1I/ʻOumuamua – šta smo saznali i šta nećemo saznati o međuzvezdanom posetiocu

Nebesko telo otkriveno 19. oktobra na snimcima opservatorije Pan-STARRS, a za koji će se naknadno utvrditi da je snimljeno sa istog mesta i prethodne noći, kao i još 14. oktobra sa teleskopa Catalina Sky Survey, kada se od Zemlje nalazio na svega 0,162 astronomske jedinice, prvo je smatrano (međuzvezdanom) kometom, i shodno tome ponelo oznaku C/2017 U1 (PANSTARRS), a nakon što nije primećena kometska aktivnost, po prvi put u istoriji, ova oznaka je zamenjena asteroidnom u A/2017 U1.  Na koncu je Međunarodna astronomska unija, kada više nije bilo sumnje da nebesko telo dolazi iz međuzvezdanog prostora, uvela i novu kategoriju I, te je dobilo punu zvaničnu oznaku 1I/2017 U1 (ʻOumuamua), sa mogućnošću da se ravnopravno označava sa 1I, 1I/2017 U1, 1I/ʻOumuamua, te je dopustila i da se odmah imenuje od strane pronalazača. Odabrano je ime ʻOumuamua, što na havajskom jeziku, ako je verovati, u slobodnom prevodu znači izviđač. Oznaka 1I govori da je ovo prvi otkriveni objekat u klasi međuzvezdanih malih tela, kao što je to slučaj sa Halejevom kometom (1P/Halley) u klasi (kratko-)periodičnih kometa .

 

Kog oblika (ni)je ʻOumuamua?

Kako bi se odredio oblik nekog nebeskog tela, kada ga nije moguće direktno razlučiti, uobičajeno je da se tokom vremena prati sjaj objekta. U slučaju da je objekat nesferičnog oblika ili da njegovi različiti delovi imaju različit albedo (ugrubo: udeo reflektovane/rasejane svetlosti u odnosu na onu koja pada na njega) moguće je primetiti promene u sjaju tokom njegove rotacije. U prvom slučaju promena nastaje usled promene iznosa površine sa koje se reflektuje svetlost, a u drugom zbog različitog albeda po njegovoj površini.
Podsećam da je objekat u trenutku otkrića bio oko 20-te prividne magnitude, tj. izuzetno malog sjaja i da udaljavanjem od Sunca i Zemlje taj sjaj je dodatno opadao, te su upotrebljivi fotometrijski podaci mogli biti dobijeni samo sa velikih teleskopa. Timovi naučnika su prethodnih mesec dana pokušavali da izmere ove promene u sjaju i da kažu nešto više o periodu rotacije i obliku ʻOumuamua. U različitim studijama dobijeni su vrlo slične vrednosti za period rotacije izražene u satima: 8.1±0.028.26, 8.10±0.42. Generalni zaključak je da objekat mora biti veoma izdužen, jer mu sjaj varira od maksimuma do minimuma oko 2 magnitude, a da nema značajne razlike u tom iznosu kada se posmatra u različitim talasnim dužinama, što indicira da nema značajnih varijacija u albedu. Ove varijacije u sjaju objašnjavaju se time da je odnos između najduže i najkraće ose minimalno oko 5 prema 1, a za srednju osu se uzima da je jednaka najkraćoj. U ovom slučaju toku perioda rotacije dolazi do dva minimuma i dva maksimuma sjaja.
Na posletku se pojavilo i istraživanje objavljeno u časopisu Nature, a svesrdno podržano od strane propagandne službe Južne evropske opservatorije, za koje očekivalo da će dati završnu reč o ovom slučaju. Popunjen je ceo medijski prostor informacijama da je period rotacije od 7.34±0.06 časa (koji je statistički značajno različit u odnosu na prethodno pomenute studije), i da je objekat relativnih dimezija minimalno 10 prema 1. Iako u radu, ispravno, tvrde da treća osa, a oko koje se vrši rotacija, može biti bilo koje veličine, u medijima je ovaj objekat predstavljen sa dimenzijama 10:1:1. Ovak odnos je donekle opravdan time da je uobičajeno da se rotacija tela vrši oko najkraće ose, kada je rotaciona kinetička energija minimalna. Pomenuti odnos od 10:1 je minimalan moguć, i važi samo u specijalnom slučaju kada je osa rotacije normalna na pravac gledanja.

