Výzkumy v ASU AV ČR (184): Negravitační jevy v dvojplanetkách měřitelně mění jejich dráhy

Pohyby těles ve Sluneční soustavě jsou v prvé řadě určeny gravitačním působením Slunce. V řadě druhé svoji roli hraje gravitační působení i dalších těles, zejména pak velkých planet, které způsobují významné gravitační rušení, v jehož důsledku jsou oběžné dráhy ve skutečnosti neuzavřenými křivkami. V jedné z posledních řad pak hrají svoji roli tzv. negravitační jevy, tedy silová působení jiného původu než gravitačního. Totéž, co platí pro Slunce, platí v menším i pro planety a kolem nich obíhající měsíce. I jejich pohyby jsou řízeny především gravitací centrální planety, ale rušeny vlivy vnějšími, včetně těch negravitačních. Totéž samozřejmě platí pro gravitačně vázané páry nebo vícenásobné systémy mezi malými tělesy.  

Celá skupina negravitačních sil je způsobena tepelným zářením povrchu tělesa ohřátého Sluncem. Má-li povrch tělesa určitou tepelnou setrvačnost a těleso rotuje, je vyzařování nejintenzivnější v jiném směru, než je směr ke Slunci, z něhož se těleso ohřívá. Elektromagnetické záření má také určitou hybnost, takže toto opožděné vyzařování působí slabou ale trvalou reaktivní silou. Jako první byl uvažován tzv. Yarkovského jev, který mění velkou poloosu oběžné dráhy. Obecnější YORP jev může měnit i rotační stav těles. No a konečně přišli vědci s BYORP jevem, tedy YORP jevem probíhajícím v binárním systému. Složitá výměna momentu hybnosti v dvojném systému nesymetrických těles může též mít měřitelný vliv na dynamiku těchto těles a měnit oběžné trajektorie, po nichž okolo sebe tato tělesa obíhají.

Důležitost negravitačních vlivů strmě klesá s rostoucí hmotností těles. Planety jsou negravitačními vlivy prakticky netknuty, stejně tak velké planetky (tedy alespoň na myslitelných časových škálách). Ovšem planetky kilometrové již patří do skupiny těles, u nichž mohou mít negravitační vlivy pozorovatelný vliv.

Důležitou třídou asteroidů jsou tzv. blízkozemní planetky, která se na své dráze dostávají nebezpečně blízko Zemi. U nich dává studium negravitačních jevů velký smysl, neboť to mohou být právě tyto jevy, které pomalu ale vytrvale posouvají dráhu planetky na kolizní kurz.

Moderní pozorovací kombajny dělají v neustálém sledování malých těles Sluneční soustavy bezvadnou službu. I díky nim dnes známe značné množství planetek, které systémem necestují osamoceně – dvoj- a více-planetky. V nedávné době byly dvojplanetky objeveny i v populaci planetek blízkozemních. Jejich dlouhodobé sledování je pak ideálním materiálem pro studium BYORP jevu.

V současnosti jsou mezi blízkozemními planetkami známy jen tři dvojplanetky, u nichž proběhl seriózní pokus o omezení teorie BYORP jevu pozorováními. První byla planetka 1996 FG3, studovaná před pěti roky Petrem Scheirichem z Oddělení meziplanetární hmoty ASU. O dalších dvou tělesech 1999 KW4 a 2001 SL9 pojednává představovaná práce, vedená jak jinak než Petrem Scheirichem.

Pro svůj výzkum využili autoři velmi bohatého pozorovacího materiálu pořízeného mezi roky 2000 a 2019 na několika světových observatořích, mezi nimiž samozřejmě figuroval i 65cm dalekohled ASU v Ondřejově. Pozorovací materiál byl zredukován standardními metodami a spojen do jednoho souboru. Světelnými křivkami obou těles byly proloženy dvouperiodické křivky, z nichž byly odhadnuty rotační periody primárních a sekundárních komponent. Autoři poté zkonstruovali geometrický model obou dvojplanetek. Protože jejich tvary nejsou známy, autoři je modelovali pomocí trojosých elipsoidů a odvozovali jejich parametry ze světelných křivek. Program umožňoval fitem stanovit nejen parametry tvarových modelů, ale i vlastnosti jejich vzájemné dráhy, a to včetně možného časového vývoje střední anomálie s uvážením kvadratického členu. Pro planetku 1999 KW4 se podařilo nalézt unikátní řešení, v případě druhé, 2001 SL9, autoři nalezli řešení dvě, u nichž nebylo zřejmé, které z nich odpovídá skutečnosti.

