A Hubble-űrtávcső részletes képfelvételein egy kisbolygó szétesése utáni töredék darabjai figyelhetők meg. A kisbolygó nem ütközött egy másikkal, nem került nagybolygók árapálykeltő hatása alá, akkor mitől esett szét?
Mint arról korábban már beszámoltunk, a P/2013 R3 (Catalina-PANSTARRS) kisbolygó darabjaira hullott és erről az első megfigyelések földfelszíni távcsövekkel 2013 szeptemberében és októberében készültek. Már az is érdekes, hogy a kisbolygók szokásos jelölése helyett üstökös elnevezést kapott a kis égitest. Ennek oka, hogy a szétesés következtében keletkezett törmelékfelhő miatt megjelenése üstökösre emlékeztetett.
A P/2013 R3 pályája és a szétesése igen ritka a kisbolygók között, ami további nagytávcsöves megfigyelésekre ösztönözte a kutatókat. A David Jewitt (Kaliforniai Egyetem, Los Angeles) által vezetett kutatócsoport a hawaii-szigeteki Mauna Kea csúcsán lévő 10 méteres Keck teleszkóppal színképi megfigyeléseket végzett, a Hubble-űrteleszkóp Széleslátószögű Kamerájával (WFC3) az ultraibolya tartományban készített nagy felbontással felvételeket, a Berkeley Egyetem Katzman Automatic Imaging Telescope műszerével (Mt. Hamilton, Kalifornia) pedig folyamatos fotometriai fényességméréseket végeztek a kisbolygó töredékeinek és porkómájának fényváltozásáról.
A fotometriából nyert színi és a színképi tulajdonságok alapján a P/2013 R3 egy C típusú, tehát szenet tartalmazó szilikátos összetételű kisbolygó. A C típusú aszteroidák színképe a szenes kondrit meteoritok színképével mutat hasonlóságot, fényvisszaverő képességük alacsony, csak a rájuk eső fény 3-5%-át verik vissza.
A HST-vel készített képeken legalább 10 töredék figyelhető meg, amelyek rádiusza legfeljebb 200 méter, tehát a legnagyobb darabok durván futballstadion nagyságúak lehetnek. A méret meghatározásához a C típusú kisbolygókra jellemző 0,05-ös albedót tételezték fel. A töredékek egymáshoz képest mintegy 0,2-0,5 méter másodpercenkénti, azaz 0,72-1,8 kilométeres óránkénti sebességgel mozognak, ami nagyjából egy nagyon lassan sétáló, ballagó ember haladási sebessége. Mozgásuk alapján a szétesés lehetséges időpontjára csak egy több hónapos időköz adható meg, ez valamikor 2013. február és szeptember között történhetett.
A nagyobb törmelékdarabok körül porfelhő látszik, mintha üstökösmag töredékek lennének. A törmelékfelhő összfelülete 21-29 négyzetkilométer, a meteoritikus anyag szemcséinek átlagos mérete mintegy 5 milliméter lehet, a felhő össztömege így 2 x 108 kilogrammra, azaz kétszázezer tonnára tehető. A porszemcsék kb. 1 méter másodpercenkénti, azaz 3,6 kilométer óránkénti sebességgel mozognak. A Nap sugárnyomása mozgatja őket, így alakulnak ki a törmelékdarabok porcsóvái. A porkóma összfényessége a megfigyelések néhány hónapja alatt közel állandó volt, de az egyes töredékek havonta 1 magnitúdót halványodtak, ami a méretük további csökkenésére, kisebb-nagyobb repeszdarabok leválására, további aprózódásra utal.
A spektroszkópiai megfigyelések nem mutatták ki gázok jelenlétét, tehát alapvetően porkómáról van szó. A lehetséges gáz összetevők (víz, cián) kibocsátásának mértékére csak felső határt lehetett megadni, így például vízből legfeljebb csak 1 kg áramolhat ki másodpercenként a törmelékdarabokból.
A P/2013 R3 repeszdarabjai körüli porfelhő szemcséinek lassú mozgása, valamint a por mozgatásához szükséges gázkomponens hiánya azt mutatja, hogy a P/2013 R3 kisbolygó poranyaga nem a klasszikus üstökösökre jellemző módon szabadult ki. A kisbolygókhoz hasonló pályán mozgó apró égitest nem üstökös, és nem is valamilyen belső okokra visszavezethető kitörésen esett át, mint ahogy az üstökösök szoktak.
A törmelékdarabok és a por lassú, nyugodt mozgása kizárja egy másik égitesttel való ütközés lehetőségét is. Továbbá árapály hatás (egy másik égitest gravitációs hatása) sem jöhet szóba, ugyanis a P/2013 R3 pályája olyan, hogy napközelben 2,2 CsE-re, naptávolban pedig 3,8 CsE-re van a Naptól, ami nem teszi lehetővé, hogy a Jupiter vagy a Mars bolygókhoz túl közel kerüljön.
A HST megfigyeléseket végző kutatócsoport a YORP-hatással magyarázza a kisbolygó felpörgését. A hatást az elméletet kidolgozó kutatók nevének kezdőbetűi (Yarkovsky, O’Keefe, Radzievskii, Paddack) után nevezték el. E szerint a Nap sugárzása jelentősen befolyásolhatja a kisbolygók forgási sebességét, felgyorsíthatja, de akár le is lassíthatja azokat. A YORP-hatás lényegében a kis égitestek keringését és forgását egyaránt befolyásolni képes fénynyomási impulzus-effektus. A kis égitestek ugyanis a Naptól kapott hőt időkéséssel sugározzák vissza (a „délutáni” oldalon), ami akár fékezheti, akár gyorsíthatja forgásukat. Egy laza belső szerkezetű kisbolygó, egy törmelékhalom, („kozmikus kőrakás”) könnyen darabjaira eshet szét a túl gyors forgás következtében. Ilyen belső szerkezetű lehet például a (25143) Itokawa kisbolygó, amelyet a japán Hayabusa űrszonda közvetlen közelről tanulmányozott 2005-ben.
A P/2013 R3 (Catalina-PANSTARRS) a bolygóközi por és meteoritikus anyag egy új forrása, ami azt mutatja, hogy nem csak a klasszikus üstökösök, hanem bizonyos kisbolygók is hozzájárulnak az interplanetáris anyagok utánpótlásához, amely a belső bolygókba és a Napba ütközve folyamatosan veszít mennyiségéből.
Forrás: Hubble megfigyelte egy kisbolygó titokzatos szétesését (STScI-2014-15)
Kapcsolódó internetes oldalak:
- Darabjaira szakadt egy kisbolygó!
- A napfény hatása hozza létre a kettős kisbolygókat
- Apró égitestek óriási meglepetése
- Kisbolygók ütközésének nyomát örökítették meg űrteleszkópok
- Telitalálat: spirális porfelhő tűnt fel a Scheila kisbolygó körül!
- Összeütközött két kisbolygó a Naprendszerben!
- Szenes kondritok
