Eyecta del DART

May 04, 2023

Nature volumen 616, páginas 452–456 (2023)Citar este artículo

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Se ha propuesto que algunos asteroides activos se formen como resultado de eventos de impacto1. Debido a que los asteroides activos generalmente se descubren por casualidad solo después de que sus colas se hayan formado por completo, el proceso de cómo los eyectados de impacto evolucionan hasta convertirse en una cola, hasta donde sabemos, no se ha observado directamente. La misión Double Asteroid Redirection Test (DART) de NASA2, además de haber cambiado con éxito el período orbital de Dimorphos3, demostró el proceso de activación de un asteroide como resultado de un impacto en condiciones precisamente conocidas. Aquí informamos las observaciones de la eyección de impacto DART con el telescopio espacial Hubble desde el tiempo de impacto T + 15 min hasta T + 18,5 días a resoluciones espaciales de alrededor de 2,1 km por píxel. Nuestras observaciones revelan la compleja evolución de la eyección, que primero está dominada por la interacción gravitacional entre el sistema binario de Didymos y el polvo expulsado y, posteriormente, por la presión de la radiación solar. La eyección de velocidad más baja se dispersó a través de una cola sostenida que tenía una morfología consistente con las colas de asteroides observadas previamente que se cree que fueron producidas por un impacto4,5. La evolución de la eyección después del experimento de impacto controlado de DART proporciona un marco para comprender los mecanismos fundamentales que actúan sobre los asteroides interrumpidos por un impacto natural1,6.

El Telescopio espacial Hubble (HST) observó la eyección una vez cada 1,6 h durante las primeras 8 h después del impacto del DART (Tabla de datos ampliados 1) en la geometría de visualización que se muestra en la Fig. 1. La imagen se recopiló aproximadamente en T + 0,4 h (Fig. .2a) muestra eyecciones difusas con varias estructuras lineales y grumos (concentración de materiales expulsados ​​a velocidades similares) que abarcan casi todo el hemisferio oriental de Didymos. Después de aproximadamente T + 2 h, la nube de polvo difusa inicial se había disipado en su mayor parte y emergió una morfología de eyección en forma de cono general con los bordes del cono hueco mostrados como dos características lineales (l7 y l8) debido al efecto de profundidad óptica. El cono de eyección mostró muchas características morfológicas distintas (Fig. 2b-f), algunas de las cuales son visibles en varias imágenes entre T + 3 y T + 10 hy se extienden a casi 500 km del asteroide. Estas características se alejaron radialmente del asteroide a velocidades constantes de unos pocos a aproximadamente 30 m s−1 según lo proyectado en el cielo (Tabla de datos extendida 2). El movimiento de expansión radial de estas características sugiere que este material es expulsado directamente del sistema Didymos sin ser influenciado apreciablemente por la gravedad del sistema o por la presión de la radiación solar. Sobre la base de los ángulos de posición (ángulo medido desde el norte hacia el este) del cono y un modelo simple (Métodos), encontramos que el cono de eyección observado es consistente con un ángulo de apertura tridimensional de 125º ± 10º y una línea central en un ángulo de posición de 67º ± 8º que es casi paralelo a la dirección de entrada de la nave espacial DART. El cono de eyección observado es más ancho que la eyección producida por los experimentos de formación de cráteres de impacto vertical en medios granulares7,8, aunque los ángulos de apertura más amplios podrían explicarse por la curvatura de la superficie del objetivo9 y el ángulo de fricción interna del objetivo10, así como la geometría. del proyectil11.

El norte del cielo está en dirección ascendente y el este está a la izquierda en esta vista. Los diámetros equivalentes de Didymos (esferoide grande) y Dimorphos (esferoide pequeño) son 761 my 151 m, respectivamente2. La órbita de Dimorphos alrededor de Didymos antes del impacto, representada por el círculo negro, tiene un semieje mayor de 1,206 ± 0,035 km3 y una excentricidad de <0,03 (ref. 29). Los tamaños de Didymos y Dimorphos y su separación en la figura están a escala. Todo el sistema se encuentra dentro de un píxel en las imágenes HST. Dimorphos orbita a Didymos en el sentido de las agujas del reloj con una velocidad de aproximadamente 0,17 m s−1. El polo positivo de Didymos (también el polo orbital del sistema) está representado por la línea azul, apuntando cerca del polo sur celeste y 51º fuera del plano del cielo lejos de la Tierra. El Sol está en un ángulo de posición de 118º, representado por la línea naranja y el símbolo del círculo de puntos. El vector de la nave espacial DART está representado por la línea roja, con flechas, que va de este a oeste en un ángulo de posición de 68º y dentro de 1º del plano del cielo.

a–f, todas las imágenes se muestran en pares duplicados, con la izquierda sin anotaciones para mayor claridad y la derecha anotada con características marcadas con etiquetas y marcadores blancos. El recuadro en la parte superior izquierda de cada panel es la región de 100 píxeles de ancho centrada en los asteroides pero con el flujo reducido 10 veces para mostrar los detalles del núcleo brillante. El símbolo 'x' marca artefactos debidos, por ejemplo, a rayos cósmicos residuales, límites de fotogramas, objetos de fondo y píxeles defectuosos. Los tiempos corresponden al tiempo medio de observación de cada imagen. Las líneas negras marcan picos de difracción. Todas las imágenes se muestran con la misma escala de brillo logarítmico. El norte del cielo está en dirección ascendente y el este está a la izquierda. Las flechas amarillas apuntan a la dirección del Sol, las flechas cian a la dirección de la velocidad heliocéntrica de Didymos y las flechas rojas a la dirección de la nave espacial DART en el momento del impacto, todas proyectadas en el plano del cielo en el momento de la observación. El HST tuvo una deriva de orientación durante las exposiciones de algunas imágenes, lo que provocó una mancha de aproximadamente 4 a 7 píxeles en las primeras cuatro imágenes (antes de T + 5,0 h) y aproximadamente 14 píxeles en la imagen T + 6,6 h, todo a lo largo del noreste. –dirección suroeste (Métodos). La deriva ensancha la cola y los dos picos de difracción son ortogonales a la dirección de la deriva. La mayoría de las características son mucho más grandes que la longitud de la deriva; agregamos incertidumbres para dar cuenta del efecto de esta deriva en nuestras mediciones. Muchas características son visibles, incluidas las características lineales (l1–l12), un arco (arco 1), una característica circular (c1), manchas (b1–b3) y una cola. El cono de eyección está marcado por las características lineales l7 y l8. Las barras de escala son 200 km a la distancia de Didymos.

