El sistema solar es el sistema planetario más cercano y mejor estudiado. Las observaciones de los planetas, satélites y pequeños cuerpos del sistema solar proporcionan información indispensable sobre los procesos de formación y evolución de los planetas que siguen siendo inalcanzables para otros sistemas planetarios. La llegada del TMT nos permitirá abordar cuestionamientos de larga data, relativos a la formación del sistema solar, el origen de los materiales volátiles planetarios, la física de los gigantes de hielo y gas, y el desentrañamiento de la compleja historia dinámica registrada en el cinturón de Kuiper.
Objetos del Cinturón de Kuiper (KBOs)
Más allá de Neptuno, existe una población mucho mayor de cuerpos pequeños en el cinturón de Kuiper; los KBOs superan a los asteroides en 1000:1. Estos objetos son el resultado de la acumulación de baja temperatura en las regiones exteriores y se cree que son ricos en hielo. Se conocen unos 1500 KBOs, pero las propiedades físicas se han establecido para sólo 100 o menos. El TMT proporcionará una mejora dramática para la detección óptica de estos cuerpos. El estudio de los procesos de colisión allí tendrá un impacto en la interpretación de los mucho más distantes (pero numerosos) discos circunestelares secundarios, sobre los cuales se sabe mucho menos.
La densidad es una propiedad fundamental para la comprensión de su composición y estructura interna. Se prevé que la densidad media de los planetesimales distantes será notablemente diferente de la de los asteroides nativos del cinturón principal. El método más prometedor para estimar la forma, y posteriormente inferir la densidad, es a través del análisis de las curvas de luz de los sistemas binarios. Para las mediciones terrestres, la precisión del diámetro es el factor limitante de las estimaciones de densidad más precisas. Dando la ventaja de su alto poder de resolución angular (~7mas), el TMT será capaz de resolver una docena de grandes objetos Trans-Neptunianos y ~50-100 asteroides Troyanos, proporcionando una buena estimación de su tamaño. Si se detecta una luna, el TMT también obtendrá densidades de alta precisión de estos objetos. Este estudio mejorará enormemente el número y la calidad de las mediciones de densidad de los asteroides del cinturón exterior, hasta un grado que no era posible antes del TMT.
Debido a la vasta distancia (30-50 Unidad Astronómica – UA) de esta región del Sol y de la Tierra, incluso con los mayores telescopios disponibles actualmente, sólo los mayores KBO (> varios cientos de km) son observables. El Cinturón de Kuiper es, por lo tanto, la región sobre la que menos sabemos en el sistema solar. Por otra parte, debido a la baja temperatura y a la evolución dinámica relativamente lenta, el Cinturón de Kuiper puede considerarse un «disco circunestelar» de nuestro sistema planetario, comparable a los homólogos de otras estrellas (por ejemplo, Kalas et al., 2006; Trilling et al., 2008). El cinturón contiene información esencial sobre los procesos de formación de los planetas, incluyendo tanto el «disco frío» que alberga los objetos que se cree se formaron in situ con todo el sistema planetario, como el «disco caliente/disperso» que es el refugio de los objetos que se dispersan dinámicamente en él durante la evolución dinámica del sistema solar interior. Las comparaciones del cinturón de Kuiper con los con los discos circunestelares secundarios alrededor de otras estrellas proporcionan importantes indicaciones tanto sobre el propio cinturón de Kuiper como sobre el entorno planetario alrededor de otras estrellas. El TMT permite la caracterización de más KBO pequeños proporcionando una mayor sensibilidad. Los datos de composición también ayudarán en gran medida al estudio de las familias dinámicas, que generalmente se forman durante las colisiones de los cuerpos progenitores. Por último, el análisis espectroscópico también puede revelar pruebas de procesos evolutivos en los KBO, como el criovolcanismo, la pérdida de volátiles y la alteración de la superficie. La gran apertura del TMT permite recoger los espectros de los KBO relativamente más pequeños, lo que aumenta enormemente el número de muestras para las que podemos estudiar las composiciones de la superficie.
