Zakrycie transneptunowe

2003WU188

Szukając ciekawych zjawisk obserwacyjnych za pomocą oprogramowania Occult4, natknąłem się na jedno, które będzie miało miejsce 16 grudnia br. W tym dniu, ok. godziny 19:59 UT (20:59 czasu zimowego) pewna transneptunowa podwójna planetoida zakryje gwiazdę o jasności 13.8 magnitudo. Sama planetoida będzie miała wówczas jasność ponad 22 magnitudo, więc będzie raczej poza zasięgiem jakichkolwiek instrumentów dostępnych dla amatorów w Polsce. Gwiazda, choć dostrzegalna, też raczej jest za słaba aby można ją było zarejestrować w trybie nagrywania kilkudziesięciu klatek na sekundę, nawet za pomocą czułych astrokamer. Niestety, Księżyc blisko pełni (89%) i tylko 16º dalej także nie będzie naszym sprzymierzeńcem. Gdyby jednak komuś udało się zaobserwować zakrycie, taka obserwacja można dostarczyć wielu cennych informacji.

Co wiemy o planetoidzie 2003 WU188?

Planetoida 2003 WU188 została odkryta 24 listopada 2003 roku przez Marca Williama Buie w Kitt Peak Observatory w Arizonie (USA) za pomocą tamtejszego 4 metrowego teleskopu. 14 marca 2007 roku Kosmiczny Teleskop Hubbla wykrył drugi składnik układu, który został oznaczony jako S/2007 (2003 WU188) 1.

Planetoida krąży wokół Słońca w średniej odległości 44.22 jednostki astronomicznej, czyli nieco dalej niż Pluton, przy czym mimośród orbity jest niewielki i wynosi 0.038. Pełnego obiegu wokół Słońca dokonuje w ciągu 294 lat. Obecnie znajduje się 43.48 j.a. od Słońca.

Początkowe szacunki, wynikające z obserwowanej jasności, odległości oraz założonego albedo, mówiły o obiekcie o średnicy ok. 240 km. Kolejne badania, a zwłaszcza zaobserwowana podwójność planetoidy i różnica w jasności składników pozwalają obecnie szacować, że średnica większego składnika wynosi 178 km, a mniejszego – 129 km. Jeśli chodzi o orbitę wewnętrzną układu podwójnego, to chociaż trochę danych o położeniu składników zostało zebranych, to są one niewystarczające do jej dokładnego wyznaczenia (przy zbliżonych rozmiarach oba obiekty krążą po podobnych, ekscentrycznych orbitach, wokół środka masy leżącego między nimi). Estymowana wielka półoś orbity mniejszego składnika to 1300 km, a czas obiegu 6.5 dnia. Zakładając równą gęstość obu obiektów, półoś większego składnika powinna wynosić ok. 500 km (czas obiegu oczywiście ten sam). Oznacza to, że wzajemna odległość obu obiektów od siebie może wynosić maksymalnie ok. 1800 km dla orbit kołowych i więcej dla ekscentrycznych. Nie podejmując się tutaj szczegółowych obliczeń, można przyjąć, że prędkość orbitalna mniejszego składnika wyniesie ok. 50 km/h.

W momencie zakrycia, układ planetoidy będzie znajdował się 42.587 j.a. od Ziemi (6 370 936 205 km) poruszając się wśród gwiazd z prędkością 2.71 “/godz. Średni ruch orbitalny składników układu względem środka masy widziany z tej odległości odpowiada prędkości 0.002 “/godz. Jest to prędkość, jaka byłaby obserwowana z płaszczyzny orbity. Ze względu na ekscentryczność orbit maksymalna prędkość może być większa. Maksymalna możliwa kątowa odległość między składnikami wyniesie 0.058″, natomiast rozmiar każdego ze składników: 0.006″ i 0.004”. Dane te przydadzą nam się w dalszej części artykułu do oszacowania możliwych scenariuszy przebiegu zjawiska.

Co wiemy o zakrywanej gwieździe?