1999 KW4 je přibližně 1,5kilometrové těleso se sekundární složkou s průměrem asi 420 m. Tělesa se obíhají ve vzdálenosti asi 2,5 km s periodou asi 17,5 hodiny. Z fitu vzájemné trajektorie vyplývá, že se tělesa od sebe vzdalují o 1,2 cm za rok. Naproti tomu 2001 SL9 je planetka s průměrem asi 730 metrů, obíhaná měsícem s rozměrem kolem 240 m. Tělesa vykonají vzájemný oběžný pohyb jednou za asi 16 hodin. Tělesa se k sobě přibližují, a to rychlostí buď 2,8 nebo 5,1 cm za rok, podle toho, které ze dvou řešení je skutečné.

Z hlediska BYORP jevu je důležitý zejména vývoj střední anomálie v čase, a to především uvažovaný kvadratický člen, který může být vyjádřen změnou velké poloosy v čase. Z průzkumu orbit obou dvojplanetek vyplývá, že vliv planet (zejména těch terestrických) na vývoj poloos oběžných trajektorií lze vyloučit. Negravitační vlivy jsou tak tím nejpřirozenějším vysvětlením.

V případě 1999 KW4 však teorie předpovídá vzájemné vzdalování rychlostí přes 8 cm za rok, což je výrazně méně, než odpovídá pozorování. Jevy ze skupiny YORP silně závisí na skutečné topografii (tvaru) tělesa, povrchové útvary mohou např. stíněním silně ovlivnit sílu vyvolanou zářením. Autoři proto propočetli modelový BYORP pro 90 různých tvarových modelů, vzniklých náhodnými deformacemi povrchu fitovaného elipsoidu sekundáru. Ani tak se jim nepodařilo najít souhru s pozorováními. Dalším parametrem, který sílu BYORP jevu ovlivňuje, je průměrná hustota tělesa. Až hustota v hodnotě 3600 kg/m³ by uvedla oba údaje – modelový i pozorovací – do souladu. To je docela vysoká hodnota, vyšší, než bylo odvozeno jinými autory. Takto vysoká hustota není mezi tělesy stejného typu obvyklá, ale ani není nemyslitelná. Do vývoje systému je zapotřebí započítat i slapové působení, které v tomto případě vždy vyvolá zvětšování hlavní poloosy a je zajímavé, že slapový vliv odhadnutý pro studovaný systém sám dobře vystihuje pozorování. Z toho vyplývá, že velikost BYORP efektu je z geometrického modelu je výrazně přeceněna. V případě 1999 KW4 má BYORP mnohem menší amplitudu a vyloučeno není ani opačné znaménko: systém by pak směřoval do rovnováhy.

Naproti tomu pro 2001 SL9 důkazy hovoří pro práci BYORP jevu, protože představuje jediný známý fyzikální mechanismus, který by mohl způsobovat pozorované zkracování hlavní poloosy.

Práce ukazuje, jak titěrné jevy lze s pomocí moderních analytických modelů studovat ze v současnosti dostupných pozorování. 

REFERENCE

P. Scheirich, P. Pravec, P. Kušnirák, K. Hornoch a kol., A satellite orbit drift in binary near-Earth asteroids (66391) 1999 KW4 and (88710) 2001 SL9 – Indication of the BYORP effect, Icarus v tisku, arXiv:1912.06456

KONTAKT

Mgr. Petr Scheirich, Ph. D.
petr.scheirich@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.