Centauros y cometas
Los centauros son objetos que se han escapado recientemente (a menos de 10 millones de años) del cinturón de Kuiper en su camino a convertirse en cometas de la familia de Júpiter. Están relativamente cerca (5-30AU), en comparación con el cinturón, lo que los hace relativamente más fáciles de observar usando la capacidad de alta resolución del TMT. También permanecen prístinos, permitiéndonos determinar la composición de la nebulosa solar. El instrumento IRIS, con sus capacidades espectroscópicas y de obtención de imágenes limitadas por difracción, es ideal para estudiar las formas y la composición reales de estos objetos, resolviendo estructuras complejas como los anillos alrededor de Chariklo (Braga-Ribas et al. 2014) que tienen un diámetro de ~0,1″. El aumento de la sensibilidad nos permitirá caracterizar varios centauros nuevos de tan sólo 20 km de tamaño a una distancia de 10 UA y otros más grandes a mayor distancia.
Los cometas representan los planetesimales helados que quedan sobre los bloques de construcción del colapso de la nebulosa solar. La mayoría se han almacenado a temperaturas que oscilan entre los 10 K y los 40 K en uno de los dos depósitos: el cinturón de Kuiper, que se extiende desde la órbita de Neptuno a 30 UA hasta al menos varios miles de UA, y la nube de Oort, un conjunto esférico que alcanza de 50.000 a 100.000 UA desde el Sol. Estos depósitos contienen, respectivamente, 1.000 y 100.000 millones de cometas de más de 1 km de escala. Los cometas son importantes como portadores del material más primitivo del sistema solar. Su estudio nos permite investigar la composición química del sistema en sus orígenes.
La región de 2,9-5,0 µm (3450- 2000 cm-1) es la región más importante para la espectroscopia de moléculas simples (hasta 8 átomos). Prácticamente todos los gases simples tienen al menos una banda fundamental vibratoria en esta región espectral, que abarca ~1450 cm-1. Para los espectros de emisión, se prefieren potencias de resolución de hasta 100.000 (incluso 300.000) para discriminar líneas densas y mezcladas. En la región de 1 – 2,5 µm se puede hacer un trabajo importante, principalmente en los espectros de absorción de las bandas combinadas, que son más débiles que las bandas fundamentales por grandes factores (típicamente 100 o más). Con el instrumento NIRES será posible medir las líneas de emisión de los volátiles primarios dominantes (H2O) a 2,0 µm en cometas distantes (activos). Puede ser posible medir las bandas calientes de CO2, el sobretono de CO (2,4 µm), y varias otras especies también. Y los hielos pueden ser investigados, a través de sus bandas de absorción de estado sólido, en una variedad de objetos, desde cometas activos hasta satélites y TNOs.
En longitudes de onda ópticas, la espectroscopia de alta resolución puede utilizarse para determinar las temperaturas de espín nuclear en NH3 y H2O a través de las líneas de emisión de sus productos de disociación NH2 y H2O+. Se cree que la temperatura del espín nuclear se conserva indefinidamente después de la formación de una molécula, y por lo tanto da una estimación de la temperatura que prevalece en el momento de la última condensación del hielo. Extendiendo estas mediciones a objetos más débiles y a una muestra más grande nos permitirá examinar las diferencias de temperatura que podrían correlacionarse con la ubicación de la formación en el disco protoplanetario.
Atmósferas planetarias
El TMT con su alta resolución espacial trae al observador en tierra una técnica de observación única que durante mucho tiempo sólo fue posible desde una nave espacial, el sondeo de miembros planetarios. El método de sondeo de extremidades ofrece al observador la posibilidad de sondear una atmósfera planetaria en distintos puntos tangentes, lo que da una notable resolución vertical. Estos tipos de observaciones pueden utilizarse para buscar variaciones verticales de los componentes químicos y de la estructura de la temperatura. Muchas de las ondas atmosféricas a escala planetaria se expresan como variaciones térmicas en la atmósfera de fondo. Estas ondas serían fácilmente observables con el TMT en esta geometría de sondeo de extremidades. Por ejemplo, Marte orbita alrededor del Sol a una distancia orbital media de 1,52 UA y, por lo tanto, puede observarse tan cerca como ~0,5 UA de la Tierra. Mirar a Marte muestra que la resolución espacial proporcionada por el TMT en el infrarrojo cercano (~1-5 µm) es más que adecuada para resolver la altura de la escala de 11 km de la atmósfera de Marte. A 8 micras, donde el mapeo de la abundancia de HDO y H2O2, el TMT ofrecería una resolución espacial de 20 km para muestrear la extensión vertical de la Atmósfera Marciana, >100 km.
