Tom XXXVI (1988). Zeszyt 1
OSOBLIWOŚCI RUCHÓW AMORA I OLJATO* K R Z Y S Z T O F Z I O Ł K O W S K I Centrum Badań Kosmicznych PAN (Warszawa)
(Otrzymano 29 stycznia 1988 r.)
S t r e s z c z e n i e - Praca zawiera szczegółową analizę orbit małych planet (1221) Amor i (2201) 01jato. Oparto ją na wykorzystaniu całego materiału obserwacyjnego, przeselekcjonowanego i zważonego na podstawie matematycznych kryteriów, oraz na poszukiwaniu możliwych anomalii niegra- witacyjnych w ich ruchach. Zmiana orbity w 1956 r. i jej konsekwencje znalezione w ruchu Amora wy dają się wskazywać, że tę asteroidę można traktować jak drzemiącą kometę. Analogicznych oznak aktywności kometarnej nie znaleziono w ruchu 01jato, chociaż jest on jednym z najpoważniejszych kandydatów na wygasłą kometę.
OCOEEHHOCTH JBHSEHH0 AMyPA H OJIHXATO. K . 3 h o j i k o b c k h . C o a e p x a-
h h e - n p e f l C T a B j ie H O BHHMaTexbHHfl aHajiH3 opÓHT itajiux n a a H e T (1221) Auyp u (2201)
CtabxaTO. O h o c h o b b h H a HcnoJibsoaaHHK) nojinoro H a f i a m s a i e J i b H o r o M a T e p H a j i a d t h x a c i e - p O H A O B , B K O T O p O M C flejiaHO 0T£S0p H B 3 B G ID H B a H H 6 no M a T e H B T H H e C K H M K p H T e p H H M , H HB n o H c i c a x H e r p a B H T a n n o H H H x aH O M a jm ft b o s m o x h h x b h x a b h * 6 h h h x . H a M e H e H H e opfiHTbi b
1956 r . h ero nociieAOBaTeJibHOCTH oÓHapyaceHH b ABHxeHHH AMypa noKa3biBa»T, »ito 9Ty
a c T e p o H ^ y mojcho C M H T a r b K a K flpeMJHonqoK n o M e T y . IIoAoCHhix c h m it t o m o b K O M e T a p H o f t b k t h - B H O C T H H e H a t tA eH O B A B H X e H H H O a b X a T O , X O T H H B J I A e T C H O H O ^ H H M H 3 H a afiO Jie e B e p O H T - Hfcoc K a H ^ H A a t o b n a yMepnnoE K o u e iy .
PECULIARITIES IN THE MOTIONS OF AMOR AND OLJATO. A b s t r a c t - Precise analysis of the orbits of minor planets (1221) Amor and (2201) Oljato is presented. It was based on the utiliza tion of the full observational material of the asteroids selected and weighted according to math ematical criteria and on the searching of possible nongravitational anomalies in their motions. The orbit’s change in 1956 and its consequences found in the motion of Amor seem to show that this asteroid can be treated as a dormant comet. Analogical evidence of cometary activity was not found in the motion of Oljato although it is one of the serious candidates for an extinct comet.
‘Rozszerzona wersja referatu przedstawionego w formie plakatu podczas XXIII Zjazdu Polskiego Towarzystwa Astronomicznego w Gdańsku, we wrześniu 1987 r.
1. WPROWADZENIE
Planetoidy (1221) Amor i (2201) 01jato łączy w zasadzie przynależność do grupy ponad stu do tychczas odkrytych tzw. asteroid typu AAA (Apollo-Amor-Atena), które - najogólniej mówiąc - cha rakteryzują się tym, że odległości peryheliów ich orbit są bliskie lub mniejsze od jednej jedno stki astronomicznej. Poruszają sięone zwykle po torach przypominających bardziej orbity komet krótkookresowych niż małych planet. Poczynając od pracy 0 p i k a (1963) coraz częściej poja wiają się sugestie istnienia związku genetycznego tych planetoid z kometami: wskazuje się na róż ne przesłanki, zarówno obserwacyjne jak i teoretyczne, które wydają się świadczyć o tym, że przy najmniej niektóre z asteroid typu AAA można uważać za wygasłe jądra komet (por. np. R i c k m a n 1983). Szczególnie 01jato jest dziś traktowany jako jeden z najpoważniejszych kandydatów na taki końcowy produkt ewolucji komety (patrz np. D r u m m o n d 1982; K e r r 1985; D a v i e s 1986), a jak zostanie dalej pokazane również i Amor ujawnił pewne oznaki wskazujące, że tę małą planetę można traktować tak, jak gdyby była drzemiącą kometą (ang. dormant comet - termin wprowadzony ostatnio przez H a r t m a n n a i in. (1987) w klasyfikacji małych ciał Układu Słonecznego). Wnikliwsze niż dotychczas prześledzenie ruchu tych ciekawych obiektów może więc rzucić nowe świat ło na dynamiczny aspekt aktualnego obecnie zagadnienia związków komet z planetoidami.
