Planetarna astronomija

Transcript

1 Katedra za astronomiju - Matematički fakultet Univerzitet u Beogradu Planetarna astronomija Skripta Bojan Novaković Beograd, Jun 2012.

2

3 Sadržaj 1 Uvod 5 2 Orbitalne i dinamičke karakteristike asteroida Orbitalni elementi asteroida Asteroidi bliski Zemlji Mars kroseri Asteroidi u Glavnom asteroidnom prstenu Trojanci Kentauri objekti Trans-neptunski objekti Stabilnost kretanja asteroida Orbitalne rezonance Negravitacioni efekti Uzroci nestabilnosti kretanja Fizičke i hemijske karakteristike asteroida Albedo, spektralni tipovi i sastav Oblik i rotacija Gustina i poroznost Masa i veličina Dvojni i višestruki asteroidi

4

5 Glava 1 Uvod Asteroidi se često opisuju kao mala, prirodno nastala tela koja kruže oko Sunca. Ipak, sam termin asteroid nije strogo definisan. Iz tog razloga, i da bi izbegli moguće nejasnoće po pitanju njegove upotrebe, napominjemo da u ovoj skripti asteroidima zovemo sva mala tela Sunčevog sistema, kako ona u blizini Zemlje, tako i ona izmedu - Marsa i Jupitera, kao i transneptunske objekte. Ovde ćemo se ovde uglavnom baviti asteroidima iz tzv. Glavnog asteroidnog prstena koji se nalazi izmedu - orbita Marsa i Jupitera, i na koje se odnosi najveći deo pregleda karakteristika ovih objekata. Najveći broj asteroida, više od 90%, nalazi se u Glavnom asteroidnom prstenu (GAP). Njihovo izučavanje značajno je iz mnogo razloga. Način nastanka, kao i njihove prvobitne dinamičke i fizičke osobine, predstavljaju ključ za razumevanje nastanka samog Sunčevog sistema. Glavni razlog za to leži u činjenici da su se asteroidi, od svog nastanka pa do danas, najmanje izmenili od svih objekata u Sunčevom sistemu. To znači da su oni i danas u velikoj meri isti onakvi kakvi su bili u vreme svog nastanka pre nekih 4.5 milijarde godina. Zbog toga su od velikog značaja za nauku jer govore o najstarijem periodu našeg planetarnog sistema. Izučavanje njihove evolucije nije ništa manje značajno. Ona u sebi krije potpise iz različitih faza evolucije Sunčevog sistema kao celine. 5

6

7 Glava 2 Orbitalne i dinamičke karakteristike asteroida 2.1 Orbitalni elementi asteroida Orbitalni elementi su parametri kojima se jedinstveno odreduje - putanja tela. Tradicionalni skup od šest orbitalnih elemenata čine tzv. eliptički Keplerovi elementi: velika poluosa (a), ekscentričnost (e), nagib putanjske ravni (i), longituda uzlaznog čvora (Ω), argument perihela (ω) i srednja anomalija (M). Prva dva orbitalna elementa, velika poluosa i ekscentričnost, definišu veličinu i oblik putanje. Velika poluosa (a) predstavlja veći od dva poluprečnika elipse po kojoj se telo kreće, dok nam ekscentričnost govori o tome koliko elipsa odstupa od kruga, tj. koliko je izdužena. Vrednosti ekscentričnosti za kretanje po elipsi su u intervalu 0 e < 1. U specijalnom slučaju e = 0 kretanje je kružno, a zatim sa povećanjem ekscentričnosti elipsa postaje sve izduženija. Na eliptičnoj orbiti tačka u kojoj je telo najbliže Suncu zove se perihel (q), a tačka u kojoj je najdalje afel (Q). Rastojanja tela od Sunca i tim tačkama su q = a(1 e) i Q = a(1 + e). Sledeća dva elementa odreduju - orijentaciju putanjske ravni asteroida. To su nagib putanjske ravni i longituda uzlaznog čvora. Nagib putanjske ravni (i) je ugao izmedu - ravni u kojoj se telo kreće i neke referentne ravni, najčešće ekliptike. Longituda uzlaznog čvora (Ω) je ugao koji se meri u ravni ekliptike od referentnog pravca (pravac ka γ-tački) do pravca ka uzlaznom čvoru putanje 1, u direktnom smeru. Poslednja dva orbitalna elementa su argument perihela i srednja anomalija. Argument perihela (ω) je ugao koji odreduje - orijentaciju putanje u putanjskoj ravni. Meri se u putanjskoj 1 Uzlazni čvor (u) je jedna od dve tačke u kojoj se seku putanjska i ravan ekliptike. U njoj se telo koje je bilo ispod ravni ekliptike penje iznad te ravni. Analogno, druga presečna tačka ovih ravni zove se silazni čvor (u), dok se linija koja spaja ove tačke zove apsidna linija. 7

8 ravni od pravca ka uzlaznom čvoru do pravka ka perihelu, u direktnom smeru. Konačno, srednja anomalija (M) je ugao koji nam govori koliko je objekat na svojoj orbiti udaljen od perihela svoje putanje. Ovaj ugao se definiše kao M = n(t t 0 ), gde je n srednje dnevno kretanje, t 0 trenutak prolaska kroz perihel, a t trenutak za koji se računa. Argument perihela i srednja anomalija nisu dobro definisani u slučajevima kada je e i/ili i jednako 0, jer kada je nagib putanjske ravni i = 0 ne može se odrediti položaj uzlaznog čvora, dok u slučajevima kada je ekscentričnost e = 0 ne može odrediti pravac ka perihelu. Iz tog razloga uvedena su druga dva orbitalna elementa za koje ne postoji pomenuti problem i koji se često koriste umesto argumenta perihela i srednje anomalije. To su longituda perihela (ϖ) definisana kao ϖ = Ω + ω, i srednja longituda (λ) definisana kao λ = M + Ω + ω. Kod asteroida razlikujemo dva osnovna tipa orbitalnih elemenata, oskulatorne i sopstvene. Oskulatorni elementi odre - duju precizno trenutnu putanju tela i za njih se obično kaže da su to elementi koje bi telo imalo kada bi u nekom trenutku nestala sva poremećajna tela, tj. kada bi smo imali problem dva tela. Kao takvi, koriste se pre svega za izračunavanje efemerida. Sa druge strane, zbog poremećaja nastalih usled gravitacionih uticaja planeta, dolazi do značajnih kratkoperiodičnih varijacija u oskulatornim elementima asteroida u periodu vremena jednakom periodu orbitalne revolucije. Zbog toga oskulatorni elementi nisu pogodni za analizu dinamičke evolucije asteroida u dugim vremenskim intervalima, klasifikaciju po familijama i sl. Slika 2.1: Grafički prikaz eliptičkih orbitalnih elemenata asteroida

