2002 AA 29 -2002 AA29

2002 AA 29
2002AA29.gif
Descoberta
Descoberto por LINEAR
Data de descoberta 9 de janeiro de 2002
Designações
Nenhum
Asteróide Aten
Características orbitais
Epoch 13 de janeiro de 2016 ( JD 2457400.5)
Parâmetro de incerteza 0
Arco de observação 736 dias (2,02 anos)
Afélio 1,0055  AU (150,42  Gm )
Periélio 0,97963 AU (146,551 Gm)
0,99259 AU (148,489 Gm)
Excentricidade 0,013047
0,99 ano (361,2 d )
29,784 km / s
310,32 °
0 ° 59 m 48,012 s / dia
Inclinação 10,748 °
106,38 °
101,75 °
Earth  MOID 0,0116565 AU (1,74379 Gm)
Júpiter  MOID 3,96814 AU (593,625 Gm)
Características físicas
Dimensões ~ 0,06 km
<100 metros
25 ± 5 metros
Massa ~ 2,3 × 10 8 kg
Densidade média
2? g / cm³
~ 0,000 017 m / s²
~ 0,000 032 km / s
0,55  h (33  min )
0,2?
Temperatura ~ 279 K
Asteróide tipo S
24,1

2002 AA 29 ( também escrito 2002 AA29 ) é um pequeno asteróide próximo à Terra que foi descoberto em 9 de janeiro de 2002 pelolevantamento automático do céu LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroid Research) . O diâmetro do asteróide é de apenas cerca de 20–100 metros (70–300 pés). Ele gira em torno do Sol em uma órbita quase circular muito semelhante à da Terra . Esta encontra-se em grande parte dentro da órbita da Terra, que cruza perto do ponto mais distante do Sol do asteróide, o afélio . Por causa dessa órbita, o asteróide é classificado como tipo Aten , em homenagem ao asteróide 2062 Aten .

Uma outra característica é que seu período orbital médio em torno do Sol é exatamente um ano sideral . Isso significa que ele está travado em um relacionamento com a Terra, uma vez que tal órbita só é estável sob condições particulares. Por enquanto, apenas alguns asteróides desse tipo são conhecidos, travados em uma ressonância 1: 1 com a Terra. O primeiro foi 3753 Cruithne , descoberto em 1986.

Asteróides que têm ressonância orbital 1: 1 com um planeta também são chamados de objetos co-orbitais , porque seguem a órbita do planeta. Os mais numerosos asteróides co-orbitais conhecidos são os chamados trojans , que ocupam os pontos Lagrangianos L4 e L5 do planeta em questão. No entanto, 2002 AA 29 não pertence a estes. Em vez disso, segue uma chamada órbita em ferradura ao longo do caminho da Terra.

Órbita

Dados orbitais

Pouco depois da descoberta do LINEAR, os cientistas do Jet Propulsion Laboratory (JPL), da Athabasca University ( Canadá ), da Queen's University em Kingston (Ontário, Canadá) , da York University em Toronto e do Tuorla Observatory da University of Turku em A Finlândia determinou a órbita incomum de 2002 AA 29 e, por meio de observações adicionais no telescópio Canadá-França-Havaí no Havaí, foi confirmado que:

Órbitas de 2002 AA 29 e da Terra em torno do Sol, olhando para baixo no plano da eclíptica acima do Pólo Norte do Sol; Imagem: JPL
  • Sua órbita encontra-se em sua maior parte dentro da órbita da Terra. As órbitas da maioria dos asteróides estão no cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter . Por meio de distúrbios orbitais pelos planetas gigantes gasosos, principalmente Júpiter e as lacunas de Kirkwood , e por meio do efeito Yarkovsky (força devido à absorção assimétrica e emissão de radiação infravermelha), asteroides são desviados para o Sistema Solar interno , onde suas órbitas são ainda mais influenciadas por aproximações estreitas com os planetas internos. 2002 AA 29 provavelmente foi trazido da mesma maneira do Sistema Solar exterior para a influência da Terra. No entanto, também é sugerido que o asteróide sempre esteve em uma órbita próxima à Terra e, portanto, que ele ou um corpo precursor foi formado perto da órbita terrestre. Neste caso, uma possibilidade é que poderia ser um fragmento de uma colisão de um asteróide de tamanho médio com a Terra ou a Lua .
  • Seu período orbital médio é de um ano sideral . Depois de ser desviado para o Sistema Solar interno - ou formado em um caminho próximo à órbita da Terra - o asteróide deve ter sido movido para uma órbita correspondente à Terra. Nessa órbita, ele foi repetidamente puxado pela Terra de tal forma que seu próprio período orbital tornou-se o mesmo da Terra. Na órbita atual, a Terra mantém o asteróide em sincronicidade com sua própria órbita.
Órbitas de 2002 AA 29 e Terra em torno do Sol, visto de lado; Imagem: JPL
  • A órbita do asteróide é quase circular, com uma excentricidade de 0,012, que é ainda menor do que a da Terra em 0,0167. Os outros asteróides próximos à Terra têm em média uma excentricidade significativamente maior de 0,29. Além disso, todos os outros asteróides em ressonância 1: 1 com a Terra conhecidos antes de 2002 têm órbitas elípticas muito fortes - por exemplo, a excentricidade de (3753) Cruithne é 0,515. Na época de sua descoberta, a órbita de 2002 AA 29 era única, por isso o asteróide é freqüentemente chamado de o primeiro verdadeiro companheiro co-orbital da Terra, uma vez que os caminhos dos asteróides previamente descobertos não são muito semelhantes à órbita da Terra. A excentricidade orbital muito baixa de 2002 AA 29 também é uma indicação de que sempre deve ter estado em uma órbita próxima à Terra, ou o efeito Yarkovsky deve ter causado uma espiral comparativamente forte para o interior do Sistema Solar ao longo de bilhões de anos, desde que em regra, os asteróides guiados por planetas têm órbitas com maior excentricidade.
  • A inclinação orbital com respeito à eclíptica (plano orbital da Terra) de 2002 AA 29 é um moderado 10,739 °. Portanto, sua órbita é ligeiramente inclinada em comparação com a da Terra.

Forma da órbita

Órbita em ferradura de 2002 AA29. O gráfico mostra uma revolução completa de 95 anos. A posição do 2002 AA 29 ao longo da órbita é a do ano 2003 (última aproximação mais próxima da Terra). Imagem: JPL

Se olharmos para a órbita de 2002 AA 29 de um ponto em movimento com a Terra em torno do Sol (o referencial do sistema Terra-Sol), ela descreve ao longo de 95 anos um arco de quase 360 ​​°, que durante o nos próximos 95 anos, ele retrocede ao contrário. A forma deste arco é uma reminiscência de uma ferradura, de onde vem o nome " órbita em ferradura ". À medida que se move ao longo da órbita da Terra, ela se enrola em uma espiral, em que cada volta da espiral leva um ano. Este movimento espiral (no referencial Terra-Sol) surge da excentricidade ligeiramente inferior e da inclinação da órbita: a inclinação em relação à órbita da Terra é responsável pelo componente vertical do loop espiral, e a diferença na excentricidade para o componente horizontal.

Quando o 2002 AA 29 está se aproximando da Terra pela frente (ou seja, está se movendo um pouco mais devagar e a Terra está alcançando-o), a atração gravitacional da Terra a desloca para uma órbita um pouco mais rápida, um pouco mais perto do Sol. Ele agora se apressa à frente da Terra ao longo de sua nova órbita, até que depois de 95 anos ele quase dobrou a Terra e está surgindo por trás. Mais uma vez, está sob a influência gravitacional da Terra; desta vez, ele é elevado para uma órbita mais lenta, mais distante do sol. Nesta órbita, ele não consegue mais acompanhar o ritmo da Terra e fica para trás até que em 95 anos está mais uma vez se aproximando da Terra pela frente. A Terra e o 2002 AA 29 perseguem um ao outro em volta do Sol, mas não se aproximam o suficiente para quebrar o padrão.