U čemu su svi pogrešili?!

 

Tumbajući asteroidi

Pretpostavka da objekti rotiraju oko najkraće ose, tj. sa minimalnom energijom, nije opravdana u slučaju malih asteroida, reda veličine 100 metara, poput ʻOumuamua. Tumbajući oblik rotacije, koji se može predstaviti kao rotacija oko jedne ose koja precesira, tzv. non-principal axis rotator, može nastati kao posledica sudara sa drugim telom, veoma bliskog prolaza pored masivnog tela kao što je planeta, ili dugotrajnim delovanjem elektromagnetnog zračenja bliske zvezde tj. putem YORP efekta. Jedini mehanizam koji može primiriti tumbanje je disipacija energije u unutrašnjosti objekta, ali je za objekat dimenzija ʻOumuamua vremenska skala na kojoj se to očekuje veoma velika i uporediva sa starošću Univerzuma. Napuštajući matični planetarni sistem kao tumbajući asteroid, što je najverovatnije da se dogodilo odmah posle njegovog nastanka, očekivano je da i dalje bude u tom stanju pobuđene rotacije.

Karakteristično za tumbajuće asteroide, kao što je npr. 4179 Toutatis, je da je promena sjaja složenija, i da postoje dve periodičnosti. Jedna koja potiče od rotacije oko ose, a druga je posledica precesije.

 

Jigsaw Falling Into Place

Pošto sam već imao prikupljene merenja sjaja iz naučnih radova, a gde je u nekim slučajevima bilo potrebno da se ona skidaju sa grafika, izlaskom rada u Nature-u postalo je očigledno da promene u sjaju nije moguće opisati jedinstvenim periodom! Ovo je pokazalo da je u svim radovima načinjen ozbiljan propust, a koji je u slučaju Nature-a prošao i recenziju.
Analiza podataka prikupljenih različitim teleskopima u različitim opsezima talasnih dužina, a koji u manjim i većim fragmentima tokom pet dana krajem oktobra pokrivaju oko jedan dan posmatranja, iziskivala je posebnu pažnju. Prvo su merenja, po potrebi, svedena na apsolutne magnitude, jer su se tokom tog vremena menjale udaljenosti objekta od Sunca i Zemlje, kao i fazni ugao (ugao koji zaklapaju Sunce i Zemlja gledano sa objekta). Takvi podaci i dalje sadrže sistematske greške, jer se sjaj menja sa talasnom dužinom, što je posledica promene albeda i sjaja Sunca sa istom, i zbog nepoznatih odstupanja u fotometrijskim sistemima među različitim teleskopima. Model je, pored stvarne promene sjaja, morao da uzima u obzir i ova odstupanja.
Kako je već pomenuto, da bi se opisala promena sjaja za tumbajuće asteroide, model mora da sadrži dva perioda. U tom slučaju minimalni model čini suma dva Furijeova reda do prvog harmonika, a koji su različitih perioda. U tom slučaju član sa osnovnim periodom aproksimira asimetriju dve strane asteroida, a prvi harmonik (čiji je period pola osnovnog) daje najviše informacije o izduženosti asteroida. Ovakav model (kod većeg broja posmatranja i do trećeg nekonstantnog člana), čak i kao očigledno gruba aproksimacija, pokazao se upotrebljivim za tumbajuće asteroide u Sunčevom sistemu, i to barem za određivanje postojećih perioda u varijaciji sjaja. Njegova primena u ovom slučaju je jedino problematična usled neupitno velikih amplituda u promeni sjaja, te u slučaju kada se modeluje intenzitet sjaja može dati i nefizička rešenja, poput negativnog sjaja. Tako da je on primenjen i na opisivanje magnituda i iz njih dobijenih intenziteta sjaja.

 

Složena rotacija

Pokazalo se da je ovakvim modelom uspešno moguće opisati sva objavljena merenja sjaja ʻOumuamua. Dobijena su dva perioda od 7,54+/-0.02 i 8,54+/-0.02 sata. Jedan od njih je period rotacije oko ose, a drugi je posledica precesije čija recipročna vrednost perioda predstavlja razliku recipročnih vrednosti dobijenih perioda. Ukoliko je ʻOumuamua sličnija ćevapu nego pljeskavici tada je verovatnije da je period rotacije 8,54 časova i da precesira periodom od oko 2,7 dana, a u suprotnom je period rotacije 7,54 časa uz isti period precesije.

