontramosquedebehabersidoalrededordel27deNoviembrede2010.Tambinencontramosqueelconode emisin est localizado en latitud 100,presentandounaasimetra en laeyeccinalolargodelejeperpendicularalplanoorbital,locualpodraindicarunimpactooblcuo,habiendoestadoelobjeto impactanteenunarbita fuertementeexcitada, de alta inclinacin, como las que adquieren los asteroides un tiempodespusdehaberentradoenunadelaszonasderesonanciaovacosdeKirkwood.

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Unodelosaspectosmsimportantesdelmodeloesqueprediceunasvelocidadesdeeyeccindepartculasentre50y90m/s, locualescompletamentedistintoalescenario que encontramos para el outburst del asteroidecometa P/2010 A2,paraelquelasvelocidadesresultaronserdedosrdenesdemagnitudmenores,ypara elquepropusimosunmecanismoprobabledeactividad sostenida,apartirquizsdesublimacindehielos(3),quetambinpodraserfisinrotacionalcomolacausa del mismo, en contradiccin con los modelos puramente colisionales yemisinpuntualpropuestosporJewittycol.(4)ySnodgrassycol.(5) . Connuestromodelo, que reproduce las variacionesmorfolgicas y de brillo estimamos unacantidaddemasaeyectadaque,haciendousodelasleyesdeescaladopropuestasporHouseny col.(6), conunavelocidadde impactodelordende lamedia en elCinturn Principal deAsteroides (5 km/s), se traduce en un tamao del objetoimpactantedeentre30my90men radio.Estosvaloresestncalculadoscon lahiptesis de que tanto el asteroide Scheila como su objeto impactante tienen lamismadensidad (1500kg/m3 ).,delordende las estimadaspara los satlitesdeMartePhobosyDeimos.AgradecimientosAgradecemosaJosephBrimacombeyNewMexicoSkiesObservatoryporcedernosgentilmenteunaimagendelasteroide596Scheiladel29deDiciembrede2010.EstetrabajoestsubvencionadoporlosprogramasFQM4555,AYA200908190,yAYA200908011.

Figura1.Imgenesdelasteroide596Scheilaenoutburstenelplano(N,M).Lascuatroimgenessuperiorescorrespondenalasobservaciones,ylasinferioresalmodelo,paralosdas12y13(IAC80),17(1.23mCAHA)y29(NewMexicoSkiesObservatory,cortesadeJ.Brimacombe)deDiciembre2010.

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Referencias1.http://www.flickr.com/photos/43846774@N02/5303039075/2.Larson,S.M.IAUCirc.9188,13.Moreno,F.Licandro,J.Tozzi,G.P.etal.ApJL,718,132135(2010).4.Jewitt,D.,Weaver,H.,Agarwal,J.etal.Nature,467,817819(2010).5.Snodgrass,C.,Tubiana,C.,Vincent,J.B.,etal.Nature,467,814816(2010).6.Housen,K.R.,Schmidt,R.M.,yHolsapple,K.A.J.Geophys.Res.88,24852499(1983).

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Studyofdustinsolarandextrasolarplanetarysystems

AmayaMoroMartn1

e-mail: amaya@cab.inta-csic.es 1CentrodeAstrobiologa(INTACSIC),crta.aAjalvirkm4,28850TorrejndeArdoz(Madrid)

Inthiscontribution,IwillgiveanoverviewoftheresearchprojectsinwhichIamparticipatingthatarefocusedonthestudyofdustintheSolarSystemandinotherplanetarysystems.Regarding former, I will talk about ZEBRA (Zodiacal dust, ExtragalacticBackgroundandReionizationApparatus, I.P. JamieBock),aproposedpiggybaginstrumentforaNASAmissiontothemoonsofSaturn.Ifapproved,ZEBRAwillbeabletostudythestructureandcompositionofasteroidal,cometaryandKuiperBeltdust,fromafewAUto20AU(http://zebra.caltech.edu/).Regardingthestudyofdust inotherplanetarysystems, Iwill talkabout theongoingDEBRISsurveywithHerschel (a continuationof thedebrisdisk suverys carriedoutbySpitzer),andonhowitcanhelpusplaceourSolarSystemintocontext.