9 Za izučavanje karateristika kretanja asteroida u dugim vremenskim intervalima koriste se tzv. sopstveni elementi. Sopstveni elementi dobijaju se iz oskulatornih eliminisanjem kratkoperiodičnih i dugoperiodičnih poremećaja. Za asteroide na regularnim orbitama, sopstveni elementi su po definiciji integrali kretanja i kao takvi konstantni u vremenu. Ipak, zbog neintegrabilnosti problema N-tela, takvi integrali ne postoje, već je jedino moguće odrediti kvazi-integrale kretanja koji predstavljaju manje ili više dobru aproksimaciju integrala kretanja. Sopstveni elementi asteroida su a p, e p, i p, Ω p, i ϖ p mada se najčešće koriste samo tri: a p, e p i i p Asteroidi bliski Zemlji Veoma značajnu grupu objekata čine asteroidi bliski Zemlji (ABZ). Po definiciji u ovu grupu spadaju svi asteroid čija su perihelska rastojanja q < 1.3 AJ. Do danas je otkriveno oko 9000 ovih asteroida. Prema nedavno objavljenim podacima dobijenim sa WISE 2 satelita procenjeno je da ukupno ima 981 ± 19 ABZ prečnika većeg od 1 km, odnosno ± 3000 onih većih od 100 m. Na osnovu sadašnjih vrednosti ekscentričnosti i velikih poluosa njihovih putanja podeljeni su u tri grupe: Apolo, Amor i Aten. Aten grupi pripadaju asteroidi sa velikom poluosom a < 1.0 AJ i afelskim rastojanjem Q 0.98 AJ. Ime jedobila po prvom asteroidi koji je ima odgovarajuće orbitalne karakteristike što je bio (2062) Aten, otkriven godine. Ovi objekti najveći deo vremena provode na orbitama unutar orbite Zemlje, ali ipak povremeno presecaju i orbitu naše planete. Posebnu podgrupu Aten asteroida čine tzv. Unutršnji Zemljini asteroidi (UZA). To su objekti čija su afelska rastojanja manja od Zemljinog, tj. Q 0.98 AJ, tako da oni nikad ne presecaju orbitu Zemlje već su njihove orbite konstantno unutar Zemljine. Do danas je poznat mali broj ovih objekata, njih desetak. Pomenimo i to da se ova podgrupa ponekad deli na Atira (0.72 < Q < 0.98 AJ), Vatira (0.31 < Q < 0.72 AJ) i Vulkanoid (Q < 0.31 AJ) asteroide. Svi do sada poznati asteroidi pripadaju Atira grupi, dok poznatih Vatira i Vulkanoid asteroida još uvek nema. Apolo grupa definisana je sa a 1.0 AJ i q 1.02 AJ. To je najbrojnija grupu asteroida bliskih Zemlji kojoj pripada oko 62% objekata. Zbog činjenice da su njihova perihelska rastojanja manja ili jednaka afelskom rastojanju Zemlje (1.02 AJ) orbite ovih objekata seku orbitu naše planeta pa samim tim predstavljaju i potencijalnu opasnost za nas. Apolo asteroidi takode - su dobili ime prema prvom otkrivenom asteroidu koji joj pripada (1862) Apollo, otkrivenom godine. Najveći asteroid iz ove grupe (1866) Sisyphus ima prečnik od oko 10 km. Amor asteroidi su oni se perihelskim rastojanjima u intervalu 1.02 q 1.3 AJ. Prvi 2 WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) je NASA-in satelit koji je skenirao celo nebo u infracrvenom opsegu talasnih dužina.

10 Slika 2.2: Grupe asteroida bliskih Zemlji. Slika 2.3: Orbitalne karakteristike asteroida bliskih Zemlji. otkriven asteroid koji pripada ovoj populaciji bio je (433) Eros, otkriven godine. Sa prečnikom od 17 km on je drugi najveći ABZ. Interesantno je da i najveí ABZ, (1036) Ganymed, čiji prečnik je oko 32 km, pripada Amor grupi. Ovi objekti se približavaju Zemlji sa spoljašnje strane, ali ne presecaju njenu orbitu pa samim tim od njih nam ne preti direktna opasnost. Oko 1/3 svih ABZ pripada Amor grupi.

11 Orbite Amor i Apolo asteroida su često veoma ekscentrične pa mnogi od njih presecaju i orbitu Marsa, i zalaze duboku u Glavni asteroidni prsten. Sa druge strane rastojanja izmedu - unutrašnjih planeta, gde se ABZ kreću, su relativno mala. Sve ovo ima za posledicu da ABZ često prelaze iz jedne u drugu grupu, jer se njihove orbite menjaju relativno brzo pod uticajem različitih poremećaja. Numeričke integracije su pokazale da je tipičan životni vek asteroida bliskih Zemlji oko 10 miliona godina, nakon čega oni padnu na Sunce, na neku od planeta, ili budu izbačeni iz Sunčevog sistema. Mehanizmi koji do toga dovode su predmet proučavanja moderne nebeske mehanike i njihovo razumevanje zahteva odredivanje - jačina i lokacija rezonanci, kao i efekte bliskih prilaza nekoj od planeta. Relativno kratak životni vek asteroida iz ove populacije govori da oni nisu tu prvobitno nastali već da su na neki način transportovani iz nekog drugog dela Sunčevog sistema, kao i da je taj proces neprekidan. Slika 2.4: Orbite mnogih asteroida bliskih Zemlji su veoma ekscentrične pa oni zalaze duboko u Glavni asteroidni prsten Mars kroseri Mars kroseri su svi asteroidi čije orbite presecaju orbitu planete Mars. Strogo govoreći to su svi oni objekti za koje važi a < 1.52 AJ i Q > 1.52 AJ ili a > 1.52 AJ i q < 1.52 AJ. Prva podgrupa ovih asteroida veći deo vremena se nalazi unutar orbite Marsa. Veliki broj ovih asteroida su ustvari Apolo ili Amor asteroidi. Drugu podgrupu Mars krosersa čine asteroidi koji veći deo vremena provode izvan orbite Marsa i veliki broj njih se smatra asteroidima Glavnog asteroidnog prstena. Primer takvih asteroida su Mars kroseri koji pripadaju Hungarija grupi.

12 Slika 2.5: Iz gore navedenog se može zaključiti da Mars kroseri po mnogo čemu nisu posebna grupa asteroida. Ono po čemu su oni posebno interesantni je to da najveći broj njih su ustvari tranzicioni objekti na svom putu iz Glavnog asteroidnog prstena u populaciju asteroida bliskih Zemlji Asteroidi u Glavnom asteroidnom prstenu Kao što smo već pomenuli, velika većina od oko 500 hiljada do sada poznatih asteroida nalazi se u Glavnom asteroidnom prstenu, koji se prostire izmedu - orbita Marsa i Jupitera. Na unutrašnjoj granici Glavnog asteroidnog prstena, na udaljenosti od 1.75 do 2 AJ od Sunca, nalazi se grupa asteroida poznata pod nazivom Hungarija, po najvećem poznatom asteroidu u toj grupi, (434) Hungaria. Ekscentričnosti orbita kod ove grupe asteroida su relativno niske, do oko 0.16, što je uglavnom uslovljeno njihovom blizinom Marsu, tj. objekti sa većim e prilaze bliže Marsu usled čega im se orbite dramatično menjaju. Sa druge strane nagibi orbita su relativno visoki i nalaze se u intervalu od 16 do 34 stepena. Karakteristično za ovu grupu

