Asteroidi 1950 DA

Tutkakuva asteroidi 1950 DA:sta.

Kuluneen viikon aikana on kohistu asteroidista (1950 DA) joka saattaisi olla törmäyskurssilla maapallon kanssa. Törmäyksen todennäköisyys olisi suurin maaliskuun 16 päivänä vuonna 2880. 

Törmäyksen tekee mahdolliseksi se, että asteroidin radan Aurinkoa lähinnä oleva piste, periheli, on 0,835 au:n etäisyydellä Auringosta ja kaukaisin piste, apheli, 2,5618 au:n etäisyydellä. Tästä syystä asteroidi kulkee Maan ratatason poikki kaksi kertaa jokaisella kierroksella.

Tutkijat laskevat törmäyksen olevan todellisuudessa epätodennäköinen, sillä se voisi tapahtua enintään kerran kolmensadan vastaavan ohituksen joukosta. Tämäkin arvio on todennäköisyyden yläraja, sillä tilastollisesti tarkasteltuna törmäyksen todennäköisyys on useimmissa laskelmissa noin 1:4000 [1].

Toisin kun planeettojen, niin asteroidien radat ovat herkkiä erilaisille häiriötekijöille. Yleisesti ottaen asteroidien ratoja häiritseviä tekijöitä on kymmeniä, jotka täytyy ottaa huomioon laskelmissa.  Asteroidi 1950 DA:n tapauksessa on olemassa kaksi tekijää ylitse muiden: Yarkovsky:n ilmiön vaikutus[2] ja asteroidi 78 Dianan [3] ohitus noin 450 000 km etäisyydeltä elokuun 5. päivänä vuonna 2150. 

Muitakin vähäisempiä rataa muuttavia tekijöitä on runsaasti, mutta Yarkovskyn ilmiön vaikutus on vähintään yhtä suuri tai jopa kolminkertainen kuin muut tekijät yhteensä. Esimerkiksi planeettojen ja asteroidivyöhykkeen suurimpien asteroidien aiheuttamat gravitaatiohäiriöt muuttavat asteroidien ratoja hyvinkin paljon ajan kuluessa. Tätä kuitenkin hillitsee 1950 DA:n radan kaltevuus ekliptikasta, joka on peräti 12,175°. Kuvaa tutkimusten tarkkuudelle on, että esimerkiksi Auringon muodon [5] vaikutus otetaan huomioon laskelmissa.

Hieman historiaa

Asteroidi 1950 DA:n löysi Carl A. Wirtanen Lick observatoriossa helmikuun 23. päivänä vuonna 1950. Hän pystyi seuraamaan asteroidia 17 vuorokauden ajan, mutta sen jälkeen se katosi. Syy katoamiseen oli epätarkoissa ratalaskelmissa, joiden perusteella taivasta kuvattiin väärästä paikasta [4]. 

Asteroidin katoaminen ei kuitenkaan ollut pysyvää, vaan se löydettiin uudelleen joulukuun 31. päivänä vuonna 2000. Silloin sille annettiin tunnus 2000 YK₆₆ nykyisen nimeämis- ja luettelointikäytännön mukaisesti. Kuitenkin jo parin tunnin kuluttua havaittiin sen olevan vanha tuttu, nimittäin asteroidi 1950 DA.

Maaliskuun 5. päivänä vuonna 2001 asteroidi kulki Maan ohi noin 7 789 950 km etäisyydeltä. Näin läheltä kulkiessaan sen tutkiminen tutkalla Golstonen ja Arecibon radioantenneilla (3.–7.3.) tuli mahdolliseksi. 

Tutkimustulokset osoittivat asteroidi 1950 DA:n olevan hieman soikea, noin 1,1–1,4 km halkaisijoiltaan oleva kappale, ja josta tutkasignaali heijastuu hyvin. Samaan aikaan tsekkiläiset  Lenka Sarounova ja Petr Pravec  päättelivät valokäyrästä asteroidin pyörivän itsensä ympäri hyvin nopeasti: pyörähdysaika on vain 2,1216 tuntia. Näin nopeasti pyörivä kappale täytyi olla hyvin kiinteä ja sen tiheyden täytyy olla asteroidiksi suuri (yli 3000 kg/m³), oletettavasti sisältäen merkittävästi rauta-nikkeliä tai enstatiittikondriittia.

Heinäkuussa 2003 tutkijat Steven N. Ward (Institute Institute of Geophysics and Planetary Physics, University of California, Santa Cruz, CA) ja apulaisprofessori Erik Asphaug  (Earth Science Board, University of California, Santa Cruz, CA) julkaisivat Geophysical Journal International  -tiedejulkaisussa tutkimuksen asteroidin törmäyksen vaikutuksista. 

Tutkimuksessa törmäyspaikkana pidettiin 1950 DA:n mahdollista törmäyspaikkaa Atlantilla lähellä USAn rannikkoa. Tutkijoiden mukaan Yhdysvaltain rannikolle iskeytyvä tsunami olisi korkeudeltaan noin 100 m ja se iskeytyisi Yhdysvaltojen rannikolle alle kahdessa tunnissa. Euroopan ja Afrikan rannikolle iskeytyvän tsunamin korkeus olisi noin 15–20 m ja se tapahtuisi 9–15 tuntia törmäyksen jälkeen.

Nykytilanne

Asteroidin nykytilanne on kohtuullisen hyvin tunnettu. Uusimmat havainnot vuodelta 2012 Arecipon radioteleskoopilla osoittavat törmäysmahdollisuuden olevan pois suljettu, ollen jo edellä mainittu 1:4000. Analyysin tulos julkaistiin lokakuussa 2013 [6].