2. TROCHĘ HISTORII
Osobliwość planetoidy nr 1221 - która nota bene zasugerowała jej wdzięczną nazwę Amor - pole ga przede wszystkim na powtarzających się co osiem lat stosunkowo dużych zbliżeniach do Ziemi. Okres orbitalny Amora jest niemal dokładnie równy 8/3 lat. Po każdych trzech okrążeniach Słońca ten niewielki obiekt, którego rozmiary nie przekraczają najprawdopodobniej 1.8 km (i) p i k 1963), dzięki zbliżeniu do Ziemi może być z jej powierzchni dostrzeżony. Podczas zbliżenia na 0.108 j.a. w 1932 r. Amor został odkryty przez E. Delporte’a w Uccle. Odtąd był już obserwowany w siedmiu opozycjach.
Pierwsze wyznaczenie orbity Amora na podstawie obserwacji wykonanych w 1932 r. oraz oblicze nie efemerydy na jego następne pojawienie się wykonał K a h r s t e d t (1933). W roku 1940 Amora odnalazł także Delporte, ale w odległości aż 12° od położenia przewidywanego efemerydą. Pierwsze dwa pojawienia się ciekawej planetoidy powiązał jednym systemem elementów orbity rów nież K a h r s t e d t (1948), zwracając uwagę na trudności dobrego wyznaczenia wszystkich ele mentów z wyjątkiem średniego ruchu dziennego, gdyż Amor był za każdym razem obserwowany niemal na tym samym niewielkiem łuku swej orbity. Z kolei trzy pojawienia się powiązał K u h n e (1955) i podał efemerydy na opozycje w latach 1956 i 1964. Poprawienie orbity oparł na 16 miejscach normal nych, reprezentujących 134 obserwacje wykonane w latach 1932, 1940 i 1948. Chociaż zdołał uzyskać stosunkowo niezłą wartość średniego residuum (+274), to jednak przebieg otrzymanych przez niego residuów trudno uznać za zadowalający: odchyłki w rektascensji wszystkich miejsc normalnych z 1932 r. są dodatnie, z 1940 r. ujemne i jedynie w przypadku pozycji z 1948 r. oscylują wokół zera.
Po zaobserwowaniu Amora podczas kolejnych zbliżeń do Ziemi w latach 1956 i 1964 wyznaczeniem jego orbity na podstawie 203 obserwacji już z pięciu pojawień się zajął się S c h u b a r t (1969). On także natknął się na trudności powiązania jednym systemem elementów wszystkich obserwacji wy konanych w okresie 1932-1964. Zdołał je jednak pokonać, wyznaczając w procesie' poprawiania orbi ty metodą najmniejszych kwadratów jednocześnie z poprawkami sześciu elementów poprawkę masy ukła du Ziemia-Księżyc jako siódmą niewiadomą. Uzyskana przez niego wartość sumy mas Ziemi i Księżyca (1/328927 masy Słońca) różni się jednak dość znacznie od zalecanej obecnie do użycia przez Mię dzynarodową Unię Astronomiczną (1/328900.53 masy Słońca). S c h u b a r t obliczył też
efemery-Z pracowni i obserwatoriów 39 dę Amora na jego następne pojawienie się w 1972 r. oraz zaapelował o poszukiwanie na dawnych kii szach jego ewentualnych pozycji na podstawie efemeryd, które podał dla opozycji w latach 1916 i 1924. Niestety, nie doniesiono o odnalezieniu jakichś przedodkryciowych obserwacji Amora.
Wyniki pracy S c h u b a r t a (1969) umożliwiły nie tylko zaobserwowanie ciekawej planetoi- dy w 1972 r., ale również dostrzeżenie jej podczas następnego zbliżenia do Ziemi w 1980 r. Tak więc podczas siedmiu opozycji, w których dotychczas widziano Amora, wykonano ogółem 285 obserwa cji pozycyjnych nadających się do badań orbitalnych. Wykorzystując 176 obserwacji, M a r s d e n (1981) poprawił orbitę uzyskując średnie residuum 2V1. Trochę później L a n d g r a f (1984) wy znaczył orbitę na podstawie 261 obserwacji (z których brał jednak pod uwagę tylko 217 rektascen- sji i 242 deklinacje) otrzymując średnie residuum 174.