13 asteroida je to da je većina njenih članova nastala raspadom jednog većeg asteroida prilikom njegovog sudara sa drugim objektom. Velike poluose orbita najvećeg broja asteroida GAP-a nalaze se u intervalu AJ. Taj deo GAP-a obično se deli na tri dela: unutrašnji ( AJ), središnji ( AJ) i spoljašnji ( AJ). Ako predstavimo na grafiku raspodelu asteroida po velikoj poluosi (vidi Sliku 2.6), lako možemo uočiti odredene - strukture u njoj. Za odredene - vrednosti velike poluose, npr. na 2.5, 2.8 i 3.3 AJ primećuje se značajan pad broja asteroida, tako da na tim mestima skoro i da nema objekata. Iz tog razloga upravo na nekim od tih mesta nalaze se granice izmedu - različitih delova GAP-a. Te strukture poznate su pod nazivom Kirkvudove praznine, po imenu astronoma koji ih je prvi primetio još godine. Njihove lokacije poklapaju se sa lokacijama glavnih rezonanci u srednjem kretanju sa Jupiterom, koje se javljaju kada je odnos perioda obilaska oko Sunca asteroida i planete samerljiv, tj. ako se može predstaviti odnosom celih brojeva. Rezonance kod kojih su Kirkvudove praznine najizraženije su 2/1, 3/1, 4/1, 5/2 i 7/3, sve sa Jupiterom (Slika 2.6). Razlozi zbog kojih nema asteroida na ovim lokacijama predstavljali su nerešen problem duže od jednog veka. Pored toga, veza izmedu - praznina u raspodeli i lokacija rezonanci u srednjem kretanju nije generalno pravilo, npr. koncentracija asteroida blizu 4.0 AJ poklapa se sa lokacijom 3/2 rezonance sa Jupiterom. Kompletno objašnjenje ovih pojava dobijeno je tek nedavno. Pomenimo samo da su ti rezultati pokazali da uzrok odsutnosti asteroida na pomenutim mestima, nisu pojedinačne rezonance u srednjem kretanju, bez obzira na njihovu snagu, već je u pitanju preklapanje više rezonanci, koje mogu biti i različitih tipova. Slika 2.6: Raspodela asteroida po velikim poluosama orbita.

14 U intervalu velikih poluosa AJ nalaze se još dve grupe asteroida. Na oko AJ nalaze se Cibele asteroidi koji su ime dobili po svom najvećem članu, asteroidu (65) Cybele. Za ovu grupu asteroida se veruje da je nastala raspadom jednog većeg asteroida usled sudara sa drugim asteroidom u dalekoj prošlosti. Ovoj grupi pripada i jedan od pet poznatih trostrukih asteroida u GAP-u, (87) Sylvia. Hilda grupa asteroida nalazi se na udaljenosti od oko 4 AJ, i njeni članovi su u 3/2 rezonanci u srednjem kretanju sa Jupiterom. Njihove orbite karakterišu umerene vrednosti ekscentričnosti (do 0.3) i nagiba (do 20 stepeni). Do danas je poznato nekoliko stotina objekata iz ove grupe. Za razliku od nekih drugih ranije pomenutih rezonanci u srednjem kretanju sa Jupiterom koje doprinose eliminaciji asteroida, 3/2 rezonanca služi kao mehanizam zaštite od bliskih prilaza sa Jupiterom, što omogućava ovim asteroidima da opstanu na pomenutoj lokaciji. Kao i u slučaju Hungarija i Cibele asteroida, i ova grupa je dobila ime po svom najvećem članu, asteroidu (153) Hilda Trojanci Asteroide koji se nalaze na istoj orbiti kao i planeta, ali oko 60 o ispred, odnosno iza planete, nazivamo Trojancima. Ovi objekti nalaze se u okolini dve stabilne Lagranžove tačke L 4 i L 5 (vidi Sliku 2.7). Pomenute tačke su stabilne ako se posmatra samo ravanski problem 3-tela, tj. sistem Sunce-planeta-asteroid. Kada se u obzir uzmu nagibi orbitalnih ravni i gravitacioni uticaji drugih planeta dolazimo do zaključka da je odgovor na pitanje o stabilnosti kretanja u ovim tačkama veoma komplikovan, i da zavisi od slučaja do slučaja. Trojanci su do sada otkriveni kod Jupitera, Neptuna i Marsa, a nedavno je otkriven i prvi Zemljin Trojanac Kentauri objekti Izmedu - orbita Jupitera i Neptuna, sa velikim poluosama manjim od 30.1 AJ i perihelskim rastojanjima većim od 5.2 AJ, nalazi se grupa objekata poznata pod nazivom Kentauri (Centaurs). Orbite ove grupe objekata su nestabilne zbog poremećajnih dejsatva velikih planeta, čije orbite presecaju. Prosečan životni vek im je oko milion godina. Veruje se da su ovi objekti u nekom obliku tranzicije iz Kajperovog pojasa u Jupiterovu familiju kometa (JFK). Zbog dinamičke nestabilnosti ne evoluiraju svi Kentauri objekti u JFK, već neki budu izbačeni iz Sunčevog sistema, dok drugi padnu na neku od planeta. Ekscentričnosti orbita Kentauri objekata kreću se od veoma niskih kao što je to slučaj kod objekta 2005V B 123 (e = 0.009), pa do veomao visokih kao kod objekta 2010F H 92 (e = 0.763). Posebnu podgrupu Kentauri objekata čine tzv. Demoklis (Damocles) objekti. Ono što je posebno zanimljivo kod ovih objekata su njihovi nagibi, naime, svi imaju ekstremne nagibe

15 Slika 2.7: Pet Lagranžovih ravnotežnih tačaka u problemu 3-tela. Tačke L 1, L 2 i L 3 su nestabilne, dok su tačke L 4 i L 5 stabilne. Slika 2.8: putanja, a veliki broj njih ima nagibe veće od 90 o, tj. kreću se retrogradno.

16 2.1.6 Trans-neptunski objekti Iza orbite Neptuna nalazi se tzv. trans-neptunski pojas u kome se izdvaja nekoliko različitih grupa asteroida. U izvesnom smislu on je sličan Glavnom prstenu, ali je značajno širi i masivniji. Nakon Plutona, koji je otkriven godine, prvi sledeći objekat u tom delu Sunčevog sistema otkriven je tek godine, a do danas ih je poznato preko Neke procene govore da se tu nalazi više od 70 hiljada objekata prečnika većeg od 100 km. Smatra se da i neki od satelita planeta, kao što su Neptunov satelit Triton, i Saturnov satelit Febe, potiču iz ovog dela Sunčevog sistema. Tradicionalno ovaj region deli se na tzv. Razbacani disk i Kajperov pojas, mada ne postoji precizna definicija ove dve populacije objekata. Jedan od načina da se ova podela uradi je na osnovu dinamičkih (orbitalnih) karakteristika trans-neptunskih objekata (TNO). Kao što možemo videti na Slici 2.9, velike poluose orbita TNO se u najvećem broju slučaja nalaze u intervalu od 36 do 48 AJ. Ipak, uočljiv je i jedan krak koji se javlja u raspodeli ovih objekata, i koji se proteže i dalje od 50 AJ, a velike poluse orbita kod nekih objekata idu čak i više stotina astronomskih jedinica. Na osnovu podele po dinamičkim karakteristikama, Razbacanom disku pripadaju objekti čije su orbite takve da su bar u jednom trenutku u istoriji Sunčevog sistema oni bili unutar Hilove sfere 3 oko Neptuna, uzimajući da se orbite planeta nisu menjale. Perihelska rastojanja ovih objekata uglavnom se nalaze u intervalu od 30 do 38 AJ, što znači da im u proseku raste ekscentričnost sa velikom poluosom. Ovi objekti su dinamički nestabilni pošto prilaze dovoljno blizu Neptunu, i prilikom svakog takvog prilaza dobijaju mali impuls, tj. ubrzanje koje dovodi do malih promena velikh poluosa ovih objekata. Pošto su im perihelska rastojanja skoro konstantna, ovo dovodi i do promene ekscentričnosti njihovih orbita. Na ovoj način gravitacioni uticaj Neptuna razbacuje ove objekte u pravcu regiona koji je na Slici 2.9 nalazi izmedu - dve tačkaste krive. Zato ove objekte i zovemo objektima Razbacanog diska. Kajperov pojas definiše se u tom slučaju kao region u koji ne mogu dospeti objekti iz Razbacanog diska. To znači da nešto veće ekscentričnosti i/ili nagibi orbita nekih od ovih objekata ne mogu biti resultat dinamičke evolucije koja se odvijala u okviru današnje arhitekture Sunčevog sistema, već da su rezultat nekog mehanizma koji se javljao u prošlosti, ali više ne postoji. Orbite objekata iz ovog pojasa su stabilne pa se samim tim ne menjaju tokom vremena, ili ako do promene i dolazi, onda je ona veoma spora. Objekti koji pripadaju Kajperovom pojasu se dalje mogu podeliti u dve manje grupe, rezonantne i klasične, pri čemu rezonantnim objektima pripadaju oni koji se nalaze u nekoj od rezonanci u srednjem kretanju sa Neptunom (pre svega u 3/4, 2/3, 1/2 i 2/5 rezonancama), dok klasičnim pripadaju oni koji nisu u nekoj od značajnijih 3 Poluprečnik Hilove sfere definiše se kao R H = a p(m p/3) 1/3, gde je sa m p označena masa planete u jedinicama mase Sunca, dok a p predstavlja veliku poluosu putanje planete.