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Referencias1.MoroMartnetal.,ApJ,717,11231139,(2010)

Figure1.OnhowthestudyofdustaroundotherplanetarysystemscanhelpusplaceourSolarSystemintoconext.Thisisaschematicrepresentationofthesevenplanetarysystemsknowntoharbormultipleplanetsanddustproducingplanetesimals.Thestarsarerepresentedbytheorange/yellowcircles,withthestellarmass,luminosity,andeffectivetemperaturelabeledtotheleft.Thesizeoftheorangecircleisproportionaltothecuberootofthestellarmass,whilethesizeoftheyellowcircleisproportionaltothestellarluminosity.Theplanetsarerepresentedbybluesymbolswithsizesproporcionaltothecuberootoftheplanetmass.The

thinbluelinesextendfromperiastrontoapoastron.Theinferredlocationofthedustproducingplanetesimalsarerepresentedbytheblackandthegreenlines.Eachlinecorrespondstoapossiblesolutionofasinglecomponentdisk,showingthedegeneracyoftheproblem.Theblacklinescorrespondtosolutionsthatassumethatthedustiscomposedof10msizedgrains,whilethegreenlinescorrespondtomodelsthatassumeagrainsizedistribution;theasteroidandKuiperbeltsareshowninred,theonlytwoplanetesimal

beltsthathavebeendirectlydetected.(1)

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Comparandolosefectosdeimpactossobrecuerposhomogneosyreacumulados.

PaulaG.Benavidez,2,3,,DanielD.Durda3,BrianL.Enke3,WilliamF.

BottkeJr.3,DavidNesvorn3,DerekC.Richardson4,ErikAsphaug5,

WilliamJ.Merline3

email: paula.benavidez@ua.es 1DepartamentodeFsica,IngenieradeSistemasyTeoradelaSeal,UniversidaddeAlicante.P.O.Box99,03080Alicante(Spain)2InstitutoUniversitariodeFsicaAplicadaalasCienciasylaTecnologa.3SouthwestResearchInstitute,1050WalnutStreetSuite400,Boulder,CO80302,USA4UniversityofMaryland,CollegeParkMD207425UniversityofCaliforniaSantaCruz,SantaCruzCA95064Lascolisionessonelproceso fundamentalque interviene tantoen lacreacindefamilias de asteroides como en la formacin de satlites. Por sta razn esimportante conocer las caractersticas del sistema formado despus de que uncuerpo sufra una colisin, ya que esto permite modelar de manera precisa laformacinyevolucindetalessistemas.Actualmente,loscdigoshidrodinmicos(llamados SPH por la abreviacin de SmoothedParticle Hydrodynamics)combinadosconsimulacionesdeNcuerpossehanconvertidoenlastcnicasmsadecuadaspara estudiar los resultadosde impactos agran escala, incluyendo lafragmentacindel cuerpoprogenitory las interaccionesgravitacionalesentre losfragmentos creados. Es posible aplicar estas tcnicas numricas a cuerpos condiferentes estructuras internas, como por ejemplo cuerpos reacumulados yhomogneos.Enparticular,enestetrabajosepresentalacomparacinsistemticade los resultados de la colisin de estos dos tipos de cuerpos extendiendoinvestigaciones previas realizadas con cuerpos de estructura internahomognea(1,2).Losobjetivosdeestetrabajoconsistenenestudiarlaformacindesatlites de asteroides, y la morfologa de la distribucin de tamaos de losfragmentosproducidaporestosdostiposdecuerpos.Ambosobjetivossellevanacabo mediante el anlisis de un conjunto de simulaciones que contemplandiferentes condicionesde impacto.Dichas condiciones comprendenun rangodevelocidades,ngulosytamaosdelproyectil.Las caractersticas observadas en la distribucin de tamaos de los fragmentospermitiran diagnosticar las condiciones iniciales del impacto y la estructurainterna del cuerpo progenitor en el caso de colisiones poco energticas. Por elcontrario,enelcasodecolisionesqueinvolucrenaltasenergasdeimpactoyseanporlotantoeventoscatastrficos,ladistribucindetamaodelosfragmentosno

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permite identificarde forma inequvocael tipode cuerpoprogenitor,yaque lasdistribucionesdetamaosdelosfragmentoscreadosresultanmuysimilaresparaambostiposdecuerposestudiados.Por otro lado, los resultados de las simulaciones permiten afirmar que laproduccin de satlites es menos eficiente para cuerpos progenitoresreacumulados, comparado con progenitores homogneos. Sin embargo, ciertascaractersticas, como la relacindel tamao secundarioprimarioy la separacinrelativadelascomponentesenlossistemasbinariosformados,sonsimilaresparaambasestructurasinternasdelcuerpoprogenitor.Referencias1.Durdaetal.Icarus170,243257(2004).2.Durdaetal.Icarus186,498516(2007).

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TransientLuminousEvents:opticalemissionsfromhighaltitudestoprobetheupperatmosphereoftheEarthandotherplanets.