Em 8 de janeiro de 2003, o asteróide se aproximou da Terra pela frente a uma distância de 0,0391  UA (5.850.000  km ; 3.630.000  milhas ), sua aproximação mais próxima em quase um século. Desde essa data, tem se apressado (com um semieixo maior inferior a 1 UA), e continuará a fazê-lo até chegar à sua aproximação mais próxima por trás em 11 de julho de 2097 a uma distância de 0,037712 UA (5.641.600 km ; 3.505.500 mi). Como resultado dessa troca sutil com a Terra, ao contrário de outros asteróides que cruzam a órbita da Terra, não precisamos temer que ele possa colidir com a Terra. Os cálculos indicam que nos próximos poucos milhares de anos ele nunca se aproximará de 4,5 milhões de quilômetros, ou cerca de doze vezes a distância da Terra à Lua.

Órbita quase satélite de 2002 AA 29 no ano 2589, olhando verticalmente para baixo na eclíptica. À esquerda, órbitas do asteróide e da Terra no referencial das estrelas fixas ; à direita, no referencial do sistema Terra-Sol. Imagem: JPL

Devido à sua inclinação orbital de 10,739 ° em relação à eclíptica, o 2002 AA 29 nem sempre é forçado pela Terra em sua órbita em ferradura, mas às vezes pode escapar desse padrão. Em seguida, é preso por um tempo na vizinhança da Terra. Isso acontecerá em cerca de 600 anos, ou seja, no século 26. Ele então ficará dentro da pequena lacuna na órbita da Terra que não alcançou em sua órbita em ferradura anterior, e não estará mais longe do que 0,2 unidades astronômicas (30 milhões de km) de distância da Terra. Lá ele irá lentamente circundar a Terra quase como uma segunda lua, embora leve um ano para um circuito. Após 45 anos, ele finalmente volta para a órbita em ferradura, até que fique novamente próximo à Terra por 45 anos por volta do ano 3750 e novamente em 6400. Nessas fases em que permanece fora de sua órbita em ferradura, ele oscila na região estreita ao longo do A órbita da Terra onde é capturado, movendo-se para frente e para trás em 15 anos. Por não estar ligado à Terra como a Lua, mas principalmente sob a influência gravitacional do Sol, ele pertence aos corpos chamados quase-satélites . Isso é um pouco análogo a dois carros viajando lado a lado na mesma velocidade e repetidamente ultrapassando um ao outro, mas que não estão presos um ao outro. Cálculos orbitais mostram que o 2002 AA 29 esteve nesta órbita quase-satélite por 45 anos a partir de cerca de 520 DC, mas por causa de seu tamanho minúsculo era muito escuro para ser visto. Ele alterna aproximadamente ciclicamente entre as duas formas orbitais, mas sempre permanece por 45 anos na órbita quase satélite. Fora do período de cerca de 520-6500 DC, as órbitas calculadas tornam-se caóticas, isto é, não previsíveis e, portanto, para períodos fora deste período de tempo, nenhuma declaração exata pode ser feita. 2002 AA 29 foi o primeiro corpo celeste conhecido a alternar entre órbitas em ferradura e quase satélites.

Animação da órbita AA29 de 2002 de 1900 a 2140
Relativo ao Sol e à Terra
Em torno da terra
Em torno do sol
   Sol  ·    Terra  ·    2002 AA29

Natureza física

Brilho e tamanho

Sabe-se relativamente pouco sobre o 2002 AA 29 em si. Com um tamanho de cerca de 20–100 metros (70–300 pés), é muito pequeno, por isso é visto da Terra como um pequeno ponto, mesmo com grandes telescópios , e só pode ser observado com câmeras CCD de alta sensibilidade . No momento de sua abordagem mais próxima, em janeiro de 2003, tinha uma magnitude aparente de cerca de 20,4.