17 rezonanci. Rezonantni mehanizam u velikom broju slučaja sprečava bliske prilaze rezonantnih objekata planeti sa kojom su u rezonanci. Iz tog razloga ovi objekti mogu imati perihelska rastojanja dosta manja nego objekti klasičnog Kajperovog pojasa, pa čak mogu i seći orbitu Neptuna (q < 30 AJ), kao što je to slučaj sa Plutonom. Objekti koji se nalaze u rezonanci 2/3 često se nazivaju Plutinosi. Trenutno ima oko 200 poznatih objekata u grupi a najpoznatiji je svakako Pluton, po kome je grupa i dobila ime. Najveći poznati objekat u ovoj populaciji dobio je ime Oscur i prečnika je 850 ± 90 km. Položaji različitih grupa Transneptunskih objekata prikazani su na Slici 2.9. Slika 2.9: Orbitalana raspodela objekata iz Transneptunskog regiona. Objekti razbacanog diska, produženog razbacanog diska, klasičnog Kajperovog pojasa i rezonantni objekti prikazani su redom crvenom, narandžastom, plavom i zelenom bojom. Tačkaste linije na donjem levom panelu označavaju q = 30 i q = 35 AJ, dok ona na donjem desnom panelu označavaju q = 30 i q = 38 AJ. Vertikalnim linijama označani su položaji rezonanci 3/4, 2/3 i 1/2 u srednjem kretanju sa Neptunom. Pomenimo i to da se ponekad objekti Kajperovog pojasa dele na dinamički hladne kod kojih su ekscentričnosti orbite male (do 0.1), i čiji nagibi ne prelaze 10 stepeni, i dinamički tople koji mogu imati nagibe i do nekih 30 stepeni. Ove dve populacije ne razlikuju se samo po karakteristikama orbita, već i po hemijskom sastavu.

18 Na Slici 2.9 možemo uočiti i objekte na veoma ekscentričnim orbitama, na velikim poluosama a > 50 AJ. Ovi objekti, strogo govoreći, na osnovu definicije koju smo dali gore ne pripadaju Razbacanom disku. U ove objekte spadaju i 2000CR 105 (a = 230 AJ, perihelsko rastojanje q = AJ, nagib i = 22.7 stepena), Sedna (a = 495 AJ, q = 76 AJ), 2004XR 190 (a = 57.4 AJ, q = 51 AJ) kao i do sada najveći poznati objekat u ovom delu Sunčevog sistema Eris (a = 67.7 AJ, q = 37.7 AJ, i = 44.2 stepena) njegov prečnik iznosi 2400 ± 100 km. Deo transneptunskog regiona u kome se ovi objekti nalaze zovemo Produženi Razbacani disk. Konačno, na samom rubu Sunčevog sistema, čak na nekoliko desetina hiljada astronomskih jedinica daleko od Sunca, nalazi se sferni oblak poznat pod imenom Ortov oblak. Nastao je najverovatnije od ostataka proto-planetarnog diska iz koga je formiran Sunčev sistem, pri čemu su objekti iz ovog dela prvobitno bili mnogo bliže Suncu ali su gravitacionom interakcijom sa mladim gasovitim džinovima (kao što je Jupiter) izbačeni u veoma ekscentrične orbite. Numeričke simulacije pokazuju da je najveću masu Ortov oblak imao nekih 800 miliona godina nakon formiranja. Iako nije potvr - deno direktnim posmatranjima, veruje se da je ovaj region mesto iz koga dolaze dugoperiodične i komete Halejevog tipa. 2.2 Stabilnost kretanja asteroida Orbitalne rezonance Orbitalne rezonance su gravitacioni fenomeni do kojih dolazi kada dva tela koja obilaze oko istog centralnog objekta imaju srazmerne periode obilaska. Primera rezonanci u Sunčevom sistemu ima jako mnogo, pa slobodno možemo reći da rezonance igraju jednu od glavnih uloga u dinamici našeg planetarnog sistema. One mogu biti uzrok kako stabilnosti, tako i nestabilnosti kretanja. Postoje tri tipa orbitalnih rezonanci u Sunčevom sistemu: rezonance u srednjem kretanju, sekularne rezonance i spin-orbit rezonance. U ovom tekstu govorićemo samo o prva dva tipa rezonanci. Rezonance u srednjem kretanju javljaju se kada je odnos orbitalnih perioda asteroida i planete jednak (ili približno jednak) odnosu celih brojeva, tj. kada je kn k j n j 0, gde su k i k j pozitivni celi brojevi, a n i n j srednje dnevno kretanje asteroida, odnosno planete. Važno je napomenuti i da je rezonanca snažnija što su brojevi k i k j manji, mada njena jačina zavisi i od udaljenosti i mase planete sa kojom je objekat u rezonanci. U Sunčevom sistemu najznačajnije su one rezonance sa planetom Jupiter jer je ona najmasivnija, mada su i neke druge rezonance od velikog značaja. Širina rezonanci u srednjem kretanju proporcionalna je ekscentričnosti, pa je samim tim sa povećanjem ekcentričnosti sve veći deo faznog prostora zahvaćen rezonancama. Kao što se može videti na Slici 2.11, za ekscentričnosti iznad 0.3, u spoljašnjem delu GAP-a, skoro da se

