Výzkumy v ASU AV ČR (227): Pár asteroidů, který se rozpadl teprve před dvaceti lety

Hlavní pás planetek je všechno jenom ne statická oblast Sluneční soustavy. Naopak, je to jedna z mála oblastí, v níž neustále probíhají změny na nejrůznějších časových škálách. Vzájemné kolize byly dříve uvažovány jako nejdůležitější proces vedoucí ke vzniku tzv. rodin asteroidů, tedy skupin planetek na velmi podobných drahách, které mají zřejmě stejný genetický původ. V několika posledních desetiletích se ale ukázalo, že negravitační vlivy, jako je např. zpožděné tepelné vyzařování nerovnoměrně prohřátého tělesa, také hrají důležitou roli v dynamice malých těles Sluneční soustavy. 

Teprve před asi 15 lety byly objeveny dvojice planetek na velmi podobných oběžných drahách, tzv. páry asteroidů. V literatuře byly uvažovány tři možné interpretace jejich vzniku. Buď mohlo jít ve skutečnosti o mini-rodinu, z níž je pozorován jen největší pár, nebo mohlo jít o důsledek rotačního rozpadu rodičovského objektu, nebo o výsledek rozdělení komponent dvojplanetky (tedy planetky s jejím měsícem). Statistické studie z nedávné minulosti ukázaly, že nejpravděpodobnější a zřejmě nejčastější interpretací je druhý mechanismus.

Zde je třeba připomenout, že zřejmě většina malých planetek je tzv. hromadami suti (rubble piles), tedy hromadou balvanů držených pohromadě slabými silami. Pokud je toto těleso roztáčeno například negravitačním YORP efektem, může dojít k překročení kritické meze stability, po níž se těleso rozštěpí na dvě části (a potenciálně více). Ty se pak od sebe postupně vzdalují, jak jsou jejich trajektorie ovlivňovány rušivými silami gravitačního i negravitačního původu. A po nějaké době tak registrujeme dvě planetky, které jsou od sebe sice daleko ve skutečném prostoru, ale jejich dráhové elementy jsou natolik podobné, že pravděpodobnost náhodného uspořádání dvou nesouvisejících těles do této konfigurace je velmi nízká. 

Typický věk páru asteroidů, tedy čas, který uplynul od jejich oddělení, se počítá v tisících až milionech let. Dosud nejmladší pár planetek měl odhadovaný věk asi 7000 let. Jsou známy i mladší dvojice, ty mají ale spíše kometární charakter. 

Autoři představované práce se věnovali dvojici planetek s označením 2010 UM26 a 2010 RN221. Jak označení naznačují, jde o objekty objevené v roce 2010. Primár je těleso s rozměrem asi 1 km, zatímco sekundár je méně než poloviční. Obě tělesa se nacházejí v centrální oblasti hlavního pásu planetek a shoda jejich oběžných drah je skutečně mimořádná. Ideální cíl pro bližší studii. 

Autoři práce nejprve konsolidovali pozorovací materiál. Kromě objevových snímků se podařilo tělesa dohledat i v archivních pozorováních z přehlídky Catalina a také v pozorováních z Kanadsko-francouzsko-havajského dalekohledu z let 2005 a 2006. Obě tělesa byla zachycena i následně, během jejich opozice v letech 2014 a 2018, jasnější objekt i v letech 2016 a 2020. Pro upřesnění pozorování autoři získali vlastní pozorování na španělském dalekohledu v průběhu května až července tohoto roku. 

Tato pozorování umožnila velmi přesně vypočítat dráhové elementy včetně jejich nejistot. Vypočtená dráha se stala základem pro zpětnou integraci v čase. Autoři postupovali v této věci obvyklou metodou tzv. klonů, tedy, že náhodně vygenerovali mnoho realizací obou těles, jejichž přesné hodnoty drahových elementů se v rámci zjištěných nejistot pohybovaly kolem skutečných hodnot. Pohyb těchto klonů byl integrován do minulosti se započtením všech důležitých zdrojů gravitačního pole ve Sluneční soustavě. 

Výsledky byly vyhodnocovány statisticky. Zajímavé je, že nejčastěji se k sobě klony dostávaly do bezprostřední blízkosti kolem roku 2003 na vzdálenost pár stovek kilometrů, přičemž odhadovaná sféra výhradního gravitačního vlivu mateřského tělesa zasahuje do vzdálenosti 230 km. Šlo tedy o velmi blízká přiblížení, snadno interpretovatelná jako okamžik oddělení obou těles. Co je ovšem velmi zajímavé je fakt, že při těchto setkáních vycházela velmi nízká vzájemná rychlost, méně než 4 cm/s, drtivá většina vyhodnocovaných setkání byla ještě pomalejší. Toto je velmi významný indikátor pro určení okamžiku rozpadu tělesa.

Bohužel tato situace přináší i komplikaci, neboť při takto nízkých vzájemných rychlostech je třeba brát ve výpočtech v úvahu již i vzájemnou přitažlivost obou těles. Je to vůbec poprvé v historii modelování párů planetek, kdy vzájemná gravitace musela být plně započtena, a dokonce měnila výsledky numerických simulací. V důsledku možné kvazi-vázané konfigurace (kdy obě tělesa začnou obíhat kolem společného těžiště) se tak statisticky rozpad mateřského tělesa datuje mezi roky 1970 a 2004, s nejpravděpodobnějším údajem v březnu 2003. To je z astronomického hlediska včera! Bez ohledu na dlouhý interval nejistoty jde v případě těles 2010 UM26 a 2010 RN221 o jistě nejmladší známý pár planetek. 

Zbývá posoudit alternativní interpretace. Autoři odhadli pravděpodobnost, s níž se v případě těchto dvou těles jedná o dvě náhodná tělesa na podobných drahách. Ta je prakticky nulová. A co když k rozpadu planetky došlo již před delší dobou a obě tělesa se k sobě opět dostala zcela náhodou dostatečně blízko právě v nedávných desetiletích? I tuto pravděpodobnost lze odhadnout a podle autorů je velmi malá. 

Autoři poukazují na důležitost dalšího výzkumu tohoto páru. Dvojice planetek krátce po svém oddělení nese ještě nezkreslenou informaci o původci tohoto páru. Také se zdá, že složky párů planetek rotují kolem hlavních os tenzoru setrvačnosti a nejsou tedy ve stavu excitované rotace. To by mohlo znamenat, že buď při rozštěpení nedochází k excitaci rotace, nebo že disipace vnitřní energie malých planetek je tak efektivní, že se excitovaná rotace velmi rychle utlumí. Pár 2010 UM26 a 2010 RN221 tak představuje jedinečnou možnost pro otestování těchto dvou hypotéz a je tak velmi žádoucí získat brzy detailnější fotometrická měření, která by umožnila určit rotační stav obou těles.  

REFERENCE

D. Vokrouhlický, P. Fatka. a kol., Extremely young asteroid pair (458271) 2010 UM26 and 2010 RN221, Astronomy&Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2208.06207.

KONTAKTY

Mgr. Petr Fatka, Ph.D.
petr.fatka@asu.cas.cz
Oddělení meziplanetární hmoty Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Oddělení meziplanetární hmoty ASU

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.