 

Graph5-ac

Na slici je prikazana promena sjaja dobijena pomenutim jednostavnim modelom. Ni jedan od fitova u potpunosti ne opisuje stvarne promene sjaja, ali se oba slažu u periodičnostima koje se javljaju usled složene rotacije ʻOumuamua. Crvenim su obeleženi trenuci u kojima postoje fotometrijska merenja, i na osnovu kojih je rekonstruisana promena sjaja tokom šest dana krajem oktobra.

Ovakav vid rotacije govori i o tome da je odnos maksimalnog i minimalnog projektovanog preseka oko 10:1, što bi moglo, da se našalimo, odgovarati Klarkovom monolitu dimenzija 9:4:1, ali nažalost monolit ne odbija svetlost.
Dodatna posmatranja sa Hablovog svemirskog teleskopa eventulano će pokazati da li je ova kombinacija perioda baš ona prava, jer je sasvim moguće da sa usled ovako fragmentiranih  posmatranja može postajati i neka druga kombinacija.

 

Zašto nećemo saznati odakle je došao?

Mada su se pojavili prvi radovi koji pokušavaju da utvrde iz okoline koje zvezde je došao ovaj objekat, lako je pokazati da to, po svemu sudeći, nećemo saznati.
Trenutno je greška u određivanju brzine kojom je ovaj objekat susreo sa Sunčevim sistemom oko 20 m/s, što je manje od promila te brzine koja je oko 26 km/s. Procenjujem da će na osnovu podataka sa Hablovog svemirskog teleskopa, koji će ga posmatrati do kraja ove godine, ona pasti na svega oko 0,5 m/s. Samo ova greška, a ne računajući i grešku u pravcu, narasta u neodređenost udaljenosti ʻOumuamua od 1 svetlosne godine za 600 milona godina. Iznos ove neodređenosti u tom trenutku je toliki da više sa sigurnošću ne možemo reći ni kojoj zvezdi je objekat najbliži. Kako je prosečna starost ovih objekata oko 5 milijardi godina, a koliko i traje putovanje kroz međuzvezdani prostor, ovih 600 miliona godina bilo bi najverovatnije premalo da računski dosegnemo do njegove matične zvezde.

No, realnost je potpuno obeshrabrujuća zbog nepoznavanja tačnih udaljenosti i kretanja zvezda Mlečnog puta. I nakon trenutno aktivne misije Gaia, koja će sa velikom tačnošću odrediti položaje i brzine za oko 1 milijardu zvezda, greške u njihovim brzinama će ostati velike, tj. oko 0,5 km/s. Ovo će predstvaljati dominantan izvor neodređenosti, koja će diktirati uspešnost ove potrage. Bilo kakvo pozdanije predviđanje položaja zvezda u Galaksiji biće svedeno na tričavih par miliona godina, što je oko 1000 puta kraće od potrebnog vremena koje bi potencijalno omogućilo da nađemo polazni sistem ʻOumuamua.

Buduće misije koje bi mogle unaprediti znanje o položjima i kretanju zvezda, u žižu će dovesti i druge probleme u potrazi, jer ovaj objekat se približavao i drugim zvezdama, mada izrazito malo verovatno da je to bilo blizu kao našoj, i svaki put po malo menjao putanju kroz Galaksiju. A sve bi to trebalo modelovati. Da ne spominjemo gravitacione poremećaje džinovskih molekularnih oblaka, neodređenosti i promenljivost Galaktičkog potencijala…

Ne treba zaboraviti i da je prosečna brzina nasumičnih kretanja zvezda, pa i ovog objekta, reda veličine 10 km/s, što znači da je mogao na put krenuti iz gotovo bilo koje tačke Mlečnog puta, ako je taj put trajao milijardama godina. Možda je matična zvezda skrivena i sa druge strane Mlečnog puta. Možda je već i završila svoj zvezdani vek, ako je bila nešto masivnija od Sunca.