Gwiazda położona jest w gwiazdozbiorze Bliźniąt, niedaleko δ Geminorum, w miejscu o współrzędnych α = 7h 22m 18.51s i δ = 23º 41′ 22.1″. Znajduje się 1400 lat świetlnych od Ziemi i widoczna jest na niebie jako obiekt o jasności 13.8 magnitudo. Oznacza to, że jej jasność absolutna wynosi 5.7 magnitudo (dla Słońca jest to 4.8). Wg katalogu GSC 2.2 jasność fotograficzna w zakresie F (600-750 nm) wynosi 13.70 mag, w zakresie J (400-500 nm) – 14.52 mag, co można przeliczyć na następujące jasności w systemie griz: g=14.07, r=13.92. Obliczony na tej podstawie indeks koloru (B-V) wynosi 0.36, co odpowiada temperaturze powierzchni 7100K (dla Słońca 0.63 i 5800K). Porównując te wartości zauważymy, że gwiazda jest nieco słabsza i bardziej niebieska od naszej gwiazdy centralnej. Z kolei dane w katalogu 2MASS w zakresie fal podczerwonych (J=12.428 mag, H=11.931 mag i K=11.812 mag) wskazują na bardziej czerwony od Słońca kolor obiektu. Czy w oparciu o t0 można pokusić się o dywagacje na temat rozmiaru gwiazdy? Nie potrafię odpowiedzieć na to pytanie. Intuicja podpowiada mi, że bezpiecznie jest założyć, że gwiazda nie będzie miała większej średnicy od Słońca. A tarcza słoneczna z takiej odległości miałaby rozmiar 0.00002″.

W najważniejszych katalogach gwiazda oznaczona jest jako GaiaSrc869456622303347584 (katalog Gaia), 569-039048 (UCAC4) i 569-147050 (URAT1). Gwiazda znajduje się także w katalogu WDS (The Washington Double Star Catalogue) jako słabszy składnik układu podwójnego 07223+2342POU2726, przy czym jaśniejsza gwiazda o jasności 11.34 mag. znajduje się 10.4″ w kierunku północno-wschodnim. Na ilustracjach poniżej zakrywana gwiazda została oznaczona strzałką czerwoną, a drugi składnik układu podwójnego – zieloną.

2003WU188_photo_mapaGaiaMapa obszaru zjawiska wg Carte du Ciel (katalog Gaia DR1).

2003WU188_photoZdjęcie omawianego fragmentu nieba wg serwisu Aladin.

Jak będzie przebiegać zjawisko?

Powyższe rozważania dotyczące rozmiaru kątowego gwiazdy, rozmiarów obu składników układu planetoidy, odległości między nimi i prędkości na niebie posłużą nam teraz do opisania możliwego przebiegu zjawiska.

Jak szybko zniknie gwiazda?

Biorąc pod uwagę założoną średnicę kątową gwiazdy oraz prędkość ruchu planetoidy wśród gwiazd znikanie, jak i pojawianie się gwiazdy może trwać maksymalnie 0.027 sekundy. Gwiazda więc najprawdopodobniej zniknie nam z oczu i pojawi się bez efektu przygaszania. Gdyby efekt przygaszania został zaobserwowany oznaczałoby to, że albo gwiazda jest znacznie większa albo, że posiada jakiegoś jeszcze jednego, nieodkrytego dotychczas towarzysza!

Jak długo potrwa zjawisko?

Czas zakrywania gwiazdy będzie równy czasowi, jaki jeden bądź drugi składnik planetoidy będzie pokonywał odległość równą jego rozmiarom kątowym. Dla mniejszego składnika będzie to 5.3s, dla większego – 8.0s. Są to czasy maksymalne na jakie może zniknąć gwiazda, zakładając, że obserwator będzie znajdował się dokładnie na linii gwiazda – środek planetoidy. Przy korzystnym ułożeniu układu względem obserwatora możliwe są dwa zniknięcia gwiazdy, zakrywanej kolejno przez oba składniki. Maksymalny czas jaki może upłynąć między obu zniknięciami wynosi 70.4s. Niestety, bardziej prawdopodobna jest sytuacja, że planetoidy ominą gwiazdę – nawet jeśli środek ich masy znajdzie się centralnie przed nią.