Las características atmosféricas de los planetas cambian en un rango de escalas de tiempo que pueden ser probadas usando el TMT. Por ejemplo, Marte experimenta tormentas de polvo globales además de sus ciclos anuales de congelación atmosférica en los polos. Las cubiertas de nubes de los planetas gigantes evolucionan de manera dramática e impredecible, como lo demostró recientemente la aparición de una supertormenta en Saturno (Sayanagi et al 2014). La obtención de imágenes en múltiples longitudes de onda y la espectroscopia con el TMT, aportarán capacidades para las observaciones de alta resolución de los cambios atmosféricos repentinos que no pueden ser igualados por los telescopios en el espacio.
Titán e Io
Titán mantiene una atmósfera de nitrógeno de alta presión (> 1 bar) y un ciclo hidrológico activo impulsado no por el agua, como en la Tierra, sino por los hidrocarburos. Su atmósfera es a menudo comparada con la de la joven Tierra, aunque enfriada a temperaturas mucho más bajas (<90 K) que las encontradas en nuestro planeta. Ofrece una valiosa oportunidad para estudiar una atmósfera de gran masa en un cuerpo planetario de superficie sólida, y así avanzar en los modelos de circulación atmosférica, precipitación y respuesta estacional. Las observaciones actuales sugieren que Titán tiene lagos principalmente en la región polar septentrional y tiene nubes troposféricas principalmente en las latitudes medias meridionales y en la región polar. Simulaciones numéricas recientes sugieren que la formación de los lagos se debe al metano atrapado en frío que se ha acumulado en la región polar, y predicen que se formarán nubes prominentes dentro de unos dos años (terrestres), mientras que el nivel de los lagos aumentará en los próximos quince años debido a la variación estacional de la radiación solar en Titán. El TMT será un poderoso telescopio con el que se observará y vigilará el excitante cambio climático en Titán. En particular, la alta resolución espacial y espectral que ofrece el TMT revelará la distribución espacial y la variación temporal de las nubes de metano, y separará las altas nubes generadas por la convección profunda de las nubes bajas formadas sobre los depósitos de metano en la superficie. Cuando se combinen con los modelos de circulación general, esas observaciones serán esenciales para comprender el ciclo hidrológico y la variación estacional en Titán.
Io es el mundo volcánico más activo de nuestro sistema solar. Las imágenes de las naves espaciales muestran un mundo lleno de erupciones volcánicas. Las investigaciones actuales han demostrado que la atmósfera de Io se apoya tanto en la sublimación de la escarcha de SO2 como en el SO2 y otros gases en erupción de los volcanes que se encuentran allí. Sin embargo, el dominio relativo de la escarcha o la entrada volcánica es todavía objeto de controversia. El SO2 tiene bandas moleculares de 7, 8 y 19 µm. A estas longitudes de onda, Io apenas puede ser resuelto por un telescopio de 8 metros sin AO (el caso de TEXES en Géminis Norte). Sin embargo, con el TMT Io se resolverá por 26 y 10 elementos de resolución espacial a través de su disco a 7 y 20 µm, respectivamente. Esto transformará la forma en que estudiamos Io.