19 Slika 2.10: Primer orbitalnog kretanja dva objekta u rezonanci 2/1. Konfiguracija prikazana u početnom trenutku t = 0 ponovo se ponavlja u trenutku t = 4T (nije prikazano na slici), pri čemu je ovde sa T označena polovina perioda obilaska bržeg (tj. spoljašnjeg), odnosno četvrtina perioda obilaska sporijeg (unutrašnjeg) objekta. U slučaju ove rezonance dok sporiji objekat napravi jedan krug oko Sunca, brži napravi tačno dva pa se uvek sreću na istom mestu, tj. istoj tački orbite, što dovodi do akumulacije poremećaja. sve rezonance spajaju formirajući neki vid haotičnog mora. Slika 2.11: Pored rezonaci u srednjem kretanju izmedu - dva tela, veoma su značajne i rezonance izmedu - tri tela, kod kojih važi kn + k i n i + k j n j 0 gde oznake imaju isto značenje kao i kod rezonanci izmedu - tva tela, s tim što se indeksi i i j odnose na dve različite planete. Ovom tipu rezonanci pripadaju npr. rezonance Jupiter-Saturn-asteroid. Kao primer pomenimo rezonancu 5J-2S-2A koja se nalazi na oko AJ i jedna je od najsnažnijih rezonanci 3-tela u GAP-u. Vrednosti velikih poluosa na kojima se javljaju odredene - rezonance u srednjem kretanju možemo odretiti koristeći se Trećim Keplerovim zakonom, tj. činjenicom da važi a 3 rez/t 2 =

20 a 3 p/tp 2 = 1, gde se indeks p odnosi na planetu. Tako npr. u slučaju rezonance 3/1 sa Jupiterom imamo a p = 5.2 AJ, i T = T p /3, iz čega dobijamo da je a rez = 2.5 AJ. Pored rezonanci u srednjem kretanju značajnu ulogu imaju i tzv. sekularne rezonance. Ovaj tip rezonanci javlja se kadu su srazmerni periodi precesija orbita asteroida i planete. Ovo znači da sekularne rezonance nisu posledica kretanja tela, već kretanja (precesije) njihovih orbita u prostoru. Kretanje orbita u prostoru znači da se menjaju longituda perihela (ϖ) i uzlaznog čvora (Ω). Brzina promene ova dva sekularna ugla označava se sa dϖ/dt = g, odnosno dω/dt = s, pa se g i s zovu i frekvencijama ovih uglova. 4 Koristeći frekvencije pojava seklarnih rezonaci se može izraziti kao kg +k i g i 0, odnosno ks+k i s i 0, gde se indeks i odnosi na planetu. Inače pored sekularnih rezonanci koje su povezane sa kretanjem jednog od uglova, ϖ ili Ω, postoje i takve gde su oba ugla, tj. obe frekvencije uključene. U tom slučaju važi kg + k i g i + ls + l j s j 0, gde su sada l, k celi brojevi, a indeksi i, j se odnose na planete jer se u opštem slučaju može raditi i o dve različite planete. Najsnažnije sekularne rezonance su one koje uključuju samo jedan sekularni ugao i jednu planetu. Jedan takav primer je rezonanca izmedu - precesija longituda perihela Saturna i asteroida, g g 6 = Negravitacioni efekti Pored gravitacionih, na kretanje objekata u Sunčevom sistemu utiču i neki negravitacioni efekti. U slučaju asteroida to su dva termalna efekta, Jarkovski i JORP. Efekat Jarkovskog prvi je otkrio ruski inženjer Ivan Osipovich Yarkovsky ( ). On se javlja kada dode - do razlike u temperaturi na površini nekog tela (npr. asteroida), usled dejstva nekog spoljašnjeg izvora toplotnog zračenja (npr. Sunca). Različite temperature na površini asteroida dovode do razlike u intezitetu zračenja (tj. re-emitovanja akumulirane toplote u okolni prostor) usled čega se stvara sila koja pomera asteroid u pravcu suprotnom toplijoj strani površi. Sila koja nastaje na ovaj način zavisi od mnogih parametara kao što su termičke osobine tela (npr. brzina kojom se toplota prenosi kroz materijal od koga se površina asteroida sastoji), brzina i nagib ose rotacije, kao i udaljenost od Sunca. Efekat Jarkovskog može se razdvojiti na dve komponente, dnevnu i sezonsku, pri čemu ovi termini odgovaraju temperaturnom gradijentu duž paralela, odnosno meridijana rotirajućeg tela. Dnevna komponenta je posledica dnevnog kretanja asteroida, tj. rotacije oko svoje ose, dok se sezonska komponenta javlja kao posledica kretanja oko Sunca. Dnevna komponenta ovog efekta nastaje usled činjenice da je potrebno da protekne odredeno - vreme τ izmedu - trenutka kada se toplota apsorbuje u nekoj tački površi i trenutka ponovnog 4 Da bi bolje razumeli pojam frekvencije ugla, pomenimo i da se srednje dnevno kretanje (n) može smatrati frekvencijom srednje anomalije (M).

21 Slika 2.12: Ilustracija principa dejstva Jarkovski i YORP efekata. Strana asteroida okrenuta ka Suncu postaje toplija od suprotne strane što dovodi do anizotropije u re-emitovanju toplote, tj. dovodi do pojave sile koja utiče na orbitalno kretanje (efekat Jarkovskog), kao i YORP torzije koja utiče na rotaciju asteroida. Slika 2.13: Nastanak transverzalne komponente sile usled razlike izme - du tačaka maksimalne apsorcije i maksimalne re-emisije toplote, koja se javlja kao posledica rotacije tela.

22 Slika 2.14: Mehanizam promene velike poluose orbite asteroida usled dejstva efekta Jarkovskog. Zbog rotacije asteroida najtoplija tačka je malo pomerena u odnosu na tačku gde pada najviše Sunčevih zraka. Na taj način, u zavisnosti od smera rotacije, ta sila dovodi do povećanja (kod rotacije u direktnom smeru), odnosno smanjenja (kod rotacije u retrogradnom smeru) orbitalne brzine, a samim tim i velike poluose orbite. uspostavljanja toplotne ravnoteže (Slika 2.13). Na rotirajućem asteroidu više energije se izrači na toplijoj popodnevnoj strani nego na jutarnjoj strani. Kada τ nije mnogo manje od perioda rotacije, najtoplija tačka na svakom paralelu je malo pomerena od tačke koja u tom trenutku prima toplotu (vidi Sliku 2.13.). U pojednostavljenom slučaju, kada je osa rotacije normalna na ravan kretanja, za tela koja rotiraju u direktnom (retrogradnom) smeru, pored radijalne sile, postoji i konstantna transverzalna komponenta T u pravcu istom (suprotnom) kao kretanje. Ta transverzalna komponenta dovodi do konstantnog povećavanja (smanjivanja) velike poluose putanje (Slike 2.14 i 2.15). Sezonska komponenta efekta Jarkovskog javlja se kada nagib ose rotacije tela (γ) nije 0 o. Npr. na telu koje se kreće po kružnoj heliocentričnoj orbiti, zagreva se strana izložena Suncu koja kasnije re-emituje toplotu izazivajući silu čija je rezultanta uperena u smeru suprotnom orbitalnoj brzini tela, što dovodi do smanjenja iste, a samim tim i do smanjenja velike poluose putanje. Ova komponenta efekta je dominantna samo kada je dnevna komponenta jako mala, što je slučaj npr. kod brzo rotirajućih asteroida. Kod nekog asteroida prečnika 1 km, koji se nalazi u Glavnom asteroidnom prstenu, očekivana promena velike poluose njegove putanje je AJ za period od milion godina. To je sasvim dovoljno da asteroid iz oblasti stabilnog kretanja prede - u neku susednu, dinamički nestabilnu oblast, odakle, pod dejstvom rezonanci i pojave haotične difuzije, može u relativno kratkom vremenskom intervalu evoluirati u asteroid blizak Zemlji, ili čak biti i izbačen iz Sunčevog sistema.