Podczas nadchodzącego pojawienia się Amora w 1988 r. będzie go trudno dostrzec, gdyż najwię- sza jasność jaką najprawdopodobniej osiągnie wyniesie zaledwie ok. 19 mag. Okazało się bowiem (Z i o ł k o w s k i 1987), że Amor „oddala" się od nas. Jego cykliczne zbliżenia do Ziemi umoż liwiające obserwacje też oscylują w czasie, co ilustruje rys. 1 ukazujący zmiany minimalnej od-
. 0.5 ■ • CU.' • • 0 .3 . * • . 0-2 -0.1 - * ... * ’ • • . . . • * ’ ... *
0 ___ I ■ ■__ ■ I * ■__ ■ I ' ■__ L _ l _ l -- 1-- 1 I 1 --- l J -- 1-- l-- 1 I I-- I Ł 1- 1 -- t i l l --- L_l-- 1 Ł ,1— 1-- 1-- 1---1-- 1 i— Ł— I--
1----1681 1713 1745 1777 1809 • • • 1892 1924 1956 1988 • • • 2073 2105 2137 2169 lata Rys. 1. Minimalne odległości Amora od Ziemi w latach 1680-2170
ległości Amora od Ziemi w okresie 50Ó lat znalezione drogą 'numerycznego całkowania równań ruchu planetoidy z uwzględnieniem perturbacji od wszystkich planet. Warto dodać, że całkowanie to po twierdziło w zasadzie wnioski S z e l i g o w s k i e g o (1948) dotyczące wiekowych zmian argu mentu szerokości peryhelium, długości węzła wstępującego i nachylenia orbity Amora, a także wyni ki szczegółowych analiz zjawiska rezonansu w ruchu Amora i Ziemi, które również drogą numeryczne go całkowania przeprowadzili J a n i c z e k i in. (1972) oraz I p i M e h r a (1973).
Tak bogatą historią badań ruchu nie może się poszczycić planetoida o numerze 2201 i intrygu jącej nazwie 01jato (pochodzi ona od miejsca w indiańskim rezerwacie Navajo w stanie Utah (USA), w którym występuje interesujące zjawisko nocnego przesączania się wód gruntowych przez suchy za dnia piasek, co powoduje ciekawe refleksy światła księżycowego). Odkryta została w 1947 r. przez H. L. Giclasa w Obserwatorium Lowella, który obserwował ją jednak tylko 12 i 14 grudnia. Pierwszą orbitę planetoidy, prowizorycznie oznaczonej 1947 XC, wyznaczył R a b e (1948) z jedynych dwóch pozycji i dwóch prędkości na niebie. Mimo dużej niepewności tak uzyskanych elementów ich warto ści (q = 0.12, e = 0.9) wyraźnie wskazywały na nietypowość, a tym samym atrakcyjność badań nowego obiektu. Niestety, nikt go już ponownie nie zaobserwował. I dopiero wiele lat później J. G. Wil liams zidentyfikował go z odkrytą w 1979 r. planetoidą 1979 XA, co umożliwiło M a r s d e n o w i wyznaczenie wiarygodnej orbity ciekawej asteroidy na podstawie 20 obserwacji wykonanych podczas dwóch opozycji w latach 1947 i 1979 (M a r s d e n 1980). Później Oljato był jeszcze dostrzeżo ny podczas opozycji w połowie 1980 r. (ale wykonano wtedy tylko jedną obserwację), na przełomie 1982 i 1983 r. oraz w połowie 1983 r. Ogółem podczas pięciu opozycji, w których dotychczas widzia no Oljato, wykonano 66 obserwacji nadających się do badań orbitalnych. Elementy orbity Ojato
zna-lazł następnie L a n d g r a f (1985), ale w swych obliczeniach wykluczył obserwacje z 1947 r. opierając się jedynie na 53 najlepszych pozycjach z lat 1979-1983, co umożliwiło mu uzyskanie stosunkowo niewielkiej wartości średniego residuum (0'.'8). Najbliższa opozycja 01 jato, podczas któ rej będzie go można najprawdopodobniej obserwować, nastąpi dopiero w 1996 r. kiedy przybliży się do Ziemi na odległość 0.3 j.a.
