Asteroides cuasi-satelitales        

LOS ASTEROIDES HERRADURA Y CUASI-SATÉLITALES EN ÓRBITAS TIPO TIERRA.

M. Connors, C. Veillet, R. Brasser,  P. Wiegert , P. W. Chodas, S. Mikkola y K. Innanen.

Traducción: Jesús A. Guerrero O.

 

Introducción:

El reciente descubrimiento del asteroide 2003 YN107 es el primero y hasta ahora el único de una clase de objetos cuasi-satélites (QS) de la Tierra. El asteroide 2002 AA29 se encuentra en una órbita tipo herradura (HS) pero tiene períodos de conducta cuasi-satelital. Ambos asteroides siguen de muy cerca la órbita de Tierra. 2002 AA29 tiene una inclinación aproximada de 11º mientras que 2003 YN107 es menor de 5º, haciéndolo el objeto con órbita más cercana conocida. Los asteroides 2003 YN107, 2002 AA29 y otros objetos cuyas órbitas son resonantes con la Tierra, forman una nueva clase importante de cuerpos co-orbitales con una dinámica interesante y son los mejores objetivos para misiones espaciales con el retorno de muestras de los asteroides.

Figura 1. Órbita parcial (1981-2026) del asteroide 2003 YN107 centrado en el episodio actual de Cuasi-satélite (QS), envolviendo a la Tierra (el punto azul al fondo). Las vueltas cercanas a la Tierra son el evento QS y la excentricidad de la órbita disminuye a medida que el asteroide se mueve de izquierda a derecha (pre-encuentros en rojo) a través del estadio cuasi-satelital (QS). La gráfica suministra tres vistas, desde arriba, con 30º de elevación y en el mismo plano de la Eclíptica. El Sol (en amarillo) se muestra hacia el centro, pero el gráfico no está a escala.

 

La conducta del cuasi-satélite:

El asteroide 2003 YN107 tiene una órbita tipo Tierra en extremo (en la Fig. 1 la órbita heliocéntrica del cuerpo sigue muy de cerca a la Tierra). Permanece dentro de 0,1 AU de Tierra durante los próximos 10 años (1996-2006), haciendo lazos tipo satélites con una alta inclinación y con período de un año (Fig. 2). Durante el estadio QS no se cierran completamente las órbitas alrededor de la Tierra y más exactamente son partes de una órbita en torno al Sol, fuertemente perturbadas por la gravedad de la Tierra.

Figura 2. Closeup del comportamiento Cuasi-satelital. Gráfico con vistas desde arriba y de costado. La tierra no está a escala. Cada vuelta toma un año.

 

El movimiento cuasi-satelital (QS) es una parte temporal de la interacción de tres cuerpos ofreciendo también características de movimiento co-orbital en herradura (HS), con libraciones del asteroide haciéndolo retornar cuando encuentra con la Tierra, en la parte de la órbita que coincide con el hueco de la herradura. Previo al comportamiento cuasi-satelital, 2003 YN107 había estado en una órbita de herradura (HS) muy cercana a la Tierra, siguiéndola por varios cientos años. Ingresó al comportamiento QS al acercarse a la Tierra (en el cielo de la tarde; rojo en las figuras 1 y 2) y abandonará ese comportamiento prácticamente con el  mismo semieje mayor de su órbita cuando se aproxime al cielo de la mañana (en la gráfica con trazos negros). Después reingresará a la órbita en herradura (HS) haciendo una libración de 123 años, para entonces después de una interacción muy cercana con la Tierra, realizar una transición a una órbita circulante.