La eyección de Dimorphos era diferente de la eyección del cometa 9P/Tempel 1 producida por Deep Impact12, un experimento anterior de impacto planetario de escala comparable (Datos extendidos Fig. 1a–c). Ambos experimentos dieron un impulso similar a sus objetivos. La nave espacial Deep Impact transportaba un 80% más de energía cinética que la nave espacial DART, pero el núcleo de 6 km de diámetro de Tempel 1 (ref. 12) era considerablemente más masivo que el Dimorphos2 de 151 m de diámetro. A la escala del HST, los eyectados del impacto profundo eran difusos y en su mayoría sin rasgos distintivos, expandiéndose a una velocidad promedio de aproximadamente 100 m s-1 y una velocidad máxima de aproximadamente 300 m s-1 (refs. 13, 14). Esta diferencia en la morfología del material eyectado probablemente se deba a las diferentes composiciones del objetivo y las estructuras del subsuelo. Mientras que Tempel 1 tiene una subsuperficie altamente porosa15 compuesta de polvo de grano fino y es rica en volátiles16,17, la superficie rocosa y el potencial interior de la pila de escombros de Dimorphos2 podrían perturbar la cortina de eyección y producir estructuras no homogéneas en la eyección18,19.

Desde aproximadamente T + 0,7 días hasta T + 2,1 días, las características de eyección compuestas por polvo más lento que se escapa a menos de alrededor de 1 m s−1 emergieron de la base del cono de eyección (Fig. 3a-d). El material eyectado durante esta etapa se caracterizó por flujos de material eyectado curvos en el norte (s1) y el sur (s2), algunas pequeñas características curvilíneas (l16–l19) entre ellas y una ligera envoltura de estas características alrededor de Didymos. La gravedad de Didymos, que representó el 88 % del potencial gravitatorio del sistema binario en el lugar del impacto, distorsionó lentamente la forma del cono de eyección original y creó diferentes morfologías para s1 y s2. El polvo expulsado desde el borde original del cono norte (17) estaba muy cerca de Didymos (Fig. 1). Como lo sugieren las predicciones de simulación numérica20,21, este polvo fue acelerado por Didymos y las trayectorias se doblaron antes de escapar del sistema binario, formando la corriente curvada norte s1 (Datos extendidos Fig. 2). El extremo de s1 cerca del asteroide contiene partículas relativamente lentas, cuyas trayectorias se doblaron más que las de las partículas relativamente rápidas más alejadas, lo que provocó que el extremo cercano se desplazara en el sentido de las agujas del reloj alrededor de Didymos, lo que resultó en un giro de 18º de s1. Por el contrario, la mayor parte del polvo en el borde original del cono sur (18; Fig. 2) fue expulsado de Didymos. Por lo tanto, estas trayectorias se ven menos afectadas por la gravedad de Didymos, lo que conduce a una corriente del sur menos curva (s2) con su extremo más cercano envolviendo lentamente el asteroide con el tiempo (Fig. 3a-f). Las pequeñas características curvilíneas entre las dos corrientes (l16–l19) probablemente estaban compuestas por polvo expulsado desde la parte delantera o trasera del cono de eyección hueco, comportándose más o menos de manera similar a cualquiera de las dos corrientes curvas y girando ligeramente desde la dirección radial original. .

El recuadro, la orientación de la imagen, la extensión del brillo, las barras de escala y las flechas vectoriales son todas iguales a las de la Fig. 2. El símbolo 'x' marca los artefactos de imagen. Las principales características de la eyección durante este período de tiempo incluyen las corrientes de eyección curvas (s1 y s2), características lineales (l7, l11–l24), manchas (b3–b5), una característica circular (c1) y un arco (arco 2). ). a–g, el borde norte original del cono de eyección (l7) todavía es visible en las imágenes antes de T + 5,7 días. a–e, la corriente curva sur temprana (s2) podría superponerse con el borde sur del cono de eyección original (l8), que no está marcado por separado. g–k, la corriente curvada del norte (s1) se ensanchó a lo largo de la dirección de la cola alrededor de T + 5 días, formando una característica similar a un ala. b–f, un grupo de elementos lineales (l16–l24), algunos de los cuales forman parte del arroyo curvo sur (l21–l24), mostró una rotación en el sentido de las agujas del reloj alrededor de Didymos desde T + 1,1 días hasta T + 4,7 días. g-i, estas características lineales más tarde (T + 5,7 días) se extendieron a lo largo de la dirección de la cola bajo la presión de la radiación solar, y las del norte de Didymos se superpusieron con la característica en forma de ala. h–j, Una cola secundaria es visible entre T + 8.8 días y T + 14.9 días (ver también Fig. 4). El borde curvo de la característica similar a un ala es visible en k. Los signos de interrogación después de las anotaciones de l23 y l24 en h y l22 en i marcan la identificación relativamente incierta de estas características debido a su desvanecimiento y los grandes cambios en sus posiciones y orientaciones con respecto a las imágenes anteriores de la secuencia.