A.Luque1,F.J.GordilloVzquez1

e-mail: aluque@iaa.es 1 Instituto de Astrofsica de Andaluca, IAA-CSIC, PO Box 3004, 18080, Granada, Spain TransientLuminousEventsareshortbutintenseopticalemissionsfromtheupperterrestrial atmosphere, driven by the electric fields generated by a troposphericelectricstorm.Theywerefirstobservedin1989(1)buttheyhadbeenpredictedbyC.T.R.Wilsonalready in1925 (2).Wilsonargued (seeFig.1) that theelectric fieldneeded to initiate a discharge (the breakdown field) is proportional to theatmospheric density and therefore decreases exponentially with altitude;meanwhile the electric field created by a charged cloud is roughly dipolar anddecaysslower. Thereforethereexistsanaltitudewherethecloudfieldsurpassesthebreakdownfieldandanelectricdischargeisinitiated.This reasoning is not limited to the Earth: other planets with atmosphericelectricity are also expected to exhibit Transient Luminous Events (3). TheLightningandAirglowCamera(LAC) instrumentonboardtheJapanesePlanetCmission toVenuswasdesigned todetect lightning and, eventually,TLEs in theVenusianatmosphere.UnfortunatelythemissionfailedintheirinsertionintoorbitinDecember2010.ThecombinationofmodelingandobservationsofTLEsallowsustoquantifytheirinfluence in theglobalatmospheric chemistryand theglobal electric circuit thatconnects the surfaceof theEarthwith the ionosphere. But,equally importantly,TLEs serve as natural probes to remotely investigate the atmosphere thatsurroundsthem.WereTLEstobediscoveredinotherplanets,theywoulduncovervaluable information about both the upper layers of their atmospheres and thedynamicsandelectricactivityofthelowerlayers.SpritebeadsprovideanexampleofapossibleuseofTLEs toremotelyprobe theEarthsmesosphere. Sprites are filamentarydischarges, some tensofkilometerswide, appearing at altitudes from about 50 to about 85 km. Sometimes, in thewake of a sprite, luminous spots (beads) persist much longer than the mainemissions. These sprite beads reveal underlying inhomogeneities in theatmosphericconductivity(4)whosepreciseoriginisstilluncertain.

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Figura2.SpectraofterrestrialTLEs(halos)fromtheLymanBirgeHopfield(A),secondpositive(B)andfirstpositive(C)bandsofmolecularnitrogenatdifferentspectralresolutions.

Figure1.Mechanismofinceptionofhighaltitudeelectricdischarges.ThechargeinathundercloudanditsimagebelowtheconductingEarthssurfacecreateadipolarfieldthatatsomealtitudecrossesovertheexponentiallydecreasingbreakdownfield.Hereweuseachargeof50Cinacloudat10km;theseparametersaretypicalforanintensepositivecloudtoground(+CG)discharge.

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Another path to investigate the mesosphere through TLE observations is tocompareobserved spectrawithkineticmodels (5) combinedwith electrodynamicsimulations(6).Forthatpurpose,wehavemodeledemissionsfromterrestrialTLEs:Figure 2 shows the expected emissions in theultraviolet (LymanBirgeHopfieldbandofmolecularnitrogen),inthevisibleblue(secondpositivesystem)andintheredandnearinfrared(firstpositivesystem).References1.Franz,R.C.etal.Science249,48(1990).2.Wilson,C.T.R.,Proc.Phys.Soc.Lond.37,32D(1925).3.Yair,Y.etal.J.Geophys.Res.114,E09002(2009)4.A.Luque,F.J.GordilloVzquez,Geophys.Res.Lett.,38,L04808(2011)5.F.J.GordilloVzquez,A.Luque,submittedtoJ.Geophys.Res.6.A.Luque,U.EbertNat.Geosci.,2,757760(2009)

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DeteccindeimpactosdemeteoroidesenlasuperficiedelaLuna