Até agora, nada de concreto se sabe sobre a composição de 2002 AA 29 . Devido à sua proximidade com o Sol, não pode, entretanto, consistir de substâncias voláteis como o gelo de água , uma vez que estas iriam evaporar ou sublimar ; pode-se observar claramente isso acontecendo com um cometa, já que forma a cauda visível. Presumivelmente, ele terá uma superfície escura, contendo carbono ou um pouco mais clara , rica em silicato ; no primeiro caso, o albedo seria em torno de 0,05, no último um pouco mais alto, de 0,15 a 0,25. É devido a essa incerteza que os números de seu diâmetro abrangem uma faixa tão ampla.

Uma outra incerteza surge de radar medidas de eco no Arecibo Radio Telescope , o que só poderia pegar um eco radar inesperadamente fraco, o que implica que 2.002 AA 29 seja menor do que o estimado ou reflete ondas de rádio apenas fracamente. No primeiro caso, teria que ter um albedo excepcionalmente alto. Isso seria uma evidência para apoiar a especulação de que ele, ou pelo menos o material do qual é composto, é diferente da maioria dos outros asteróides até agora descobertos em órbitas próximas à Terra, ou representa um fragmento lançado pela colisão de um meio de tamanho grande com a Terra ou a Lua.

Período de rotação

Usando medições de eco de radar no radiotelescópio de Arecibo, o período de rotação de 2002 AA 29 pode ser determinado. Neste procedimento de astronomia de radar, ondas de rádio de comprimento de onda conhecido são emitidas de um radiotelescópio apontado para um asteróide. Lá eles são refletidos e, por causa do efeito Doppler, a parte da superfície que se move em direção ao observador (por causa da rotação do asteróide) encurta o comprimento de onda das ondas refletidas, enquanto a outra parte que se afasta do observador alonga o comprimento de onda refletido. Como resultado, o comprimento de onda das ondas refletidas é "borrado". A extensão da mancha de comprimento de onda e o diâmetro do asteróide permitem que o período de rotação seja reduzido. 33 minutos é assim calculado como o limite superior do período de rotação para 2002 AA 29 ; provavelmente gira mais rapidamente. Esta rotação rápida juntamente com o pequeno diâmetro e, portanto, baixa massa leva a algumas conclusões interessantes:

  • O asteróide gira tão rapidamente que a força centrífuga em sua superfície excede sua atração gravitacional. Ele está, portanto, sob tensão e, portanto, não pode ser composto de uma aglomeração de detritos fracamente ligados ou de fragmentos circulando uns aos outros - como é suposto para vários outros asteróides e, por exemplo, foi determinado para o asteróide (69230) Hermes . Em vez disso, o corpo deve ser feito de um único bloco de rocha relativamente forte ou de pedaços cozidos juntos. No entanto, sua resistência à tração é provavelmente consideravelmente menor do que a rocha terrestre e o asteróide também é muito poroso .
  • O AA 29 de 2002 não pode ter sido construído a partir de pequenas peças individuais, uma vez que estas seriam despedaçadas pela rotação rápida. Portanto, deve ser um fragmento explodido na colisão de dois corpos celestes. J. Richard Gott e Edward Belbruno da Universidade de Princeton especularam que 2002 AA 29 poderia ter se formado junto com a Terra e Theia , o planeta postulado que, de acordo com a hipótese do impacto gigante , colidiu com a Terra em sua história inicial.

Panorama

Como sua órbita é muito semelhante à da Terra, o asteróide é relativamente facilmente acessível por sondas espaciais . O 2002 AA 29 seria, portanto, um objeto de estudo adequado para pesquisas mais precisas sobre a estrutura e formação dos asteróides e a evolução de suas órbitas ao redor do sol. Enquanto isso, outros companheiros co-orbitais da Terra deste tipo em órbitas em ferradura ou em órbitas como quase-satélites já foram encontrados, como o quase-satélite 2003 YN 107 . Além disso, presume-se que existam pequenos cavalos de troia da Terra com diâmetros na região de 100 metros localizados nos pontos Lagrangianos L4 e L5 do sistema Terra-Sol.

Objetos relacionados

Veja também

Referências

links externos

Artigos

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