Más allá de la influencia gravitatoria del sistema Didymos, la presión de la radiación solar separa naturalmente partículas de diferentes tamaños a lo largo de la dirección hacia el sol y hacia el sol porque las partículas pequeñas se aceleran más rápido que las partículas grandes22. La corriente del norte (s1), situada más o menos ortogonal a la dirección hacia el sol, se ensanchó cada vez más para formar la forma similar a un ala observada, con un borde opuesto difuso hacia el sol y un borde hacia el sol relativamente agudo (Fig. 3f-j). Este borde afilado indica un corte en el tamaño de partícula más grande de la eyección. Debido a que la corriente del sur estaba casi alineada hacia el Sol, esas partículas primero fueron ralentizadas por la presión de la radiación solar antes de que finalmente se desviaran hacia la dirección contraria al Sol. A partir de T + 4,7 días, las partículas que se movían a diferentes velocidades y direcciones en s2 debido a las distribuciones no homogéneas de polvo en la eyección se separaron en características individuales (l20–l24; Fig. 3f). Estas partículas alcanzaron distancias máximas proyectadas hacia el sol de hasta 150-200 km. Todas estas características individuales (l20-l24) y las pequeñas características curvilíneas (l16-l18) entre las dos corrientes principales se estiraron a lo largo del tiempo en dirección al sol-antisol por la presión de la radiación solar (Fig. 3f-i). Las partículas más finas en las características l16–l18, que estaban ubicadas al norte de Didymos, fueron empujadas más lejos de Dimorphos y atrapadas por las partículas más grandes expulsadas en s1 antes, pareciendo superponerse con la estructura en forma de ala y creando una estructura más compleja. patrón (Fig. 3g, h).

Como resultado de la presión de la radiación solar, una cola de polvo comenzó a emerger en dirección contraria al sol, casi opuesta al cono de eyección, alrededor de T + 3 h. Esta cola se extendió rápidamente a una longitud proyectada de más de 1500 km y excedió la cobertura espacial de nuestras imágenes (Fig. 4). Alrededor de T + 5,7 días, la cola estrecha mostró un borde sur relativamente brillante y nítido y un borde norte paralelo pero más difuso (Fig. 4h). La morfología general de la cola de Dimorphos es similar a la de P/2010 A2, un asteroide activo probablemente provocado por un impacto4,23,24 (Datos ampliados Fig. 1d,e). El ancho de la cola, que es de aproximadamente 1 segundo de arco, es consistente con una velocidad inicial del polvo comparable con la velocidad orbital de Dimorphos, lo que sugiere que la cola contiene las partículas eyectadas más lentas. Además, la cola temprana dentro de T + 2 días se curvó ligeramente hacia el sur (Fig. 4d, e), mientras que después de T + 8 días la cola se volvió un poco más en forma de abanico (Fig. 4i-k). Con la presión de radiación clasificando el tamaño de las partículas a lo largo de la cola, la cola más temprana alrededor de T + 3 h estuvo dominada por partículas de tamaño micrométrico, mientras que las partículas de tamaño centimétrico dominaron la porción de la cola dentro del campo de visión del HST en la imagen final. El perfil de brillo de la cola está relacionado con la distribución del tamaño de las partículas del material eyectado. Suponiendo una ley de potencia para la distribución diferencial de tamaños, derivamos un exponente de −2,7 ± 0,2 para partículas con radios entre 1 µm y unos pocos milímetros, y un exponente de −3,7 ± 0,2 para partículas más grandes de hasta unos pocos centímetros de radio ( Datos extendidos Fig. 3). Se observó que las partículas eyectadas abandonaban continuamente el sistema Didymos a través de las imágenes finales adquiridas después de T + 15 días (Datos extendidos, Figs. 4 y 5).

a–l, Todos los marcos se rotan de tal manera que la dirección esperada de la cola según nuestro modelo dinámico de polvo (Métodos) está en la dirección horizontal que se extiende hacia la derecha. Todos los fotogramas se muestran con la misma escala de brillo logarítmico. Las regiones fuera del campo de visión están marcadas con un color azul oscuro. El símbolo 'x' marca artefactos de imagen. Las barras de escala están alineadas con el asteroide en un extremo y se extienden 200 km hacia la dirección de la cola. a–c, tenga en cuenta que los tres primeros fotogramas tienen una deriva inducida por la orientación en el plano del cielo de 5 a 7 píxeles aproximadamente a lo largo de la dirección de los picos de difracción verticales. La deriva en todos los demás fotogramas es inferior a dos píxeles. El primer cuadro (a) de esta secuencia adquirido en T + 0,08 días (T + 1,9 h) no muestra signos de cola. Una cola era visible a partir del segundo cuadro (b) adquirido en T + 0,15 días (T + 3,5 h). La cola continuó creciendo en una dirección que es, en general, consistente con una emisión impulsiva de polvo de Dimorphos en el momento del impacto. i–k, La cola secundaria es visible entre T + 8.82 días y T + 14.91 días, apuntando a unos 4º al norte de la cola original.

Además, apareció una cola secundaria entre T + 5,7 días y T + 8,8 días (Fig. 4i-k), pero ya no era discernible el día T + 18,5 (Fig. 4l). Se originó en el sistema Didymos y apuntaba a unos 4º al norte de la cola original, creando una morfología general de la cola en forma de abanico durante este período de tiempo. La causa de la cola secundaria no está clara y se explorarán varios mecanismos (métodos y datos extendidos, figuras 4 y 6), aunque las morfologías son consistentes con las observaciones previas de asteroides activos con colas múltiples25,26,27,28. La secuencia evolutiva completa de la eyección de Dimorphos discutida anteriormente se muestra en el Video complementario 1.

La misión DART demostró claramente que los impactos pueden activar asteroides, de acuerdo con observaciones previas de asteroides1. Nuestras observaciones proporcionan una base para reevaluar las observaciones anteriores de asteroides activos que se cree que fueron provocados por un impacto. La evolución de la eyección de Dimorphos sugiere que el tamaño de partícula observado en las colas de asteroides activos podría depender de la edad de la cola, de acuerdo con el rango de tamaños de partículas medidos en las colas del asteroide activo 311P/PanSTARRS26. La falta de polvo de tamaño submilimétrico en la cola de P/2010 A2, por lo tanto, podría deberse a que las observaciones se produjeron 10 meses después del impacto4,5,24. DART, que es un experimento de impacto controlado a escala planetaria, proporciona una caracterización detallada del objetivo, la morfología del material eyectado y todo el proceso de evolución del material eyectado. DART seguirá siendo un modelo para los estudios de asteroides recién descubiertos que muestran actividad causada por impactos naturales.