J.M.Madiedo1,J.L.Ortiz2yN.Morales2

e-mail: madiedo@uhu.es 1FacultaddeCienciasExperimentales.UniversidaddeHuelva,21071,Huelva2InstitutodeAstrofsicadeAndaluca,CSIC,Apt.3004,CaminoBajodeHuetor50,18080Granada.Unade las tcnicas quepermiten estimar el flujodemateria interplanetaria quellegaanuestroplaneta sebasaenmonitorizar la reginnocturnade laLunaquevemosdesdelaTierraconelfindedetectardestellosproducidosporelimpactodemeteoroidescontra lasuperficie lunar.Losprimeros intentospara llevaracabo ladeteccin de estos impactos utilizando pequeos telescopios y cmarasCCD devdeodealtasensibilidadseremontanalao1999 (1).Laaplicacindeestemtodoha permitido llevar a cabo la identificacin de impactos durante el perodo demxima actividadde varios enjambresdemeteoroides, as como ladeteccindeimpactos de origen espordico (2,3,4,5,6). Los resultados indican que la tasa deimpactosennuestroplanetaobtenidamedianteestatcnicaessuperior(hastaenunfactor 3) a la obtenida mediante la monitorizacin de blidos en la atmsferaterrestre.ElInstitutodeAstrofsicadeAndaluca(CSIC)y laUniversidaddeHuelvaestnllevando a cabo un proyecto conjunto con el fin de monitorizar la regin noiluminadadelaLunaconelfindeidentificardestellosproducidosporelimpactode meteoroides. Las observaciones pueden llevarse a cabo cuando la fracciniluminadadeldiscolunarvaraaproximadamenteentreel10yel60%,durantelasfasescrecienteymenguante.EnlaactualidadestamonitorizacinserealizadesdeSevillautilizandodos telescopiosSCde 11pulgadasdedimetroyotrode9.25pulgadas. stos llevan acopladas cmaras de vdeo CCD monocromas de altasensibilidad. Durante 2011 se tiene previsto llevar a cabo una ampliacin denuestra red de deteccin, con la implantacin de otro sistema que operar dostelescopios en paralelo desde el Observatorio Astronmico de La Hita, en laprovinciadeToledo.Porlogeneral,losdestellosproducidosporestosimpactossonmuytenuesysloabarcan entre uno y cinco cuadros de vdeo, por lo que su identificacin debehacersemediante un software especfico. Por estemotivo se ha desarrollado elsoftwareMIDAS(MoonImpactsDetectionandAnalysisSoftware),que identificaestosdestellosygeneraparacadaunode lostelescopiosdelsistemaunabasededatosdeposiblescandidatosa impactos.Lacomparacindeestasbasesdedatos

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permiteestablecersiundeterminadodestellohasidoproducidoporelimpactodeunmeteoroideosi,porelcontrario,setratadeuneventooriginadoporalgnotrofenmeno(electrnicadelacmara,rayoscsmicos,etc.).LaFigura1muestraundestelloregistradoel9deabrilde2011alas20h52m44.6580.001sUT.Porotraparte,recientementesehanpodidocontemplartantodestellosproducidosporlacolisindeobjetoscontraJpitercomonubesoscurasdeimpactos (7,8).Losdatos indican que el flujo de impactos en Jpiter es tambinmuy superior alesperado.Porestemotivo,hemos iniciadounestudioencaminadoa ladeteccinde estos impactos, por lo que nuestro software ha sido adaptado tambin parapoderdetectartambinimpactosenesteplaneta.As,durante2010hemosllevadoacabocampaasdemonitorizacindeJpiterutilizandoeltelescopiode1.2mdeCAHA.

Figura1.Imagendeundestelloregistradosobrelasuperficielunarel9deabrilde2011,alas20h52m44.6580.001sUT.

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Referencias1.J.L.Ortiz,,F.JAceituno,J.,Aceituno.Astron.Astrophys.343,L57L60(1999)2.D.W.Dunhametal.LunarLeonidmeteors.IAUC7320(1999)3.J.L.Ortizetal.Nature405,921923(2000)4.J.L.Ortizetal.Astrophys.J.576,567573(2002)5.M.YanagisawayN.Kisaichi.Icarus159,3138(2002)6.W.J.Cookeetal.Moon.LunarPlanet.Sci.37.Abstract1731(2006)7.SanchezLavegaetal.ApJ,InPress(2010)8.PerezHoyosetal.ApJ,InPress(2010)

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Asteroides, tnos y cometas

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TNOsareCool:unestudiodelaregintransneptunianaconeltelescopioespacialHerschel

P.SantosSanz1,Th.G.Mller2(PI),E.Lellouch1(CoPI),H.Bhnhardt3(CoPI),J.Stansberry4(NASAPI),J.L.Ortiz5,A.Thirouin5,yR.Duffard5.

e-mail: pablo.santos@obspm.fr 1ObservatoiredeParis(LESIACNRS),France2MPE,Garching,Germany3MPS,KatlenburgLindau,Germany4UniversityofMaryland,USA5IAACSIC,Granada,Spain TNOsareCool (1) esunprogramadeobservacindeobjetos transneptunianos(TNOs)ycentaurosconeltelescopioespacialHerschel.Esteproyectopertenecealos llamados programas clave de tiempo abierto con este telescopio y tienegarantizadas casi 400 horas de observacin. Al final del proyecto se habrnobservado130objetos representativosde lasdiferentes clasesdinmicas (objetosclsicos,objetosresonantes,objetosdeldiscodispersado,objetosdesacoplados,ytambinCentauros),incluyendoentreellos25objetosbinarios.El detector PACS(2) a bordo del telescopio espacial Herschel puede observarlongitudesdeondacomprendidasentrelos55ylos210m,loquelohaceptimoparaobservarTNOs,cuyomximo flujo trmicoestprecisamentecomprendidoeneserangodelongitudesdeondayaquesustemperaturasvaranentrelos20y50K.PACSseestusandoensumodofotomtricoparaobservarestosobjetos,ypara algunos de ellos tambin se est usando SPIRE(3). Estas observaciones nospermitenobtenerlosflujostrmicosparaestosobjetospara70,100,y160mconPACS,ypara250, 350y500m conSPIRE.Apartirde estos flujos trmicos esposible obtener, mediante un ajuste a un modelo trmico(4), el dimetroradiomtrico y los albedos de todos estos objetos. Para ajustar con modelostrmicosseusan tambin losdatosdeSpitzer (detectorMIPSa24y71m)paraaquellosobjetosquehayansidoobservadosconestetelescopio.Losprincipalesobjetivosdeesteprogramadeobservacinson:

(i) determinartamaosyalbedosdeTNOsyCentauros.(ii) medirladensidaddeaquellosobjetosqueseanbinarios.(iii) constreirlaspropiedadessuperficialesdeestosobjetos.(iv) determinar las curvas de luz trmicas de 6 objetos observados durante

perodosderotacincompletos

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(v) estudiar las posibles correlaciones entre tamaos, albedos, colores,

composicin y parmetros orbitales (como diagnstico de procesosevolutivos).

Afinalesdeabrilde2011sehanobservado110TNOs/CentaurosconHerschel,conloquesehacompletadoyaun85%delprogramadeobservacin.Elporcentajedeobjetosdetectadosenlas3bandasdePACSesdelordendel80%.Sepresentarnenestacomunicacinlosresultadosmsrelevantesobtenidoshastalafecha,comolos derivados de las curvas de luz trmicas de Haumea(5), Varuna, 2003VS2,2003AZ84, y algn resultado destacado para TNOs prominentes como: Plutn,Eris,Quaoar,Makemake(6),Sedna,etc.TambinsepresentarunavancedevariostrabajosenpreparacincentradosenelestudiodealgunossubgruposdinmicosdeTNOs:objetosclsicos,deldiscodispersado,yplutinos.Durantelosmesesquequedandeproyectosecompletarlaobservacindelos20objetosrestantesdenuestramuestra.Paraentoncesyatendremos informacindelos25objetosbinarios,ascomotodaslascurvastrmicasdeTNOs/Centauros.Enesemomentosepodr llevaracabounanlisisestadsticomsprofundo,con lamayormuestra de albedos y dimetros para estos objetos que hayamos tenidonuncadisponible.Al finaldelproyecto todos los resultadossernaccesiblesa lacomunidadcientficamedianteunabasededatospblica.

Figura1.Izquierda:ImgenesdelobjetodeldiscodispersadoTyphon(enelcentrodelaimagen)obtenidasconeldetectorPACSdeHerschela70,100y160m.Derecha:ajusteconunmodelotrmicodelosflujosobtenidosparaelTNO1996TL66conHerschelPACSySpitzerMIPS.Se

indicaneldimetroyalbedoderivadosdelajuste.

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Referencias1.Mller,T.G.andtheTNOsareCoolTeam,EM&P,105,(2009).2.Poglitsch,A.etal.A&AVol.518,L2,(2010)3.Griffinetal.A&AVol.518,L3,(2010)4.Harris,A.W.,Icarus,Vol.131,pp.291301,(1998).5.Lellouchetal.A&AVol.518,L147,(2010).6.Limetal.A&AVol.518,L148,(2010).

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OuterMainBeltasteroids:firstanalysesoftheWidefieldSurveyExplorerPreliminaryRelease

V.AlLagoa1,J.Licandro1,2,H.Campins,M.Kelley,M.Delb,Y.Fernndez,K.Hargorve,andJ.Zieffer

e-mail: vali@iac.es 1InstitutodeAstrofsicadeCanarias,38205,LaLaguna(Tenerife)2DepartamentodeAstrofsica,UniversidaddeLaLaguna,38201,LaLaguna(Tenerife)3 University of Central Florida, PO Box 162385, Orlando, Florida 32816-2385, USA 4 University of Maryland, College Park, Maryland 20742, USA 5 Laboratoire Cassiope, Observatoire de la Cote d'Azur, BP 4229, 06304 Nice cedex 4, France 6 University of Southern Maine, Department of Physics, Portland, Maine 04104, USA NasasWidefieldSurveyExplorer(WISE)isaspacetelescopethatmappedtheskyseveral times in four bands at 3.4, 4.6, 12 and 22 m during its 2010mission.Publishedon14April2011,theWISEPreliminaryRelease(1)coversapproximately57%of theskyandprovideswith dataofmore than250millionobjects (severalthousandsofwhichareasteroids)thatwereprocessedwithinitialcalibrationandreductionalgorithms.Futurereleaseswillincludetherestofthesky.Ouraim is tocarryoutananalysisofkeyphysicalparameters (size,albedoandthermal properties), of those outer mainbelt asteroids featured in the survey.Objects in theouteredgeof theasteroidbelt (definedashavingsemimajoraxesa > 3.3 AU) fall into three main groups: Cybele, Hilda and Jupiter Trojan(henceforthTrojans) asteroids.Our researchwill concentrateon theCybele (3.3AU