Advertisements

C/2017 U1 (PANSTARRS) – otkriće međuzvezdanog objekta u Sunčevom sistemu

Sa Pan-STARRS opservatorije je 19. oktobra otkriven novi nebeski objekat za koji će se dodatnim posmatranjima utvrditi da je samo na proputovanju kroz Sunčev sistem, tj. da je došao iz nekog drugog, esktrasolarnog, planetarnog sistema.
Objekat je poneo standardnu kometsku oznaku C/2017 U1 (PANSTARRS), jer se kreće po izduženoj orbiti i suprotnim smerom u odnosu na planete (što je uobičajeno za komete), mada se i dalje ne zna njegova priroda, odnosno da li pokazuje karakterističnu aktivnost za komete.

Analizom merenih nebeskih položaja tokom 6 dana utvrđeno je da C/2017 U1 (PANSTARRS) ima izrazito hiperboličnu orbitu sa ekscentricitetom od oko 1,2. Ovo znači da je već pri ulasku u Sunčev sistem njegova brzina iznosila oko 20-30 km/s, tj. da dolazi iz međuzvezdanog prostora. Pravac iz kog dolazi je na nebu blizak položaju apeksa kretanja Sunca, tj. pravcu Sunčevog kretanja u odnosu na zvezdani komšiluk, a to se upravo i smatra za najverovatniji pravac iz kog bi se mogli pojavljivati ovakvi uljezi.

I ranije se za neke komete smatralo da su na hiperboličnim orbitama pri ulasku u Sunčev sistem, ali je ekscentricitet uvek bio izrazito malo veći od 1, tj. slučajne i sistematske greške u merenjima njihovih kretanja na nebu nikad nisu isključivale da se ipak radi o kometama iz Oortovog oblaka, tj. da su poreklom iz našeg sistema.

Kada se pogledaju orbitalni elementi za C/2017 U1 (PANSTARRS) (dobijeni na osnovu svih trenutno raspoloživih posmatranja), vidi se da je greška za ekscentricitet veoma mala u odnosu na to koliko vrednost ekscentriciteta nadmašuje 1, kada je orbita parabola.

(null)  C/2017 U1
   Perihelion 2017 Sep 9.449434 +/- 0.0653 TT = 10:47:11 (JD 2458005.949434)
Epoch 2017 Oct 21.0 TT = JDT 2458047.5   Earth MOID: 0.0975   Me: 0.0486
q   0.25327385 +/- 0.00345          Ma: 0.0597                Find_Orb
M(T) 22.1  K 10.0                   Peri.  241.32886 +/- 0.6
                                    Node    24.60794 +/- 0.014
e   1.1941068 +/- 0.00873           Incl.  122.49196 +/- 0.33
31 of 34 observations 2017 Oct. 18-24; mean residual 0".31

Jezikom statistike, ovo je rezultat koji se na preko 20 sigma razlikuje od parabolične orbite, tj. verovatnoća da je rezultat samo posledica grešaka u posmatranju i da ovaj objekat ipak pripada Sunčevom sistemu jedan prema bilijardu.

Update:
Dok sam pisao tekst, objekat je preimenovan u A/2017 U1 (PANSTARRS), jer nije uočena kometska aktivnost na snimcima sa VLT, tj. objekat je zvezdolik. A nova merenja položaja dodatno smanjuju verovatnoću da je u pitanju objekat Sunčevog sistema.

 

Kada će prestati potpuna pomračenja Sunca?

Jedan od uslova neophodnih da bi se sa Zemlje moglo videti potpuno pomračenje Sunca je da prividni lik mladog Meseca biva jednak ili veći od lika Sunca. U sadašnjem trenutku evolucije sistema Zemlja – Mesec i samoga Sunca ovaj uslov je ponekad ispunjen, a kada to nije slučaj moguće je videti prstenasto pomračenje. Kada, gledano sa Zemlje, najveći mogući lik Meseca ne bude dovoljno veliki da zakloni najmanji mogući lik Sunca završiće se epoha potpunih pomračanja Sunca.  Pitanje je zašto će se to desiti? I kada?