Utilizamos un total de 19 órbitas HST (período de 95 min) durante aproximadamente 19 días para observar la eyección de Dimorphos (Tabla de datos extendida 1). La primera órbita (órbita 0o) fue antes del impacto de DART. La segunda órbita a la séptima órbita (órbitas 01–06) comenzó alrededor de T + 15 min y observó continuamente la eyección excepto cuando la Tierra ocluía la vista del objetivo. En las siguientes cinco órbitas (órbitas 11 a 15), observamos la eyección aproximadamente una vez cada 12 h y luego una vez al día en las siguientes tres órbitas (órbitas 16 a 18). En la fase final (órbitas 21–24), las observaciones se realizaron una vez cada 3 días. Las observaciones concluyeron 18,5 días después del impacto. En cada órbita, se recopilaron imágenes en varios niveles de exposición, en los que el núcleo central de Didymos no estaba saturado en exposiciones cortas y las exposiciones largas saturaban a Didymos para obtener imágenes de la eyección y la cola relativamente débiles. Todas las imágenes fueron recolectadas a través del filtro F350LP (longitud de onda de pivote 587 nm, ancho de banda 149 nm)30.

Las observaciones se planificaron para rastrear a la tasa de efemérides de Dimorphos. El seguimiento incluía nominalmente correcciones de paralaje debido a la órbita del HST alrededor de la Tierra y se esperaba que mantuviera a Didymos dentro del campo de visión con una desviación mínima en el campo de visión para todas las exposiciones. Sin embargo, debido a un problema de seguimiento aún no explicado, algunas órbitas perdieron el objetivo en varios números de exposiciones, y algunas exposiciones largas incluyeron una desviación de apuntamiento de más de diez píxeles. Limitamos nuestro análisis a aquellas exposiciones con menos de siete píxeles de deriva y ocasionalmente usamos exposiciones largas con más deriva cuando no había buenas imágenes disponibles para las órbitas particulares.

Las imágenes fueron calibradas por la tubería de calibración estándar HST en el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial31. Luego eliminamos el fondo del cielo medido desde un cuadrado de 100–400 píxeles de ancho y 100–300 píxeles desde la esquina superior derecha, según el tamaño de la imagen. Esta área está en general a 20 segundos de arco de distancia de Didymos y no muestra signos de eyección.

La fotometría de apertura se midió en todas las exposiciones breves no saturadas que se han corregido para la eficiencia de transferencia de carga31 pero no para la distorsión geométrica (archivos .flc, disponibles en el archivo de datos HST; consulte "Disponibilidad de datos"). El centroide se definió mediante un ajuste gaussiano bidimensional con un cuadro de 5 × 5 píxeles centrado en el fotocentro. El mapa del área de píxeles se utilizó para corregir las variaciones del área de píxeles en la imagen31. Los recuentos totales se midieron con aperturas circulares de un radio de 1 a 130 píxeles (0,04 a 5,2 segundos de arco). Convertimos los recuentos totales a densidad de flujo y magnitud Vega en función de las constantes de calibración fotométrica (PHOTFLAM = 5,3469 × 10−20 erg Å−1 cm−2 por electrón, PHOTZPT = 26,78) proporcionadas en los encabezados de imagen y el sitio web de calibración fotométrica HST . El brillo total de Didymos, incluida la eyección, y el brillo total de la eyección se muestran en Datos ampliados, Fig. 4.

Usamos las imágenes corregidas para la eficiencia de transferencia de carga y la distorsión geométrica (archivos .drc) para estudiar la morfología de la eyección. Para aumentar la relación señal-ruido de las características de eyección débil, apilamos todas las exposiciones largas en cada órbita porque no se ve ningún cambio en la morfología de eyección con cada órbita. El centroide de las exposiciones prolongadas que están saturadas en el centro se determinó mediante la sección transversal de los picos de difracción. Se incluyeron en la pila algunas exposiciones largas con deriva inducida por apuntar, pero se descartaron aquellas con más de diez píxeles de deriva. Los efectos de esta deriva se tienen en cuenta como incertidumbres de posición adicionales a las mediciones de características, que en su mayoría son más grandes que la longitud de la deriva. Los rayos cósmicos y las estrellas de fondo se eliminaron en el proceso de apilamiento. Debido a que había diferentes números de buenas exposiciones largas disponibles para cada órbita, los tiempos de exposición totales variaron de 25 a 50 s en la mayoría de las exposiciones largas apiladas y alcanzaron los 155 s para la pila de órbita 21 y los 110 s para la pila de órbita 23.

Varias técnicas de mejora de imágenes comúnmente utilizadas para estudios de cometas32 se usaron para ayudar a identificar las características de los eyectados, incluida la sustracción y división de la mediana azimutal, la reproyección azimutal y radial, el aumento de brillo diferente y el uso de varias tablas de colores. Todas las características identificadas fueron confirmadas por varias técnicas.

Las velocidades de las características proyectadas en el plano de la imagen se estimaron suponiendo que todas las características se originaron en el asteroide en el momento del impacto y se alejaron directamente del asteroide. La distancia proyectada de una característica desde el asteroide y el tiempo de observación correspondiente arrojaron la velocidad proyectada de la característica. Tenga en cuenta que las velocidades estimadas de esta manera no representan las verdaderas velocidades terminales de las características después de escapar del sistema binario para la eyección lenta (< aproximadamente 1 m s−1) o para las características afectadas por la presión de la radiación solar. Las trayectorias de las características en esos casos se ven notablemente afectadas por la gravedad de Didymos (Datos ampliados Fig. 2) o la presión de la radiación solar.

Basamos nuestras características del cono de eyección en las estructuras de eyección que se mueven a más de 1 m s−1 en las imágenes dentro de T + 8.2 h (Fig. 2). Estas estructuras mostraron un movimiento lineal alejándose del asteroide a lo largo de la dirección radial del asteroide binario (Tabla de datos extendida 2). Suponiendo que la mayor parte del polvo expulsado se encuentra dentro de una fina cortina en forma de cono, los dos bordes del cono aparecerían como dos rayos brillantes a lo largo de la dirección radial de Dimorphos debido al efecto de profundidad óptica cuando se ve desde un lado. Debido a que la velocidad de impacto del DART está cerca del plano del cielo (Tabla 1 de datos ampliados), si asumimos que la dirección del cono está cerca de la inversa de la dirección de la velocidad de impacto del DART, el cono está cerca de ser visto desde un lado en el HST imágenes y el ángulo de apertura abarcado por los dos bordes del cono (características lineales l7 y l8) está cerca de su ángulo de apertura tridimensional. Esto se confirma con nuestra geometría cónica derivada que se describe a continuación.