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eachotherandalsotothoseofTrojansandJupiterfamilycomets,thelatterwidelyacceptedtobedynamicallyevolvedTNOs.Method:Foreacheligibleobject,wegenerateNearEarthAsteroidThermalModel(NEATM)(8) fits to themeasured fluxvs.wavelengthdatapairs inorder to inferestimatedvaluesofdiametersandalbedos,thusgainingrelevantinsightintotheirsizedistributionandcompositions(fluxvaluesareobtainedfromtheWISESourceCatalog accesed via the online services of the NASA/IPAC Infrared ScienceArchive).In this talkwewillpresent theprogramandpreliminaryresultsusingdatafromtheWISEPreliminaryRelease.Referencias1.http://wise2.ipac.caltech.edu/docs/release/prelim/index.html2.Levison,HaroldF.;Bottke,WilliamF.;Gounelle,Matthieu;Morbidelli,Alessandro;Nesvorn,David;Tsiganis,Kleomenis,M.Nature,460,364(2009).3.Bottke,W.F.,Levison,H.F.,Morbidelli,A.,&Tsiganis,K..LunarandPlanetaryInstituteConferenceAbstracts.39,1447,(2008).4.Tholen,D.J.,&Barucci,M.A.Tucson:UniversityofArizonaPress298,(1989).5.Jewitt,D.Asteroids,Comets,andMeteors:ACM2002,500,11,(2002).6.Campins,H.,Ziffer,J.,Licandro,J.,PinillaAlonso,N.,Fernandez,Y.,deLen,J.,MothDiniz,T.,andBinzel,RAstronomicalJournal.132,1346,(2006).7.Licandro,J.,AlvarezCandal,A.,deLen,J.,PinillaAlonso,N.,Lazzaro,D.,&Campins,H.AAP.487,1195,(2008).8.Delb,M.andHarris,A.W.MeteoriticandPlanetarySciencevol.37pp.1929,(2002).

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PropiedadesfsicasdelosobjetosTransNeptunianos(TNOs)medianteelestudiodesurotacin.

J.L.Ortiz1,A.Thirouin1,R.Duffard1,P.SantosSanz2,N.Morales1yA.CampoBagatn3,4

e-mail: ortiz@iaa.es 1InstitutodeAstrofsicadeAndalucaCSIC,Aptd3004,18080Granada2ObservatoiredeParis,LESIA,Meudon,Francia 3 DepartamentodeFsica,IngenieradeSistemasyTeoradelaSeal.UniversidaddeAlicante. 4 InstitutodeFsicaAplicadaalasCienciasylaTecnologa,UniversidaddeAlicante. EnelInstitutodeAstrofsicadeAndaluca(CSIC)venimosestudiando,alolargode una dcada, series temporales de datos fotomtricos de TNOs, obtenidasmedianteobservacionesCCDrealizadasendiferentes telescopios,principalmenteel1.5mdelObservatoriodeSierraNevadayel2.2mdelObservatoriodeCalarAlto(1,3,4,5,6,7). El anlisis de las imgenes se realiza por medio de softwareespecficamente desarrollado para esa tarea, con optimizaciones variadas quepermitenunarpidaobtencindelafotometradeaperturasinttica.Lafotometrade series temporales nos permite determinar, fundamentalmente, periodos derotaciny amplitudesdevariabilidadde losTNOs.Otros subproductosde esteestudiosonladeterminacindemagnitudesabsolutasydelasfuncionesdefase,loquenosproporciona informacinsobre laspropiedadessuperficialesdeestoscuerpos.Enestetrabajonoscentramosenlainterpretacindelaspropiedadesrotacionales(bsicamente periodos de rotacin y amplitudes) de la muestra de objetosobservadahasta lafecha,tantopornuestrogrupocomoporotros investigadores.Nuestramuestra comprende un total de unos 40 objetos, y juntando todos lostrabajospublicadosenlabibliografacientfica,eltotaldeobjetosestudiadosllegaescasamentealcentenar.De nuestra propiamuestra podemos concluir que la variabilidadmedia de lascurvasde luzes inclusomenorde loque seobtienede lamuestra conjuntaconotros investigadores.La raznprincipalde estadiferencia esque seproduceunsesgo hacia amplitudes grandes y periodos cortos, al recopilar estudiosbibliogrficos. De hecho, la mayora de los investigadores slo publican susresultados cuando pueden obtener un periodo de rotacin, lo que es fcil paraobjetosconnotablevariabilidad,peronoparaobjetosconpocavariabilidad.Losperiodosderotacinsondifcilesdedeterminarporqueelperiodofotomtricono siempre coincide con elperiodode rotacin. Si lavariabilidad es inducida a