 

Veličina najvećeg lika Meseca

Mesečev lik je najveći u perigeju, odnosno u najbližoj tački na orbiti oko Zemlje. U sadašnje doba ta minimalna udaljenost od centra Zemlje iznosi oko 356.790 km kada je Mesec mlad. Ova vrednost je manja od velike poluose njegove orbite, koja se često pogrešno naziva srednja udaljenost, i čija je vrednost 384.400 km, tj. u tom delu orbite maksimalni ekscenticitet orbite iznosi približno 0,0718. Ovo su samo geocentične udaljenosti, i da bi se odredio stvarno najveći mogući lik treba u obzir uzeti da se posmatrač nalazi na površini Zemlje, i u slučaju kada mu je Mesec najbliži, on mu se nalazi u zenitu, te mu je udaljenost manja od geocentrične za iznos jednog poluprečnika Zemlje.

Sa protokom vremena velika poluosa orbite Mesečeve orbite oko Zemlje se lagano povećava. Merenja i analize pokazuju da se to dešava brzinom od 3,805 centimetra na godinu dana, i da stopa važi za prethodnih milijardu godina, a smatra se da u budućnosti neće doći do znatnih odstupanja u tom tempu.

Uzimajući u obzir ovu kontinualnu promenu velike poluose, te smatrajući da se maksimalni ekscenticitet značajno ne menja, moguće je računati buduća minimalna rastojanje, kako geocentrična, tako i topocentrična (vezana za posmatrača). Ako se zna da je polarni prečnik Meseca 3472 km, koji je nešto manji od ekvatorskog i srednjeg poluprečnika, ali garantuje da Sunčev lik u potpunosti može biti zaklonjen, uz pomoć osnovnih trigonometrijskih operacija da se odrediti kako će se vremom menjati ugaona veličina najvećeg mogućeg lika Meseca.

 

Veličina najmanjeg lika Sunca

Lik Sunca je najmanji kada je Zemlja u afelu, najdaljoj tački u kretanju oko Sunca. Udaljenost afela pre svega zavisi od ekscentriciteta Zemljine orbite, dok velika poluosa gotovo konstantna. Trenutna vrednost ekscenticiteta je 0,0167, ali u svakih nekoliko miliona godina može dostići i ekstremnu vrednost od 0,058, čineći afel značajno udaljenijim nego što je on u sadašnje doba, tj. 158,3 miliona kilometara naspram sadašnjih 152,1 milion kilometara. Ovo su ponovo geocentrične udaljenosti, te je za topocentrične udaljenosti potrebno ponovo oduzeti iznos poluprečnika Zemlje.

Da bi se odredila veličina lika Sunca potrebne su njegove dimenzije. Sadašnji prečnik iznosi oko 1.391.300 kilometara, ali vremenom raste usled njegove evolucije ka fazi crvenog džina. Modeli evolucije zvezda sa parametrima koji odgovaraju Suncu daju za  sadašnju brzinu rasta od oko 4,6 cm godišnje, a za npr. milijardu godina će ona iznositi oko 5,5 cm godišnje. Iako se ova promena čini izuzetno malom, za narednih milijardu godina prečnik će porasti za 3,67%.

Uzimajuću u obzir gorenavedeno i ponovo uz pomoć osnovnih trigonometrijskih funcija moguće je računati vrednosti minimalne veličine lika Sunca tokom vremena.

 

Šta da očekujemo u budućnosti?

Na slici je prikazano kako su se menjale i kako će se menjati veličine likova najvećeg Meseca i najmanjeg Sunca u intervalu od 1,5 milijarde godina pre do 1,5 milijarde godina posle sadašnjeg trenutka. Potpuna pomračenja Sunca biće moguća narednih 905 miliona godina, sve dok lik Meseca može biti veći od Sunčevog! Uzimajući u obzir i neodređenosti u budućoj evoluciji Mesečeve orbite, ovaj rezultat ne bi trebalo da ima grešku veću od 10%.

mesec-sunce.png

Kada su počela prstenasta pomračenja Sunca?

Ako se, donekle, obrne prethodna postavka problema, tj. ako se zapitamo: Kada se prvi put desilo da je lik vidljivi lik Meseca manji od Sunčevog lika, te su se ostvarili uslovi za prstenasto pomračenje Meseca? Moguće je izračunati da se to zbilo tek pre nešto više od jedne milijarde godina.

 

Živimo u zlatno doba kada je moguće da uživamo u prizorima i potpunih i prstenastih pomračenja Sunca!