Medimos los ángulos de posición de los dos bordes del cono de eyección tanto de la imagen original como de la mejorada (ver 'Observaciones y reducción y procesamiento de datos'). El rango de incertidumbre de los ángulos de posición se define por el ancho aparente de la característica lineal. Nuestra medición dio como resultado un cono de eyección centrado dentro de los 5º de la dirección entrante de DART con un ángulo de apertura de aproximadamente 130º. Debido a la borrosidad de los rayos de eyección y su ligera curvatura, la incertidumbre de los ángulos de posición medidos puede llegar a ser de ±8º, lo que da como resultado una incertidumbre de los ángulos de apertura de hasta ±12º. Tomando la media de estos dos bordes y el valor máximo de la incertidumbre se obtiene el eje del cono de eyección en un ángulo de posición de 67° ± 8° bajo el supuesto de que el cono de eyección es axisimétrico respecto al eje del cono.

Para restringir aún más la geometría del cono de eyección, construimos un modelo de cono numérico tridimensional parametrizado por la dirección del eje del cono en ascensión recta (RA) y declinación (dec), así como un ángulo de apertura, para comparar con las imágenes. Primero proyectamos las seis primeras imágenes posteriores al impacto (Fig. 2) en una proyección azimutal-radial y, para cada imagen, generamos un histograma de píxeles más brillantes que 18 mag arcsec−2 a lo largo de la dirección azimutal. Los contenedores azimutales con el mayor número de píxeles (excepto los de la cola y los picos de difracción) definen los dos bordes del cono con una distribución aproximadamente gaussiana. La incertidumbre media y 1σ de los ángulos de posición de los dos bordes del cono se derivan de los histogramas. En promedio, los bordes de los conos norte y sur están en ángulos de posición de 4º ± 8º y 131º ± 8º, respectivamente, de acuerdo con las medidas descritas anteriormente. Luego generamos imágenes simuladas a partir del cono de eyección del modelo y calculamos el histograma correspondiente siguiendo el mismo enfoque para las imágenes reales. Este histograma se comparó con los ángulos de posición del borde del cono medidos para calcular una puntuación, definida como

donde σi y μi son la desviación estándar y la media de los bordes norte o sur (i = 1, 2), respectivamente, xj es el ángulo de posición del histograma bin j para la imagen simulada y sj es el recuento de píxeles en bin j. Buscamos el eje del cono en el rango completo de RA y dec y el ángulo de apertura en 100º–160º para obtener la puntuación más alta. Debido a que las imágenes del HST por sí solas no pudieron determinar si el cono estaba orientado hacia o desde la Tierra, este enfoque dio como resultado un par de soluciones de eje de cono de mejor ajuste que eran simétricas con respecto al plano de la imagen. Por lo tanto, consideramos ambas direcciones factibles del eje del cono. Las incertidumbres de las soluciones se estimaron con 500 muestras aleatorias de los ángulos de posición del borde del cono medidos distribuidos en dos gaussianas con las medias medidas y las desviaciones estándar. Las direcciones del eje del cono de mejor ajuste fueron (RA, dec) = (141º ± 8º, 25º ± 6º) y (120º ± 9º, 10º ± 7º), ambas con un ángulo de apertura de 125º ± 10º (1σ incertidumbres). Ambas soluciones están a unos 12º del plano de la imagen, con la primera apuntando hacia la Tierra y la segunda apuntando hacia afuera.

El ángulo de posición de la cola y su incertidumbre fueron determinados por las direcciones radiales del asteroide que definen el límite visible de la cola en el punto más alejado de la cola en todas las imágenes apiladas (exposiciones cortas y largas) que contienen la cola. El modelo de la dinámica del polvo bajo la influencia de la presión de la radiación solar sigue un modelo anterior22, en el que el movimiento del polvo está determinado por βsrp. βsrp, que se define como la relación entre la fuerza de presión de la radiación solar y la fuerza gravitatoria solar, depende del radio de la partícula, r, y la densidad, ρ, como

donde K = 5,7 × 10−4 kg m−2 es una constante, Qpr es el coeficiente de presión de radiación promediado sobre el espectro solar, que generalmente se supone que es 1. Asumimos una densidad de grano de 3,5 × 103 kg m−3 para el polvo en el eyecta, siguiendo la densidad de los meteoritos de condrita ordinaria33, considerando que el sistema Didymos-Dimorphos muestra un espectro tipo S que está asociado con el material de condrita ordinaria LL34.

Los modelos previos al impacto sugirieron que la aceleración de la presión de la radiación solar siempre excede la aceleración gravitatoria del sistema Didymos para las partículas eyectadas con un tamaño inferior a 100 µm20,35. Estas pequeñas partículas son expulsadas del sistema binario en menos de 10 h. La gravedad de Didymos es predominante dentro de unos 3 km para partículas de tamaño milimétrico y 10 km para partículas de tamaño centimétrico.

El modelado de la orientación de la cola en el plano del cielo sigue el enfoque sincrónico-síndino36, en el que los sincrónicos son los lugares geométricos de las partículas de polvo expulsadas con velocidad inicial cero al mismo tiempo pero con varios βsrp. Los ángulos de posición medidos de la cola de Dimorphos coinciden dentro de los 4º de la dirección sugerida por las sincronías asociadas con el momento del impacto en todas las imágenes, lo que sugiere que la presión de la radiación solar domina la formación de la cola (Datos ampliados Fig. 7). La pequeña discrepancia entre T + 1 días y T + 5 días probablemente se deba a la ligera curvatura aparente de la cola (Fig. 4e-h), que puede estar relacionada con la velocidad inicial media distinta de cero de las partículas de polvo con respecto a el sistema binario, heredado de la velocidad orbital de Dimorphos.