Czy zjawisko na pewno u mnie wystąpi?

To jest pytanie o kilka rzeczy:

a) jak dokładnie znamy położenie miejsca obserwacji?

b) jak dokładnie znamy położenie gwiazdy?

c) jak dokładnie znamy orbitę planetoidy?

d) jak dokładnie możemy określić położenie obu obiektów układu planetoidy względem siebie?

Co do pierwszego pytania – pozostawmy je bez głębszej dyskusji. Określenie położenia geograficznego na podstawie GPSu jest dziecinnie proste.
Pytanie drugie, dotyczące położenia gwiazdy. Dzięki misji Gaia świat astronomiczny od września br. dysponuje znakomitym narzędziem jakim jest nowy, dokładniejszy niż jakikolwiek dotychczas dostępny, katalog gwiazd. Błąd współrzędnych naszej zakrywanej gwiazdy został w nim określony na 0.0059″. To tyle, ile wynosi rozmiar większego składnika planetoidy. Dodatkowo niepewność ta może być powiększona o 0.00233″ – tyle bowiem prawdopodobnie wynosi paralaksa roczna zakrywanej gwiazdy. Poniższa ilustracja (wygenerowana w programie Occult4) pokazuje położenie gwiazdy wg katalogu Gaia (kolor seledynowy), oraz wcześniejszych katalogów – URAT1 (pomarańczowy) i UCAC4 (czerwony). Przerywane linie oznaczają deklarowaną niepewność współrzędnych. Biały punkt to środek masy układu planetoidy w momencie spodziewanego zakrycia dla mojego miejsca obserwacji, a biały okrąg wyznacza obszar, na którym mogą znaleźć się składniki układu w chwili zdarzenia w swoim ruchu dookoła środka masy.

2003WU188

Do niepewności co do położenia gwiazdy dochodzi pytania o elementy orbity planetoidy. Czy znamy je wystarczająco dokładnie? Czy dobrze potrafimy określić perturbacje w jej ruchu ze strony innych ciał układu słonecznego? Obecnie na świecie są 3 ośrodki obliczające elementy orbit planetoid, stosujące lekko odmienną metodologię. Przyjrzyjmy się zatem, jak przebiegłoby zjawisko wg każdego z 3 źródeł:

2003WU188_wgMPC Przebieg zakrycia wg el.orbity pobranych z MPC.

2003WU188_wgAST Przebieg zakrycia wg el. orbity pobranych z AstOrb.

2003WU188_wgJPL Przebieg zakrycia wg el. orbity pobranych z JPL.

I na koniec pytanie o to, czy ruch obu składników układu planetoidy wokół wspólnego środka masy będzie miał wpływ na nasze obserwacje. Krótka odpowiedź brzmi – tak. Choć byśmy znali zarówno położenie gwiazdy jak i położenie układu planetoidy w ruchu dookoła Słońca z największą precyzją, nie wiedząc niemal nic o ruchu planetoid wokół siebie możemy powiedzieć tylko tyle, że znajdą się one gdzieś wewnątrz białego okręgu z pierwszej ilustracji. Szanse, że któraś z nich zakryje gwiazdę odpowiadają z grubsza stosunkowi sumy powierzchni obu planetoid do powierzchni koła, czyli 1:65.

Na podstawie tego, co wyżej napisałem, może się wydawać, że szanse na zaobserwowanie zjawiska są dość nikłe. To prawda. Occult4 ocenił je na 0-1%. Ale jeśli uda nam się zaobserwować zakrycie, a może i 2 kolejne zakrycia, ilość wiedzy o tym odległym świecie dwóch zagubionych na krańcach układu planetarnego kosmicznych skał znacząco się powiększy.

Add a Comment

Your email address will not be published.