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±0.02, ∼8.26, 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.
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.
 |
| 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.
Sastanak sa Oumuamaom, prvim posetiocem sa druge zvezde
KOJI TELESKOP DA KUPIM?