La velocidad inicial distinta de cero del polvo expulsado hace que la cola se ensanche. La velocidad inicial promedio de la eyección de Dimorphos, tal como se proyecta en el plano de la imagen, tiene una componente hacia el norte, lo que hace que la cola se ensanche hacia el norte con respecto a los lugares geométricos de la hipotética partícula de velocidad cero (sincronía). El borde sur relativamente nítido y el borde norte más difuso son consistentes con la expectativa de la relación masa-velocidad de eyección37 porque la cantidad de partículas de polvo disminuye con el aumento de la velocidad de eyección. El ancho de 1 segundo de arco de la cola es consistente con una dispersión de velocidad inicial Δv = 0,15 m s−1, comparable con la velocidad orbital de Dimorphos, lo que sugiere que la cola se compone principalmente de la eyección más lenta.

La proporcionalidad inversa de βsrp con el tamaño de las partículas significa que las partículas pequeñas experimentan una presión de radiación solar más fuerte y se alejan del asteroide más rápido después de la eyección que las partículas grandes. Debido a que la duración de nuestras observaciones del HST es mucho más corta que el período orbital de Didymos alrededor del Sol (2,1 años), el movimiento de las partículas a lo largo de la cola en relación con el asteroide bajo la presión de la radiación solar puede aproximarse mediante un movimiento de aceleración constante. A medida que crece la longitud de la cola, partículas de varios tamaños se esparcen a lo largo de la cola, quedando las partículas más pequeñas cerca del extremo más alejado de la cola del asteroide y las partículas más grandes dominando el extremo cercano al asteroide. Asumiendo una distribución de tamaño de partícula diferencial de ley de potencia con un exponente de α para la cola, deducimos que se espera que el brillo de la cola tenga una relación de ley de potencia con la distancia al asteroide con un exponente b = −4 − α.

Extrajimos los perfiles de brillo de la cola de exposiciones largas apiladas desde T + 5 h hasta la última pila en T + 18.5 días (Datos extendidos Fig. 3). El exponente α de la distribución diferencial del tamaño de las partículas se derivó de la parte lineal de los perfiles de brillo de la cola (en espacio logarítmico) en varias imágenes, correspondientes a un rango de βsrp de 0,2 × 10−4 a 8 × 10− 4, entre −2,2 y −3,1, con una media de −2,7 y una desviación estándar de 0,2. El rango de βsrp indica que el tamaño de las partículas oscila entre 1 µm y unos pocos milímetros. En imágenes después de aproximadamente T + 6 días, el brillo de la cola muestra dos regiones con diferentes pendientes de ley de potencia. La región interna parece estar influenciada por las partículas en las corrientes de eyección curvas que comenzaron a superponerse con la cola. La región exterior tiene pendientes de mejor ajuste cercanas a −2,7 como en las primeras imágenes, mientras que la pendiente de la región interior oscila entre −3,6 y −3,9. El rango de βsrp para la región interna es de 7 × 10−4 a 1 × 10−5, correspondiente a partículas de tamaño milimétrico a centimétrico. Se espera la falta de partículas pequeñas en las corrientes curvas porque las partículas con un tamaño de 100 µm o menos deberían haber sido eliminadas unas horas después del impacto. La pendiente creciente aparente de la distribución del tamaño de las partículas en este rango de tamaños también parece indicar que la mayor parte de las partículas expulsadas tienen un límite de tamaño de unos pocos centímetros. Si la distribución del tamaño de las partículas de la cola representa la de todos los eyectados, entonces un índice de ley de potencia de −2.7 significa que la masa total de eyectado está dominada por las partículas más grandes.

El tratamiento anterior supone que el albedo es independiente del tamaño de las partículas, que debe examinarse. Sobre la base de mediciones de laboratorio de la función de fase de aerosoles de tamaño micrométrico38 y partículas de tamaño milimétrico39, junto con modelos de apoyo de eficiencia de dispersión40, el albedo de partículas de tamaño micrométrico es aproximadamente el 70% del de granos de tamaño milimétrico en la fase ángulo de nuestras primeras observaciones (54º). Esta relación de brillo se invierte en el ángulo de fase correspondiente a las imágenes finales (74º), en las que las partículas del tamaño de un micrómetro se vuelven un 16% más brillantes. Nuestro cálculo indica que la pequeña diferencia entre los albedos de las partículas de tamaño micrómetro y milimétrico cambia el índice de ley de potencia de mejor ajuste de la distribución del tamaño de partículas en menos del 2 %. Nuestra suposición del mismo albedo para partículas de tamaño de micrómetros a centímetros se mantiene.

La pequeña disminución en la tasa de desvanecimiento general del brillo total del sistema Didymos-Dimorphos entre aproximadamente T + 5 días y T + 7 días indica un aumento en la sección transversal de dispersión total en el material eyectado dentro de los 10 km del sistema (Extended Datos de la Fig. 4), compensando parcialmente la eyección que sale de la apertura fotométrica. Es poco probable que sea causado por un cambio en el albedo de las partículas eyectadas. Se consideró la inyección de nuevas partículas de polvo en la eyección.

Este escenario y su sincronización también están respaldados por el modelo sincrónico (datos extendidos, figura 6), en el que la dirección proyectada de la cola secundaria es consistente con los sincrónicos asociados con alrededor de T + 5,0 días a T + 7,1 días. El estrecho ancho de la cola secundaria similar al de la cola original sugiere una baja velocidad inicial de alrededor de 0,15 m s−1 para las partículas de polvo. Aunque el entorno binario de Didymos podría complicar el movimiento del polvo y causar una desviación de la suposición de velocidad inicial cero del modelo sincrónico idealizado, la baja velocidad inicial observada del polvo en la cola secundaria implica efectos limitados.

Los posibles mecanismos de la emisión secundaria de polvo podrían incluir el re-impacto de bloques de eyección sobre Dimorphos o Didymos35 o grandes bloques de eyección que se desintegran en pequeños pedazos debido al giro o colisiones mutuas (SLI et al., manuscrito en preparación). El desprendimiento masivo de la superficie de Dimorphos debido a la rotación no es probable dada su rotación lenta si su giro está bloqueado por mareas. Sin embargo, el movimiento masivo y el desprendimiento de Didymos podrían desencadenarse potencialmente por el re-impacto de los eyectados debido a que su rápida rotación provoca una aceleración neta hacia el exterior en su ecuador, aunque todavía no se ha confirmado ninguna indicación clara de esto3. Una vez que el polvo se levanta de la superficie de Dimorphos o Didymos utilizando estos mecanismos, la presión de la radiación solar barrerá rápidamente el polvo en dirección contraria al sol, formando una cola secundaria.