Las observaciones del eclipse, en las que Júpiter eclipsa a Io durante unas horas aproximadamente cada dos días, también ofrecen otra forma de probar el soporte atmosférico. Los eventos del eclipse inhiben el calentamiento solar requerido para la sublimación de la escarcha. Observar la atmósfera durante los eclipses ayudará a ver si y cuánto se condensa la atmósfera en la superficie fría. Este proceso nunca ha sido observado para la atmósfera primaria debido a la falta de poder de recolección de luz del telescopio. En última instancia, MICHI en el TMT podrá medir la variación espacial del SO2 en Io tanto meridionalmente (con la latitud) como zonalmente (con la longitud), pero críticamente en función de la hora local y durante los eclipses de Júpiter que son ambas funciones fuertes de la sublimación de la helada, y nos permitirá determinar cuánto de la atmósfera de Io está soportada puramente por la sublimación y cuánto por la actividad volcánica.
Además, podemos esperar que las humaredas individuales sean reconocibles usando MICHI también. Durante el vuelo de Nuevos Horizontes de Júpiter, el volcán Tvashtar fue fotografiado con una altura de humaredas que varía entre aproximadamente 320 y 360 Km. y un ancho total de unos 1.100 Km., consistente con el diámetro de los depósitos piroclásticos. Con resoluciones espaciales que van desde 100 km a 5 µm, 240 km a 12 µm y 400 km a 20 µm, deberíamos esperar ser capaces de medir directamente la composición de los volcanes con TMT y MICHI.
Urano y Neptuno
Los gigantes de hielo Urano y Neptuno sólo han sido visitados una vez (por el Voyager 2). Siguen siendo los planetas menos comprendidos y más misteriosos del sistema solar y, sin embargo, Kepler ya ha demostrado que los planetas de masa similar (entre el de la Tierra y Júpiter) están muy extendidos fuera del sistema solar. Por lo tanto, las observaciones del TMT jugarán un papel muy importante en la comprensión de estos gigantes de hielo. Las observaciones de alta resolución angular y espectral realizadas por el TMT se utilizarán para limitar la composición de la masa y la distribución vertical media de las temperaturas y las abundancias de gas, a fin de arrojar luz sobre la forma en que se forman y evolucionan las atmósferas planetarias en función de la distancia a sus estrellas anfitrionas.
Las observaciones del TMT también pueden determinar la diferente variabilidad espacial de la temperatura y la abundancia gaseosa en Urano y Neptuno. La variabilidad espacial está estrechamente relacionada con la dinámica atmosférica, como la propagación vertical de las ondas de la troposfera a la estratosfera. El TMT puede observar estas ondas tomando imágenes ópticas directas de los planetas. En combinación con simulaciones numéricas, estas observaciones pueden ayudar a limitar las propiedades de las ondas, así como los estados de fondo para la propagación de las ondas, por ejemplo, la estratificación atmosférica. Por lo tanto, son cruciales para investigar las diferentes condiciones atmosféricas en Urano y Neptuno.
Sismología planetaria de los impactos en los planetas gigantes
Las estructuras internas de los planetas gigantes son mucho menos conocidas que las de las estrellas de secuencia principal debido a las incertidumbres en la ecuación del estado del gas degenerado, la composición (típicamente no solar), la interacción con el campo magnético y, en las capas superiores, las magnitudes relativas del calor interno y la energía depositada desde el sol. Los interiores de los planetas gigantes son inaccesibles al estudio directo desde arriba, pero las oscilaciones provocadas por el impacto de los asteroides y cometas pueden generar ondas que son potencialmente observables. Esas ondas se propagarán por los interiores planetarios, permitiendo que la sismología de los planetas gigantes restrinja la estructura interna de manera muy similar a como se hace en nuestro planeta con los terremotos. El modelo es el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 en Júpiter en 1994, aunque el estado de la tecnología entonces no permitía la detección de ondas a nivel planetario. Los impactos de asteroides, especialmente los grandes, pueden excitar ondas atmosféricas capaces de revelar información sobre las estructuras internas de los planetas que probablemente no se pueda obtener de ninguna otra manera. El TMT podría medir la dirección y la velocidad de propagación, así como el número de ondas que contienen energía de las ondas atmosféricas. Esas mediciones sondearán la estructura y la composición de la atmósfera, proporcionando una información única útil no sólo en el sistema solar sino también en el estudio de exoplanetas similares a Júpiter, donde no se dispondrá de datos comparables en un futuro previsible.io_keck_tmt_galileo