23 Slika 2.15: (a) Dnevna komponenta efekta Jarkovskog za telo čija je osa rotacije normalna na ravan kretanja i koje rotira u direktnom smeru, što dovodi do konstantnog uvećavanja velike poluose putanje. (b) Sezonska komponenta efekta Jarkovskog za telo kome osa rotacije leži u ravni kretanja. Sezonsko zagrevanje severne i južne hemisfere dovodi do pojave sile u pravcu strelica, što dovodi do smanjivanja velike poluose. Energija apsorbovana na severnoj strani (N), u tački A, izrači se sa iste strane, ali u tački B. To proizvodi silu koja gura asteroid sa severne strane i pomera asteroid u pravcu označenom strelicom. Do ovog efekta dolazi za bilo koji nagib ose rotacije asteroid, ali je intezitet najveći kada osa leži u ravni kretanja. Većina asteroida nije sfernog oblika, već su različitih nepravilnih oblika. Kao posledica toga javlja se JORP (Yarkovsky-O Keefe-Radzievskii-Paddack) efekat, koji je varijacija drugog reda efekta Jarkovskog, koja dovodi do promene parametara rotacije tela, tj. brzine i nagiba ose rotacije. Kao i Jarkovski, JORP efekat zavisi od veličine objekta, i to u još većoj meri, jer je promena oba rotaciona parametra, dω/dt i dγ/dt, proporcionalna 1/D 2. To znači da je generalno JORP efikasniji kod manjih asteroida. Na vremenskoj skali od milijardu godina JORP može okrenuti osu rotacije asteroida za 180 o, što pored ostalog, dovodi i do promene smera dejstva efekta Jarkovskog. Konačno, ovde treba pomenuti i to da posmatrački podaci ukazuju da za veoma male objekte, dejstvo JORP efekta prestaje. Ova pojava još uvek nije objašnjena, mada se pretpostavlja da je razlog tome činjenica da se kod veoma malih objekata (prečnika nekoliko desetina metara) temperaturna ravnoteža na celoj njihovoj površini uspostavlja skoro trenutno. 2.3 Uzroci nestabilnosti kretanja Kretanja asteroida izloženo je različitim vidovima poremećaja, kako gravitacionih tako i negravitacionih. Na stabilnost kretanja ovih objekata utiču pre svega sledeće tri pojave (meh-

24 anizma): rezonance bliski prilazi sa planetama i drugim masivnim asteroidima negravitacioni efekti (Jarkovski i JORP) Slika 2.16: Struktura rezonance 3/1 sa Jupiterom. Pune linije označavaju centralnu zone rezonance gde haos izaziva preklapanje rezonanci. Isprekidane linije označavaju granice rezonance. Neposredno uz granice rezonance nalaze se separatrise. Primetimo i širenje rezonance sa povećanjem ekscentričnosti. Sa druge strane mehanizmi koji dovode do haotičnog kretanja, tj. nepredvidljivog kretanja su: preklapanja rezonance separatrise rezonanci bliski prilazi sa planetama i drugim masivnim asteroidima Iz ovoga moěmo odmah zaključiti da rezonance same po sebi ne dovode do haotičnog kretanja. To smo direktno ili indirektno već pominjali na raznim mestima. Tako smo sa jedne strane imali primere Kirkvudovih praznina, kao mesta gde skoro da nema asteroida, a koje se nalaze tačno na mestima gde i neke snažne rezonance u srednjem kretanju. Sa druge strane, imali smo i obrnute primere, kada rezonance služe kao neki vid zaštitnog mehanizma od bliskih

25 prilaza sa planetama i u kojima se grupiše veći broj asteroida. To je npr. slučaj sa Hilda asteroidima koji se nalaze u 3/2 rezonanci sa Jupiterom, ali i sa Plutonom i drugim objektima u 2/3 rezonanci sa Neptunom (Plutinosima). Ono što izaziva haotično kretanje, pa pored ostalog dovodi i do stvaranja Kirkvudovih praznina, je preklapanje rezonanci. Pojava haosa u ovom slučaju ne zavisi o kom tipu rezonanci se radi, niti od toga da li se preklapaju rezonance jednog istog ili različitih tipova. Drugi mehanizam koji dovodi do pojave haosa je ponovo vezan za rezonance. U pitanju su relativno uske zone koje se nalaze sa obe strane, neposredno uz granice rezonance. Na Slici 2.16 to su oblasti neposredno uz isprekidane linije, sa unutrašnje strane (nisu posebno označene na slici). Ovaj mehanizam je od daleko manjeg značaja nego preklapanje rezonanci, jer su oblasti koje zahvataju separatrise daleko manje. Slika 2.17: Skretanje asteroida prilikom bliskog prilaza pored planete. Konačno, treći mehanizam koji dovodi do pojave haotičnog kretanja su bliski prilazi sa planetama. Mehanizam ove pojave prikazan je na Slici Asteroid mase m prolazi pored planete mase M, relativnom brzinom v, na rastojanju b. Usled gravitacionog privlačenja planete dolazi do skretanja asteroida za ugao θ, tj. do promene njegove orbitalne brzine, a samim tim i velike poluose orbite. Promena brzine v do koje dolazi na ovaj način proporcionalna je masi planete M, a obrnuto proporcionalna rastojanju izmedu - asteroida i planete b, kao i njihovoj relativnoj brzini v. Kao mera haotičnosti kretanja koristi se tzv. vreme Ljapunova (T l ). To je vreme potrebno da dve inicijalno veoma slične orbite počnu eksponencijalno da divergiraju jedna od druge u faznom prostoru u kome se objekat kreće. Smatra se da se kretanje nekog objekta može precizno rekonstruisati najviše u periodu od 10T l. Tipično vreme Ljapunova za jako haotične orbite je manje od godina, dok je kod stabilnih orbita ono duže od godina.

26

27 Glava 3 Fizičke i hemijske karakteristike asteroida 3.1 Albedo, spektralni tipovi i sastav O sastavu asteroida najviše se može saznati iz podataka o albedu, i o spektru svetlosti reflektovane od male planete. Oba ova podatka zavise od karakteristika (tj. sastava) površine asteroida. Procenat Sunčeve svetlosti koja se reflektuje od površine asteroida naziva se albedo. Obično se izražava u procentima ili frakcijama, pa tako možemo reći da albedo iznosi 20% ili 0.2. Najmanji albedo od 0% ima idealno crna površina, a on postaje sve veći i veći za sve svetlije površine. Slika 3.1: Albedo (A) predstavlja procenat količine svetlosti koju neka površina reflektuje, pa samim tim veći albedo znači i više reflektovane svetlosti. Procenat apsorbovane svetlosti je u tom slučaju proporcionalan 1 A. 27

28 Slika 3.2: Tamne površine imaju manji albedo nego svetle. Do sada albedo je odreden - za više od objekata, pre svega zahvaljujući nedavno objavljenim podacimo dobijenim na osnovu posmatranja izvršenih u okviru WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) pregleda neba u infracrvenom domenu. Jedna od vežnih karakteristika raspodele asteroida po albedima je bi-modalnost, tj. javljaju se dva nesimetrična pika u raspodeli (Slika 3.3). Jedan sa centrom u oko 0.04, i drugi sa centrom u oko 0.2. Slika 3.3: Raspodela asteroida po albedima je bi-modalna. Primetimo da je na x-osi logaritamska skala Odre - divanje albeda značajno je kako za odre - divanje spektralnog tipa asteroida, tako i za procenu njihovih veličina, tj. prečnika D. Kada su poznati albedo A i apsolutna magnituda H, prečnik se može proceniti na osnovu relacije: D(km) = H 5 A. (3.1)