Otros mecanismos, como la interacción dinámica entre el polvo de eyección lenta y el sistema binario41, la dispersión gravitacional del polvo de eyección cuando son devueltos por la presión de la radiación solar y pasan por el sistema binario, o las partículas de polvo cargadas de fotones bajo la influencia de la energía interplanetaria. el campo magnético42 también podría resultar en la morfología inusual de la cola que conduce a la aparición de una cola secundaria. Nuestras simulaciones dinámicas sugirieron que no es necesaria una emisión secundaria de polvo para formar una cola secundaria que tenga una morfología consistente con la observada. Sin embargo, estos escenarios pueden no estar acompañados por el aumento en el polvo expulsado como sugiere la curva de luz que se desvanece del sistema Didymos.

Todos los datos del HST sin procesar asociados con este artículo están archivados y disponibles públicamente en el Archivo Mikulski para telescopios espaciales (https://mast.stsci.edu/search/ui/#/hst/results?proposal_id=16674) alojado por Space Instituto de Ciencias del Telescopio. Las largas exposiciones apiladas en las Figs. 2–4 están disponibles en un sitio web alojado en JHU/APL (https://lib.jhuapl.edu/papers/ejecta-from-the-dart-produced-active-asteroid-dimo). Otros datos relacionados están disponibles del autor correspondiente a pedido.

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Este trabajo fue apoyado por la misión DART, contrato de la NASA no. 80MSFC20D0004 y por la Agencia Espacial Italiana (ASI) a través del proyecto LICIACube (acuerdo ASI-INAF AC no. 2019-31-HH.0). Parte de esta investigación se llevó a cabo en el Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, bajo contrato con la NASA. J.-YL reconoce el apoyo brindado por la NASA a través de la subvención HST-GO-16674 del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, que es operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, bajo el contrato de la NASA NAS 5-26555. LK reconoce el apoyo del Programa Científico Participante DART de la NASA, Subvención no. 80NSSC21K1131. RL, DAG y TJS reconocen la financiación del equipo de modelado de exosferas, ionosferas y magnetosferas (EIMM) del Modelo de Financiamiento Científico Interno (ISFM) de la NASA/GSFC, el Instituto Virtual de Investigación de Exploración del Sistema Solar de la NASA (SSERVI) y el premio de la NASA no. 80GSFC21M0002. RM agradece el apoyo de un Premio de Oportunidades de Investigación para Graduados en Tecnología Espacial (NSTGRO) de la NASA (contrato n.º 80NSSC22K1173). PM reconoce el apoyo financiero del programa de investigación e innovación Horizon 2020 de la Unión Europea en virtud del acuerdo de subvención no. 870377 (proyecto NEO-MAPP), el CNRS a través de los programas interdisciplinarios MITI, CNES y ESA. FF reconoce la financiación de la subvención Ambizione no. 193346. JO ha sido financiado por la subvención no. PID2021-125883NB-C22 por el Ministerio de Ciencia e Innovación de España/Agencia Estatal de Investigación MCIN/AEI/10.13039/501100011033 y por el Fondo Europeo de Desarrollo Regional "Una forma de hacer Europa". GT agradece el apoyo financiero del proyecto FCE-1-2019-1-156451 de la Agencia Nacional de Investigación e Innovación ANII (Uruguay). T. Kohout cuenta con el apoyo del proyecto 335595 de la Academia de Finlandia y del apoyo institucional RVO 67985831 del Instituto de Geología de la Academia Checa de Ciencias. FM reconoce el apoyo financiero de las subvenciones CEX2021-001131-S financiadas por MCIN/AEI/10.13039/501100011033 y PID2021-123370OB-I00. La investigación realizada por MG cuenta con el apoyo, en parte, de la beca 345115 de la Academia de Finlandia. JMT-R. agradece el apoyo financiero del proyecto PID2021-128062NB-I00 financiado por la española MCIN/AEI/10.13039/501100011033. Agradecemos a J. DePasquale (STScI) por generar la animación incluida en el Video complementario 1.

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INAF - Instituto de Astrofísica Espacial y Planetología, Roma, Italia

Alessandra Migliorini

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Josep M. Trigo-Rodríguez

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J.-YL es el investigador principal del programa HST (GO-16674), junto con los coinvestigadores MMK, CAT, ASR, S. Chesley, LK, AFC, EGF, para observar la eyección de DART. J.-YL lidera el esfuerzo para desarrollar este documento. MH, TLF y MMK contribuyeron a las mediciones y modelos del cono de eyección y al otro estudio de evolución de eyección. GT contribuyó a la obtención y análisis de datos de fotometría, el análisis de la formación de la cola y la comparación con asteroides activos. FM, ACB, BM, CO y J.-BV contribuyeron al estudio de la formación de la cola. S. Chesley contribuyó al estudio fotométrico de los eyectados. JMS, SDR, MJ, CME y AMS contribuyeron a la comprensión de las características de los eyectados relacionados con el impacto. LD y AV apoyaron la programación, revisión y prueba de la secuencia de observación. FF, SLI, AR, DJS y SS contribuyeron al modelado dinámico de la eyección. RL, DAG y TJS respaldaron la derivación de la distribución del tamaño del polvo a partir de las propiedades de dispersión de la luz del polvo. AFC y ASR son los líderes del equipo de investigación de DART. NLC es el líder de coordinación de DART. CAT es el líder del Grupo de trabajo de observaciones de DART, que brinda apoyo de observaciones generales. EGF es el líder del Grupo de trabajo de eyección de DART, que brinda apoyo a las interpretaciones y el modelado de eyección. NAM apoyó a CAT proporcionando apoyo de observaciones generales. SB y MG contribuyeron al estudio del tamaño de las partículas de eyección. MTB, GC, S. Cambioni, ED, RTD, EME, IH, MH, PHH, SI, SJ, AL, TL, Z.-YL, PM, RM, JO, MP, CS, JS, PS, SRS, JMT -R., AF, T. Kareta, T. Kohout, AM, LK, FLF, ML y HAW proporcionaron comentarios y mejoras al documento.