Syy nykyiselle mediahypetykselle on, että Tennesseen yliopiston tähtitieteilijöiden Ben Rozitis, Eric MacLennan ja Joshua P. Emery julkaisi analyysin asteroidin rakenteesta Nature-tiedejulkaisussa 14. elokuuta (2014). Heidän mukaansa alle 10 km asteroidien normaalien koossa pitävien voimien (gravitaatio ja kitka) lisäksi tarvitaan koheesio (Van der Waalsin) voimaa, jotta asteroidi ei hajoaisi nopeasta pyörimisestä johtuen. 

Koheesio [7] ei kuitenkaan ole kovin voimakas voima, joten pienikin häiriö saattaa saada nopeasti pyörivän asteroidin pirstoutumaan paljon pienemmiksi kappaleiksi. Yli 150 metriset asteroidit ovat rakenteellisesti kivikasoja, jonka yksittäiset kivet ovat sitoutuneet toisiinsa löyhästi, lähinnä gravitaation vaikutuksesta. Koheesion vaikutuksia asteroideissa ei ole kovin hyvin osoittamaan ja aikaisempi (paras) esimerkki voiman vaikutuksesta on ollut komeetan P/2013 R3 ytimen pyörimisestä aiheutunut hajoaminen.

Huomautukset

[1] Tieteellisissä tutkimuksissa jonkin tapahtuman todennäköisyyttä arvioidaan hyvin usein Monte Carlo - menetelmällä. Menetelmässä simuloidaan tietokoneella tutkittua tilannetta muuntelemalla oletus tai lähtöarvoja (yleensä satunnaisesti) äärimmäisen vähän oletettujen tai laskettujen virhearvojen sisällä ja laskemalla mihin muutokset johtavat. Kun tehtävää on simuloitu riittävän monta kertaa, saadaan tilastollinen todennäköisyys tapahtumalle. 

[2] Yarkovskyn ilmiön vaikutus on asteroidin pintaan imeytyneen energian uudelleen säteily ir-aallonpituudella. Pyörivällä kappaleella säteilyn maksimi esiintyy iltapäivällä ja säteily aiheuttaa pienen mutta kumuloituvan reaktiovoiman. Mitä nopeammin kappale pyörii, sitä myöhemmin iltapäivällä säteilymaksimi on. 

Jos kappale pyörii samaan suuntaan kuin mitä se kiertää Auringon ympäri, Yarkovskyn efekti on lisää kappaleen kineettistä energiaa, joka muuttuu potentiaalienergiaksi. Toisin sanoen, kappaleen rata laajenee. Vastakkaiseen suuntaan pyörivä kappale menettää energiaansa ja sen rata suppenee. Muussa suunnassa kuin ratatasossa pyöriminen voi aiheuttaa esimerkiksi radan kaltevuuden, inklinaation, muuttumisen.

[3] Asteroidi 78 Dianan halkaisija on noin 125 km ja vaikka ohitusetäisyys on hieman suurempi kuin Kuun etäisyys Maasta, sen gravitaation muuttaa asteroidi 1950 DA:n rataa niin paljon, että se on otettava huomioon vuoden 2880 rataa laskettaessa.

[4] Asteroidien jatkuva seuranta maapallon vuorokausirytmistä ja vaihtelevista sääolosuhteista johtuen on mahdotonta. Sen vuoksi jo ensimmäisistä havainnoista muutaman tunnin välein uusille asteroideille tehdään alustava ratalaskelma, jonka perusteella se on uudelleen valokuvattavissa heti, kun se on mahdollista. Lyhyellä aikavälillä tehdyt ratalaskelmat ovat luonnollisesti hyvin epätarkkoja, mutta yleensä ne kuitenkin antavat oikein sen taivaan-alueen, jossa asteroidi on näkyvissä. Hyvällä onnella seurattu asteroidi löytyykin valokuvalevyistä ja ratalaskelmat voidaan tehdä uusiksi paremmalla tarkkuudella. Joskus näin ei tapahdu ja asteroidi katoaa.

Edellä kuvattu etsintämenetelmä oli käytössä 1950-luvulla. Observatoriot olivat yhteydessä keskenään enintään puhelimitse tai sähkeitse, joten tiedon kulku ja useiden eri observatorioiden yhteistyö uusien asteroidien löytämiseksi oli hidasta ja aika tavalla rajoittunutta muiden tutkimusohjelmien vuoksi. Nykyisin tilanne on toinen; Internetin välityksellä tieto löydöstä on muiden tutkijoiden ja harrastajien käytössä parissa minuutissa ja asteroidin seuraaminen 24/7 -pohjalta on mahdollista.

[5] Aurinko on planeettojen tavoin hieman litistynyt navoiltaan pyörimisensä vaikutuksesta.

[6] D. FArnocchia ja S. R. Chesley (molemmat työskentelevät Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology) julkaisivat laajan tutkimuksen (29-sivuisen) Astrophysic.EP julkaisussa 12.11.2013.

[7] Koheesio (yl.) on samanlaisten molekyylien välillä vaikuttava sähköinen vetovoima, joka johtuu molekyylien muodoista ja elektronien epätasaisesta jakautumisesta. Hyvä esimerkki on vesipisaran pintajännitys, jonka perimmäisenä syynä on vesimolekyylien välinen voimakas koheesiovoima, johtuen vesimolekyylin voimakkaasta (sähköisestä)polaarisuudesta. Van der Waalsin koheesio on heikompi voima ja se syntyy ei-polaarisissa molekyyleissä lähinnä indusoitumisen seurauksena.