29 Spektar asteroida predstavlja raspodelu količine svetlosti reflektovane sa površine asteroida po talasnim dužinama. Opseg talasnih dužina vidljive svetlosti je nm. Na dužim talasnim dužinama svetlost nazivamo infracrvenom, a na kraćim ultra-ljubičastom. Poredenjem - spektra dobijenog od asteroida sa spektrima pre svega meteorita, ali i stena na Zemlji (kao i minerala) izvode se zaključci o tome od čega je asteroid sastavljen. Do sada je na ovaj način analizirano oko 2600 asteroida, što je dovoljno za njihovu klasifikaciju po sastavu. Taksonomija asteroida predstavlja podelu asteroida na klase na osnovu njihovog sastava, tj. Slika 3.4: Poredenjem - spektra asteroida sa spektrima meteorita izvodimo zaključke o sastavu asteroida. spektra i albeda. Postoje više načina da se uradi ta klasifikacija, i do danas je razvijeno nekoliko algoritama za klasifikaciju. Ipak, ovde ćemo pomenuti samo najopštiju podelu. Po toj podeli skoro svi asteroidi mogu se svrstati u tri velika taksonomska kompleksa. To su: C-kompleks: tamni, ugljenični objekti, sa niskim albedom ( ) S-kompleks: svetli, kameni asteroidi, sa srednjim vrednostima albeda ( ) X-kompleks: svi ostali asteroidi (osim V- i D-tipa) Dve tipa asteroida ne mogu se svrstati ni u jedan od tri pomenuta kompleksa. To su asteroidi V- i D-tipa. Asteroidi V-tipa poznati su pod imenom Vestoidi jer imaju isti spektar kao i asteroid (4) Vesta, sa koga se smatra da najveći broj njih i potiče. Albedo asteroida V-tipa je sličan kao kod objekata S-tipa, tj Asteroidi D-tipa su veoma tamni objekti i verovatno najprimitivniji asteroidi u GAP-u. Njihov albedo je veoma nizak, manji od Zastupljenost pojedinih tipova asteroida menja se od unutrašnjih ka spoljašnjim delovima GAP-a, što je posledica različitih uslova u pojedinim delovima diska u vreme nastanka Sunčevog

30 Slika 3.5: Procenat zastupljenosti različitih taksonomskih tipova asteroida u Glavnom asteroidnom prstenu. Najviše ima asteroida C-tipa, oko 75%, a zatim asteroida S-tipa, oko 15%. Asteroida M-tipa koji spadaju u X-kompleks ima oko 9%, a asteroida svih ostalih spektralnih tipova zajedno oko 1%. sistema. Na unutrašnjoj granici GAP-a, u Hungarija regionu, dominantni su asteroidi E- tipa (pripadaju X-kompleksu). Ove asteroide karakteriše veoma visok albedo, iznad Osim u Hungarija regionu, ovih asteroida skoro da više i nema u GAP-u, osim par izuzetaka. U unutrašnjem delu GAP-a dominantni su asteroidi S-tipa, ali njihov broj opada kako se udaljavamo od Sunca pa su u središnjem, a posebno u spoljašnjem delu GAP-a dominantni asteroidi C-tipa (vidi Sliku 3.6). Slika 3.6: Zastupljenost pojedinih tipova asteroida u zavisnosti od udaljenosti od Sunca

31 Interesantno je pomenuti da su kod grupa asteroida kao što su Hilda i Jupiterovi Trojanci dominantni asteroidi D-tipa (mada ima i asteroida C-tipa). Njihovi spektri slični su spektrima površina jezgara kometa što ukazuje na njihovo moguće zajedničko poreklo. 3.2 Oblik i rotacija Pošto je većina asteroida produkt sudara, njihovi oblici često nisu sferni, već mogu biti različitih nepravilnih oblika, a uglavnom se njihov oblik može aproksimirati elipsoidom. Samo nekoliko najvećih asteroida ima masu dovoljno veliku da hidrodinamičke sile održavaju približno sferni oblik. Promene sjaja nekog asteroida govore o njegovom nepravilnom obliku. Telo sfernog oblika, koje se kreće po kružnoj putanji, reflektuje jednu istu količinu svetlosti, ako se izuzme to što za posmatrača sa Zemlje nebeska tela koja kruže oko Sunca imaju različite faze. Posmatranjem ovih kratkoperiodičnih promena sjaja, pošto se one ponavljaju u jednakim ciklusima, može se odrediti brzina rotacije asteroida. Do sada je izmereno vreme rotiranja za nešto više od 4000 asteroida, što je dovoljno za statistiku. Raspodela asteroida u funkciji perioda rotacije prikazana je na Slici 3.7. Najveći Slika 3.7: Raspodela asteroida u zavisnosti od njihove brzine rotacije. Prikazani su samo asteroidi sa periodom do 30 časova. broj asteroida se obrne oko svoje ose za period od 2 do 13 časova. Asteroid sa najkraćim

32 periodom rotacije je 2008 HJ, koji se oko svoje ose obrne za samo 17 minuta, a zatim dolazi asteroid 2007 KE 4 kome za jedan okret oko svoje ose treba tek nešto više od 30 minuta. Ovako brza rotacija primećena je samo kod jako malih asteroida, dok asteroidi prečnika većeg od 100 m imaju periode duže od 2.2 h. Generalno postoji veza izmedu - brzine rotacije i veličine asteroida, i to tako da veći asteroidi u proseku sporije rotiraju. Najduži poznati period rotacije ima asteroid (162058) 1997 AE 12 kome jedan obrtaj oko ose traje više od 78 dana. Slika 3.8: Veza izme - du brzine rotacije i veličine asteroida. linija označava tzv. spin-barijeru. Isprekidana horizontalna crvena Osim činjenice da veći asteroidi u proseku rotiraju sporije nego manji, na Slici 3.8 možemo primetiti još neke pravilnosti. Najznačajnija od njih je svakako spin-barijera. Spin-barijera se nalazi na oko P = 2h i predstavlja graničnu brzinu rotacije asteroida na kojoj oni počinju da odbacuju masu sa svog ekvatora (rotaciona fisija) i usled toga se raspadaju. Zato skoro da nema asteroida iznad ove granice, tj. onih koji rotiraju kraće od 2 časa. Ipak, jedan mali broj asteroida se nalazi iznad te granice. Razlog zbog koga su ovi asteroidi u stanju da rotiraju tako brzo a da se ne raspadnu, leži u činjenici da su to veoma kompaktni, i jako mali objekti (tek nekoliko desetina metara u prečniku). Period rotacije se menja u toku vremena i to pre svega usled nedisruptivnih sudara ili JORP efekta. Veliki asteroidi su značajno manje podložni ovim uticajima i u stanju da očuvaju brzinu svoje rotacije, dok manji nisu imuni na ove efekte. Tako npr. kod malih asteroida i sopstvene krhotine (prilikom reakumulacije) nakon sudara remete brzinu rotacije. Pored