Correspondencia a Jian-Yang Li.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature agradece a Masateru Ishiguro y a los otros revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a los reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

(a) Eyección de impacto profundo aproximadamente una hora después del impacto observado por HST13. ( b ) Eyecta de Dimorphos aproximadamente T + 0.4 h (Fig. 2a). ( c ) Eyecta de Dimorphos aproximadamente T + 5 h (Fig. 2d). (d) Cola de P/2010 A2 observada por HST el 29 de enero de 2010 a una distancia de 1,09 au4 (imagen original de NASA, ESA, D. Jewitt (UCLA), fuente: https://hubblesite.org/contents/ media/images/2010/07/2693-Image.html?news=true, girado para aproximar el norte hacia arriba). ( e ) Cola de Dimorphos observada en T + 5.7 días (Fig. 4h). Todas las imágenes se muestran con el norte hacia arriba y el este hacia la izquierda.

(a) Las líneas rojas representan las trayectorias de ocho partículas de polvo expulsadas a 0,43 m/s, cada una involucrada en los bordes norte o sur del cono de eyección. Las direcciones iniciales se basan en la geometría del cono medido (Métodos). Las trayectorias están curvadas por la gravedad de Didymos y Dimorphos. Las líneas curvas de color azul oscuro son las ubicaciones de varias partículas expulsadas a diferentes velocidades en la misma dirección que la partícula en cada curva roja correspondiente, formando las corrientes de eyección curvas observadas. El área de la ilustración tiene 600 km de ancho. (b) La misma ilustración que (a) pero con una escala más pequeña, que muestra la curvatura más notable en las corrientes de eyección cerca del sistema binario. Estas corrientes capturan una instantánea de las posiciones de las partículas con velocidades de eyección iniciales inferiores a <~ 1 m/s.

( a ) Perfiles de brillo a lo largo de la cola de varias imágenes. Las líneas discontinuas son el brillo superficial promedio extraído a lo largo de la cola con un ancho de 40 píxeles (1,6"), desplazadas verticalmente para mayor claridad. Las líneas sólidas son los modelos correspondientes de ley de potencia de mejor ajuste. Se ajustan dos secciones por separado para los perfiles de las imágenes. recopilados a partir del 2 de octubre, como se describe en el texto.(b) Índice de ley de potencia de mejor ajuste para la distribución de tamaño diferencial (dSFD) de partículas de polvo eyectadas con respecto a βsrp en el eje inferior y el radio de partícula correspondiente (suponiendo un densidad de 3500 kg/m3) en el eje superior. Los círculos rellenos se derivan de la cola principal, los triángulos abiertos de la cola secundaria. Las barras de error horizontales representan el rango de βsrp cubierto por el perfil de la cola correspondiente. Los colores de los símbolos corresponden a los colores de los perfiles en el panel (a). Los valores de pendiente de la sección exterior tienen βsrp superior a 1x10−4, y los de la sección interior corresponden a βsrp entre 1x10−4 y 1x10−5. La línea horizontal discontinua es el promedio −2,7 para las secciones exteriores, y el área sombreada en verde representa la desviación estándar.

( a ) Magnitud total de Didymos en aperturas de radio de 10 km, 30 km y 50 km a la distancia de Didymos medida a partir de imágenes HST en función del tiempo después del impacto. (b) Magnitud de la eyección con respecto al tiempo después del impacto. La curva negra en ambos paneles es la magnitud de Didymos basada en el modelo de función de fase HG de la IAU con un G = 0,2043, escalado para que coincida con la magnitud previa al impacto observada. La magnitud de la eyección corresponde a la diferencia entre el flujo total observado y el flujo de Didymos. La eyección es más brillante que Didymos durante aproximadamente 2,5 días después del impacto en la apertura de 10 km de radio.

Las curvas se extraen de la imagen previa al impacto (−0,1 d) y de las tres últimas imágenes (+11,9 d, +14,9 d y +18,5 d). Los perfiles PSF ampliados de las imágenes tardías sugieren una fuente ligeramente extendida debido al polvo eyectado cerca del asteroide. 1 píxel corresponde a 0,04" o 2,1 a 2,3 km a la distancia de Didymos en las últimas tres imágenes.

(a) La imagen tomada en T+11,86 días se muestra en extensión de brillo logarítmico. El norte está arriba y el este a la izquierda. Las características marcadas con una "x" son artefactos de un objeto de fondo y un impacto de rayos cósmicos. (b) Misma imagen que en (a) pero con sincronías correspondientes a varias fechas superpuestas. La dirección de la cola principal es consistente con la sincronía en el momento del impacto (T+0.0 días), y la cola secundaria es consistente con las sincronías entre T+5.0 y T+7.1 días.

Los círculos azules se miden a partir de las imágenes apiladas de las exposiciones cortas, y los círculos naranjas se miden a partir de las imágenes apiladas de las exposiciones largas. Los triángulos verdes son los ángulos de posición de la cola secundaria. La línea discontinua roja es la dirección antisolar y la línea continua azul es el ángulo de posición de los sincronizadores para el polvo emitido en el momento del impacto. La orientación de la cola medida a partir de las exposiciones cortas podría verse afectada por la cola secundaria debido a la baja relación señal-ruido en comparación con las exposiciones largas.

Animación de la secuencia de imágenes HST de la evolución de los eyectados de Dimorphos. En todos los fotogramas, el norte está arriba y el este a la izquierda, es decir, la misma orientación que todas las figuras del Artículo. Todos los fotogramas se muestran con la misma escala de brillo logarítmico.

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Reimpresiones y permisos

Li, JY., Hirabayashi, M., Farnham, TL et al. Eyecta del asteroide activo Dimorphos producido por DART. Naturaleza 616, 452–456 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05811-4

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Recibido: 19 noviembre 2022

Aceptado: 08 febrero 2023

Publicado: 01 marzo 2023

Fecha de emisión: 20 de abril de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05811-4

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