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partir de la forma elongada del objeto, el periodo de rotacin es dos veces elperiodo fotomtrico. Pero si lavariabilidad fotomtrica esdebida a cambiosdealbedo en la superficie, el periodo fotomtrico coincide con el de rotacin.Normalmente, lasvariacionesdebidas al albedo sonbajas,ypor tantopodemosadoptar un umbral para decidir si una curva de luz es debida a la forma o avariacionesdelalbedo.Enlarealidad,siemprehayunamezcladeambosfactores,pero estadsticamentepodemos suponerque todas las curvasde luzque tenganamplitudinferiora,digamos,mu,sedebenavariacionesdelalbedo,yenestas,elperiodo fotomtrico coincide con el de rotacin, mientras que para curvas demayor amplitud el periodo de rotacin es dos veces el fotomtrico. Cuandorealizamos este procedimiento para varios mu de prueba, generamos variasdistribucionesdevelocidadesangularesy podemoselegirelmuquedlugaraunadistribucinqueseajustelomejorposibleaunadistribucinmaxwelliana(verFigura1).Estoseseobtieneencorrespondienciaamu=0.1mag.Portodoello,podemosconcluirquelamayoradelosTNOspresentanvariacionesdebidasamanchasdediferentealbedo,mientrasquelapresenciadeelipsoidesbastanteelongadosesmarginal.Enresumen,puedededucirseque lamayoradelosTNOssonbastanteredondeadososonelipsoidesdeMcLaurin(condosdesusejes iguales.El ejede rotacin eselms corto).Loselipsoides triaxialesdel tipoJacobi(consustresejesdiferentes)sonraros.Podemosexplicarestacircunstanciapormediodeunmodeloconsistenteconladistribucinobservadadevelocidadesangularesyconlasbajasdeformacionesobservadas.Nuestromodelo(2) sebasa en suponerque losTNOs se encuentren en equilibriohidrosttico y procede de la siguiente manera. Para velocidades angularesescogidasaleatoriamentedentrode ladistribucinmaxwelliana,vemoscules laformaqueunobjetodeunadensidaddepruebaadoptaraalrotaraesavelocidadangular, segn las figuras de equilibrio de Chandrasekhar (8). Si generamosorientacionesaleatoriaspodemosverelporcentajedeobjetoscondiferentegradodevariabilidaddebidoalaforma.Obtenemosasque,paraunadensidadde1100Kg/m3,sereproducelaestadsticadevariabilidadquehemosobservado.Portanto,reproducimostodoslosobservablesyconseguimosestimarunvalormedioparaladensidad de los TNOs, lo cual es importante, ya que los nicos TNOs cuyadensidadhapodidoserestimadasonlospocosbinariosalosqueseleshapodidodeterminarlamasaysutamao.

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Adems,sielmodeloescorrecto,encontramosque,comolamayoradelosTNOscumpliran la condicin de equilibrio hidrosttico, podran ser consideradosplanetasenanos,segnlamismadefinicin.Paraconseguirqueobjetosdeapenas300o400Kmdedimetroestnenequilibriohidrostticolaresistenciaalatensindelmaterialquelosformanopuedesersuperiora0.1o1MPa,ciframuchomsbajaqueladelosslidosgeofsicoshabituales,yaquedebetenerseencuentaquelosTNOsestn formados fundamentalmenteporhielos,noporroca.Tambinesposible quemuchos TNOs sean objetos reacumulados, una especie de grandesagregadosgravitacionales,loscualesrespondenantelarotacinaproximadamentecomosifueranfluidos.Debido aque,paraunadensidadmediade 1100Kg/m3, los objetosnopuedenrotarmsrpidode~4h,porquesedisgregaran(denuevo,suponiendoequilibriohidrosttico),nuestromodelopredicequenopuedenexistirTNOsque roten tanrpido.Efectivamente,en lamuestraobservacionalencontramosunabarreradespin(barreraderotacin)queesconsistenteconnuestromodelo.CreemosqueunnmeroimportantedeTNOs(quepuedellegaral15o20%)sehapodidofisionarpor rotacin, ya el porcentaje de objetos que rotaran ms rpido de 4h esaproximadamenteun15o20%delreade lamaxwellianacitadaanteriormente.Estas fisiones han podido dar lugar a sistemas binarios,muchos de los cualespueden persistir an hoy, si bien no sabemos su porcentaje exacto porque nosabemos si las fisiones serancasiprimordialeso tuvieron lugarms tardede lafasedelLHB(LateHeavyBombardment).