Niezwykłą „karierę" planetoida Oljato zawdzięcza natomiast obserwacjom fizycznym, które wyda ją się wskazywać na jej związek z kometami. W szczególności zarejestrowane przez satelitę Pioneer Venus Orbiter w czerwcu 1983 r. zakłócenia międzyplanetarnego pola magnetycznego udało się z du żym prawdopodobieństwem skorelować z przejściem Oljato w pobliżu Wenus w kwietniu tego roku (mi nimalna odległość między nimi wyniosła wtedy 0.084 j.a.). Jak pokazali R u s s e l i in. (1984) zakłócenia te mogą pochodzić ze wzajemnego oddziaływania wiatru słonecznego i materii rozproszo nej wzdłuż orbity planetoidy. Warto dodać, że podobne ślady pyłowe stwierdzono za pomocą satelity IRAS na orbitach komet okresowych Tempel-2, Gunna i Enckego (S y k e s i in. 1986). Wspomnijmy tu także, że IRAS zarejestrował Oljato 20 czerwca 1983 r. na podstawie czego S. F. Green oszaco wał jego średnicę na 1.9 + 0.4 km (D a v i e s 1986). Wprawdzie M c F a d d e n i in. (1984) donieśli, że widmo Oljato w zakresie 0.33-0.86 pm ma charakter zupełnie odmienny od asteroidalne- go, ale C o c h r a n i in. (1986) nie znaleźli w widmie tej planetoidy oznak aktywności kome- tarnej. Zaś przypuszczenia o związku genetycznym strumieni meteoroidów z Oljato ( D r u m m o n d 1982; B a b a d z h a n o v i O b r u b o v 1983) zyskały ostatnio potwierdzenie obserwacyj ne (0 1 s s o n-S t e e 1 1987b). Warto wreszcie wspomnieć o przynależności Oljato do tzw. kom pleksu Taurydów, grupującego według ostatnich danych (0 1 s s o n-S t e e 1 1987a) kilka osobli wych planetoid (2201, 2212, 1982 TA, 1984 KB, 5025 P-L), dwie komety (P/Enckiego i Rudnickiego) i różne strumienie meteoroidów. Wiele wydaje się przemawiać za wspólnym pochodzeniem tych wszy stkich małych ciał Układu Słonecznego z rozpadu dużej komety, która wtragnęła w pobliże Słońca 10^-10"’ lat temu ( C l u b e i N a p i e r 1984).
3. CO SPOTKAŁO AMORA W 1956 ROKU?
Pierwsze próby poprawienia orbity Amora na podstawie wszystkich obserwacji wykonanych w okre sie 1932-1980 potwierdziły istnienie trudności, z którymi borykali się dotychczasowi badacze je go ruchu. Wspomniane wyżej sposoby ich przezwyciężenia - odpowiednie dopasowanie masy układu Zie- mia-Księżyc ( S c h u b a r t 1969), czy też odrzucenie wielu obserwacji „kłopotliwych" ( M a r s - d e n 1981; L a n d g r a f 1984) - nie mogą być uważane za ostateczne rozwiązanie problemu, pomimo pozytywnych wyników powiązania jednym systemem elementów orbity wszystkich obserwowanych dotychczas pojawień się planetoidy. Oczywiście głębszej analizy wymaga przede wszystkim stosunko wo bogaty materiał obserwacyjny Amora.
Na podstawie obiektywnych, matematycznych kryteriów i metod ( B i e l i c k i 1972; S i- t a r s k i 1983) przeprowadzono więc najpierw, w iteracyjnym procesie różniczkowego poprawie nia orbity, selekcję i ważenie obserwacji oddzielnie dla każdego pojawienia zakładając, że w je go obrębie ewentualne braki lub niedokładności modelu ruchu są zaniedbywalne. Z istniejących ogó łem 285 pozycji odrzucono w ten sposób jedynie 13 rektascensji i 13 deklinacji (w przypadku cy towanych obliczeń L a n d g r a f a odpowiednie liczby wyniosły 68 i 43), pozostawiając do dal szych badań ogółem 277 obserwacji. Zebrane w tab. 1 średnie residua charakteryzują jakość danych pochodzących z poszczególnych opozycji, natomiast ich średnia ważona wynosząca 1V49 może być trak towana jako wartość a priori średniego residuum całego materiału obserwacyjnego. Im bliższe tej wartości będzie średnie residuum, wynikające z powiązania jednym systemem elementów wszystkich ob serwacji, tym lepszy i bardziej wiarygodny wydaje się model ruchu planetoidy użyty w obliczeniach.