33 pomenutih efekata na brzinu rotacije asteroida bliskih Zemlji utiču i njihovi bliski prilazi sa nekom od unutrašnjih planeta. 3.3 Gustina i poroznost Odredivanje - gustina asteroida tesno je povezano sa odredivanjem - njihovih masa i prečnika. Iz tog razloga i gustine su poznate tek za mali broj asteroida. Ipak različite tipove asteroida karakterišu različite gustine, pa se na osnovu spektralnog tipa može odrediti od čega je asteroid sastavljen, a samim tim i proceniti njegova gustina. Gustine najvećeg broja asteroida u GAP-u kreću se u intervalu 1 5 g/cm 3, pri čemu su manje kod asteroida C-tipa ( g/cm 3 ), a veće kod asteroida S-tipa (2 3 g/cm 3 ). Blisko povezana sa gustinom asteroida je i njihova poroznost, koja nam govori koliko su jake unutrašnje veze koje drže asteroid. U tom smislu asteroidi veće poroznosti su slabiji, i imaju više pukotina i vazdušnih džepova u svojoj unutrašnjosti. Na osnovu jačine unutrašnjih veza sve asteroide možemo svrstati u 4 kategorije: kompaktni (čvrsto gradeni - asteroidi sa jakim unutrašnjim vezama, podsećaju na kamenstenu) kompaktni frakturisani (kompakni objekti kod kojih su se javile pukotine usled sudara sa drugim asteroidom) krš na gomili (ovi objekti nastali su od ostataka asteroida koji se potpuno raspao usled sudara) konglomerati (nastali u procesu akrecije, izgledaju stabilno spolja ali im unutrašnje veze nisu tako jake, jer u sebi sadrže dosta organskih materija) Slika 3.9: Podela asteroida na osnovu poroznosti, tj. jačine unutrašnjih veza.

34 Kompaktni i kompaktni frakturisani asteroidi su obično S-tipa, dok su konglomerati C-tipa. Samim tim možemo zaključiti da je poroznost veća kod asteroida C-tipa. Tipične poroznosti pojedinih asteroida i njihovi spektralni tipovi, kao i masa, prikazani su na Slici Sa Slika 3.10: Veza izme - du spektralnih tipova, poroznosti i mase asteroida. slike možemo zaključiti da su tipične poroznosti asteroida C-tipa 30 55%, a asteroida S-tipa 10 20%. Interesentno je primetiti da je poroznost tri najveća asteroida, (1) Ceres, (2) Pallas i (4) Vesta, praktično 0%. Razlog za ovo je njihova velika masa koja izaziva veliki pritisak od površine ka unutrašnjosti ovih objekata, pa se na taj način sabija materijal i istiskuju vazdušni džepovi. 3.4 Masa i veličina Mase su danas poznate za veoma ograničen broj asteroida, tek za njih oko 60. Najveći broj masa asteroida odreden - je na osnovu poremećaja kretanja drugih asteroida (rede - planeta) koji imaju bliske prilaze sa objektom čija se masa odreduje. - Takode, - za jedan broj asteroida, koji pripadaju dvojnim ili višestrukim sistemima, mase su odredene - na osnovu III Keplerovog zakona. Mase asteroida (253) Matilda i (433) Eros odredene - su na osnovu njihovog gravitacionog uticaja na letelice koje su prošle blizu njih. Svaki od pomenutih metoda za odredivanje - mase primenjiv je u veoma ograničenom broju slučaja što je i razlog malog broja asteroida sa poznatom masom. Mase 20 većih asteroida u Glavnom asteroidnom prstenu date su u Tabeli 3.1.

35 Tabela 3.1: Veličine i mase 20 većih asteroida u Glavnom asteroidnom prstenu, izražene u jedinicama mase Sunca. Asteroid Prečnik [km] Masa [M ] Asteroid Prečnik [km] Masa [M ] (1) Ceres (13) Egeria (2) Pallas (14) Irene (3) Juno (15) Eunomia (4) Vesta (16) Psyche (6) Hebe (19) Fortuna (7) Iris (20) Massalia (8) Flora (24) Themis (9) Metis (31) Euphrosyne (10) Hygiea (52) Europa (11) Parthenope (511) Davida U Glavnom asteroidnom prstenu poznato je preko 200 asteroida prečnika većeg od 100 km, a procenjuje se da ima izmedu i asteroida prečnika 1 km i više. Ukupna masa glavnog asteroidnog prstena procenjuje se na kg što je tek oko 4% mase Meseca. Prvootkriveni asteroid (1) Ceres 1 je ujedno i najveći asteroid čiji prečnik iznosi oko 975 km. Sledeći po veličini je asteroid (4) Vesta sa prečnikom od oko 578 km. Ova dva asteroida su ujedno i najmasivniji medu - objektima čije se orbite nalaze izmedu - Marsa i Jupitera (vidi Tabelu 3.1). 3.5 Dvojni i višestruki asteroidi Dvojni ili višestruki asteroidi predstavljaju sistem od dva ili više objekta koji se okreću oko zajedničkog centra masa, tj. gravitaciono su povezani. Postoje nekoliko mehanizama kojima se objašnjava nastanak ovakvih asteroida. Za dvojne asteroide u GAP-u smatra se da su najverovatnije nastali prilikom raspada nekog većeg asteroida kada je nastao veliki broj fragmenata, pa je zbog velike gustine fragmenata u tom delu došlo do gravitacionih zarobljavanja manjih asteroida od strane većih. Ovu hipotezu podržava i činjenica da je velika razlika u veličini izmedu - primarnog i sekundarnog asteroida kod dvojnih sistema koji se nalaze u GAP-u. Sa druge strane u populaciji asteroida bliskih Zemlji najveći broj asteroida ovag tipa na- 1 Strogo govoreći prema definiciji koju je na godišnjoj skupštini u Pragu, godine usvojila Medunarodna - Astronomska Unija Ceres spada u grupu tzv. patuljastih planeta. U kategoriju patuljastih planeta spadaju nebeska tela koja kruže oko Sunca, imaju dovoljnu masu da ih sopstvena gravitacija oblikuje u približno sferni oblik (hidrostatička ravnoteža), ali za razliku od planeta svoju okolinu nisu očistile od drugih tela, i koja nisu sateliti.

36 jverovatnije je nastao pojavom rotacione fisije, tj. raspadom asteroida usled velike brzine rotacije do koje je dovelo dejstvo JORP efekta. U prilog ovoj pretpostavki ide činjenica da kod većine dvojnih asteroida bliskih Zemlji, veći asteroidi jako brzo rotiraju. Ipak, jedan broj dvojnih asteroida u ovoj populaciji najverovatnije je nastao i dejstvom plimskih efekata planeta za vreme bliskih prolaza asteroida pored njih. Konačno, za dvojne sisteme u trans-neptunskom regionu se misli da su nastali još u vreme formiranja Sunčevog sistema. Slika 3.11: Dvojni asteroid 1999KW 4 iz populacije asteroida bliskih Zemlji Asteroidi u dvojnim i višestrukim sistemima koji se nalaze bliže Suncu, nisu posebno stabilni, pa je njihov životni vek u poredenju - sa starošću Sunčevog sistema veoma kratak. Jedan od glavnih mehanizama koji dovodi do raspada ovih sistema je dejstvo Jarkovski i JORP efekata. Pored ovih efekata, veliku ulogu imaju i gravitacioni poremećaji od strane planeta. Na stabilnost dvojnih asteroida mogu da utiču i plimski poremećaji kretanja sekundarnog asteroida usled odstupanja oblika primarnog asteroida od sfere. Takode, - značajnu ulogu na stabilnost dvojnih asteroida imaju i nedestruktivni sudari sa drugim malim asteroidima.