Fig1:Histogramadelasfrecuenciasderotacin(enciclos/dia)paralosTNOsdelamuestrausandounintervalode0.7ciclos/dia.Enazulelhistogramaobtenidoalponerelumbralde

amplitud(picosimple/doble)en0.10mag.Enrojoelhistogramaobtenidoalponerelumbraldeamplitud(picosimple/doble)en0.15mag.Enverdeelhistogramaobtenidoalponerelumbraldeamplitud(picosimple/doble)en0.20mag.LaslneascontinuassonlosresultadosdelosajustesadistribucinMaxwelliana.Elrecuadrodelapartesuperiorderechamuestraunaampliacindelagrficageneralenlaquesevemejorlazonacentraldeloshistogramas/ajustesindicaneldimetro

yalbedoderivadosdelajuste.

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Si laevolucinde losTNOs fisionadospor rotacinescomparablecon lade losasteroides,cabeesperarqueexistanTNOsbinariossncronos,silarazndemasasdelsecundarioalprimarioesmayorque0.2,mientrasquebinariosasncronosseformaran para razones demasams bajas que esta. Tambin, de las fisionesrotacionalesseranesperablesunbuennmerodeparesdeTNOs (objetosquetienenelementosorbitalescasiidnticosperoquenoestnligados,esdecir,quenoforman un sistema binario). Basndonos en consideracin sobre el momentoangular,hemos identificadoalmenosdoscasosdentrode lapoblacindeTNOsquehanpodidosufrirfisionesrotacionales.Referencias1Thirouin,A.;Ortiz,J.L.;Duffard,R.;SantosSanz,P.;Aceituno,F.J.;Morales,N..AstronomyandAstrophysics(2011).2Duffard,R.,Ortiz,J.L.,Thirouin,A.,SantosSanz,P.,&Morales,N.,A&A,505,1283,(2009)3Ortiz,J.L.,Gutirrez,P.J.,Casanova,V.,&Sota,A.,A&A,407,1149,(2003a).4Ortiz,J.L.,Gutirrez,P.J.,Sota,A.,Casanova,V.,&Teixeira,V.R.,A&A,409,L13,(2003b).5Ortiz,J.L.,Sota,A.,Moreno,R.,etal.,A&A,420,383,(2004)6Ortiz,J.L.,Gutirrez,P.J.,SantosSanz,P.,Casanova,V.,&Sota,A.,A&A,447,1131,(2006)7Ortiz,J.L.,SantosSanz,P.,Gutirrez,P.J.,Duffard,R.,&Aceituno,F.J.,A&A,468,L13,(2007).8Chandrasekhar,S.,Ellipsoidalfiguresofequilibrium(NewYork:Dover),(1987)

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Elextraocasodelplanetaenano2003EL61(Haumea)

CampoBagatn,A.1,2,Thirouin,A.3,.Ortiz,J.L.3,Duffard,R.3, Benavidez,P.G.1,2,Richardson,D.C.4

e-mail: acb@ua.es 1DepartamentodeFsica,IngenieradeSistemayTeoradelaSeal,UniversidaddeAlicante,03080,Alicante2InstitutodeFsicaAplicadaalasCienciasylaTecnologa,UniversidaddeAlicante,03080,Alicante 3 InstitutodeAstrofsicadeAndalucaCSIC,18080Granada4DepartmentofAstronomy,UniversityofMaryland,MD207422421,CollegePark(MD,U.S.A.) En2005,alrededordelplanetaenano2003EL61(Haumea)fuerondescubiertosdossatlites1 (Hiiaka yNamaka), a este sistema triple se le considera asociado ungrupo de una decena de objetos transneptunianos (TNOs), agrupados en elespacio de elementos propios muy prximos a los de Haumea mismo. Estacircunstancia anim especulaciones sobre losmecanismos de formacin de estesistemadeTNOs.Brownetal.(2007)(2)proclamaronquesetratabadeunafamiliacolisional, al estilo de las familias de Hirayama que estn reconocidas en elcinturndeasteroides,mientrasqueSchlichtingandSari(2009)(3)yLeinhardtetal.(2010)(4)propusieronsendosmecanismosdeformacinparaestesistema.En2009,Ragozzine&Brown(5)midieronlasmasasdeHaumeaydesussatlites,as como su separacin orbital, resultando que las relaciones de masassatlite/secundario sonMH/MHaumea ~ 1/200 yMN/MHaumea ~1/2000.Observacionesfotomtricashan revelad