Binární asteroidy (nejen) v okolí Země Petr Pravec Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov Ústavní seminář, 6.11.2006.

Prezentace na téma: "Binární asteroidy (nejen) v okolí Země Petr Pravec Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov Ústavní seminář, 6.11.2006."— Transkript prezentace:

1 Binární asteroidy (nejen) v okolí Země Petr Pravec Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov Ústavní seminář, 6.11.2006

2 Dvojité krátery Dvojitý kráter Clearwater Lakes, Quebec, Canada Průměry (rim): 32 a 22 km Stáří: 290 ± 20 milionů let Oba krátery byly vytvořeny najednou – dopad podvojného asteroidu. Binární asteroidy se vyskytují „všude“, zvlášť hojné jsou mezi blízkozemními tělesy, ale populace je provázána do hlavního pásu asteroidů.

3 Důvody ke studiu binárních asteroidů: Mechanismy formování a vývoje binárů jsou významným prvkem našeho porozumění vývoji těles ve sluneční soustavě. Riziko dopadu bináru by se odvracelo hůře, než osamocené těleso, je tedy třeba je důkladněji poznat. Techniky studia binárů v okolí Země: Radar Fotometrie

4 Detekce binárních asteroidů v okolí Země Radar – 20 NEA binárů 2000-2006 Umožňuje zkonstruovat detailní modely binárů z měření během těsných přiblížení k Zemi. Fotometrie – 15 NEA binárů 1994- 2006 Umožňuje globálnější pohled na vlastnosti binárů – není limitována na těsné průlety kolem Země. Studium populace binárů i na vzdálených drahách: 18 binárů podobných binárním NEAs nalezeno v hlavním pásu asteroidů 2004-2006.

5 Detailní model bináru z radaru ….

6 Fotometrická detekce binárního asteroidu

7 Binární populace (NEAs) (Pravec et al. 2006, Icarus 181, 63-93)

8 Podíl binárů v NEA populaci Photometric method – Selection effects Event depth ≥0.04 mag: bias for satellites larger than ~0.18 D prim Limited temporal coverage: bias for closer systems (shorter P orb ) Resulting mean detection probability within the lightcurve survey for NEA binaries (D prim >0.3 km, D sec /D prim  0.18): 39%

9 Binární NEA populace 15  4 % NEAs jsou binární (Pravec et al. 2006, Icarus 181, 63-93)

10 Vlastnosti populace binárů (NEAs i MBAs) (Pravec et al. 2006, Icarus 181, 63-93, plus nové výsledky)

11 Vlastnosti binárů – multiparametrický prostor Modely používají řadu parametrů, data však zobrazována jen 2-D projekcích.

12 Primáry, f-D

13 NEA primáry – koncentrace před spin bariérou Primáry jsou převážně rychlé rotátory, málo protažené, většina leží v „pile up“ před spin bariérou na f kolem 9-10 d -1 (P = 2-3 h). „Tail“ rozdělení rotačních frekvencí primáru - část momentu hybnosti je obsažena v orbitální složce a v rotaci sekundáru.

14 Primáry – malé MBAs vs NEAs Bináry v hlavním pásu jsou podobné NEA binárům, ale distribuce jejich rotačních frekvencí je posunuta do pomalejších rotací. Je korelováno s delšími orbitálními periodami MBA binárů – typicky mají vyšší podíl momentu hybnosti obsažen v orbitální složce, než je tomu u NEA binárů. Jaký je celkový moment hybnosti obsažený v bináru?

15 Moment hybnosti v binárech α L = L tot /L crit.sp. kde L tot je celkový moment hybnosti systému, L crit je moment hybnosti ekvivalentní (t.j., téže hmotnosti a objemu), kriticky rotující koule s úhlem tření 90°. NEA i MBA bináry s D p ≤ 10 km mají α L mezi 0.9 a 1.3, jak očekáváme pro systémy pocházející z kriticky rotujících bezkohezních těles (“rubble piles”), u nichž po zformování nebyl žádný moment hybnosti přidán ani odebrán. (Pravec and Harris, in preparation)

16 Perioda rotace vs velikost primáru

17 Size ratio vs velikost primáru

18 Teorie formování binárů Porovnání pozorovaných vlastnostmi s teoreticky očekávanými.

19 Navržené teorie formování binárů Ejecta from large asteroidal impacts (Durda et al.) Tidal disruptions during close encounters with terrestrial planets (Bottke et al. 1996; Richardson and Walsh) Fission of critically spinning parent bodies spun up by YORP (e.g., Bottke et al. 2002)

20 Ejecta from large asteroidal impacts Pozorovaný vymezený rozsah momentu hybnosti je nekonzistentní s očekávaným (širším) rozdělením produkovaným tímto mechanismem. Vypadá to, že je hlavním mechanismem pro vznik malých satelitů u velkých asteroidů (D ~ 100 km), které byly pozorovány pomocí AO a HST, ale jeho role při formování malých binárů mezi NEAs a MBAs s D p ≤ 10 km je sporná. Nevysvětluje pozorované vlastnosti, ale budou ještě potřebné podrobnější simulace. (Durda et al. 2004)

21 Tidal disruptions during close encounters with terrestrial planets (Walsh and Richardson 2006) Nefunguje v hlavním pásu asteroidů. Může přispívat k populaci binárních NEAs, ale pravděpodobně jen malým podílem. Nejde o hlavní mechanismus formování populace NEA a MBA binárů.

22 Fission of critically spinning parent bodies spun up by YORP Kritický obsah momentu hybnosti v binárech odpovídá tomuto mechanismu, za předpokladu, že YORP je po vzniku bináru „vypnut“ - po zformování nebylo významné množství momentu hybnosti přidáno ani odebráno. Je nadějným mechanismem, ale bude třeba potvrdit dalším studiem.

23 Časové škály binárů Lifetime asteroidů NEA: ~10 Myr (omezená životnost v blízkozemní dráze) MBA: ~300 Myr (1-km asteroid, rozbití katastrofickou srážkou s jiným asteroidem) YORP spin up time scale: NEA: ~1*D 2 [*Myr/km 2 ] -> ~1 Myr (1-km asteroid) MBA: ~3*D 2 [*Myr/km 2 ] -> ~30 Myr (3-km asteroid) Lifetime NEA binárů: 1-2 Myr (Walsh and Richardson) (rozštěpení bináru gravitací Země nebo Venuše během těsného přiblížení) Lifetime MB binárů: stejná, jako lifetime asteroidů velikosti sekundáru (~300 Myr)

24 Závěry Binární asteroidy v blízkozemní oblasti i dále mají význačné charackteristiky, které nám odhalují vlastnosti malých těles a mechanismy fungující v okolí Země i v hlavním pásu. Studium binárních asteroidů fotometrickou metodou umožňuje získat jinak nedosažitelné údaje, které jsou významné k našemu pochopení této pozoruhodné populace.