 

La teoría clásica de la interacción de tres cuerpos describe el movimiento de un planeta y pequeños compañeros alrededor del Sol. Hasta ahora sólo se tenía conocimiento de las libraciones  “troyanas” alrededor del punto de Lagrange de Júpiter, Marte y más recientemente Neptuno [2]. Orbitas del tipo HS, QS y otros casos más complejos como el del asteroide 3753 Cruithne [3] pueden ocurrir. La órbita HS puede ser descrita por la teoría clasica de los tres cuerpos, al menos en un plano, mientras que el caso Cruithne, tiene una interacción compleja en tres dimensiones. Las orbitas cuasi-satelitales (QS) observadas hasta ahora requieren una consideración de la tercera dimensión [4,5].

 

Las órbitas herradura:

El asteroide 2002 AA29 está actualmente en una órbita HS (Fig. 3). Fue un QS en el pasado [1], y volverá a serlo dentro de unos 500 años. En los acercamientos actuales a la Tierra, su semieje mayor “a” se alarga si la aproximación se realiza en el cielo de la tarde y disminuye si la Tierra se aproxima por el cielo de la mañana.

Figura 3. Órbitas Parciales de 2002 AA29 en 1881-1933 y 1976-2028, con vistas y escalas similares a la Fig. 1. La visita actual se muestra a la derecha con el acercamiento en rojo. El alargamiento del semieje mayor “a” resulta de la captura por parte de la Tierra. El asteroide fue perturbado, disminuyendo su semieje mayor y lanzándose hacia delante (orbita en negro). En la última visita, ocurrida en 1908 (a la izquierdo) el asteroide se acercó al disminuir “a” (en rojo) y fue perturbado, alargando el semieje mayor “a” y se quedó detrás (en negro). La mayor inclinación de su órbita produce vueltas verticales mas grandes que para 2003 YN107. 

 

Las integraciones orbitales:

Usando los elementos orbitales extraídos del Centro de Planetas Menores [6], se utilizo Mercury [7] para trazar la órbita de 2003 YN107, 300 años hacia delante y atrás y también se utilizó el Sistema en Línea Horizons de la JPL [8] para el lapso de tiempo comprendido entre los años 1600 – 2200.  Las numerosas integraciones subsecuentes, incluyendo las 300 órbitas reproducidas dentro de los límites de error de una órbita refinada, muestran la misma conducta básica con pequeñas dependencias en el tratamiento del sistema Tierra-luna. La discusión de la evolución a largo término del asteroide 2003 YN107 será tratada mas adelante, como se ha hecho para 2002 AA29 [1]. 

 

Las observaciones:

2003 YN107 se descubrió por el sistema LINEAL [9] el 20 de diciembre del 2003, con V~18.8 y elongación ~105º. El 21 de diciembre del 2003, pasó 0.0149 AU de la Tierra (menos de 6 distancias lunares) con una velocidad baja de 2.35 km/s. Las circunstancias del descubrimiento de 2002 AA29 eran similares [1]. El estar fuera de la zona de Oposición, actuó en contra del descubrimiento del comportamiento de las órbitas tipo HS y QS. Los dos asteroides son objetos pequeños de unos 20 m de diámetro [10]. Observaciones posteriores, realizadas por nosotros y por R. H. McNaught y G. J. Garradd, nos permitieron fijar la órbita de 2003 YN107. Para el asteroide 2002 AA29 se investigó por radar pero no se pudo mejorar la determinación de su órbita [11]. Hay una indicación de períodos de rotación rápidos para ambos objetos. 

La discusión:

El descubrimiento de objetos con órbitas sumamente similares a la Tierra es interesante por varias razones. La dinámica de interacción de QS/HS es  intrínsicamente interesante, con implicaciones para astrodinámica [12]. El origen de tales objetos es incierto, pero es bastante probable que las órbitas sean temporales [5]. 2002 AA29 y 2003 YN107 se desplazan en órbitas muy similares a la Tierra. ; 2000 PH5 [14,15] y 2001 GO2 [15] tienen un semieje mayor de su órbita más largo que el de la Tierra y 3753 Cruithne [5], y posiblemente otros objetos, se encuentran en una compleja resonancia 1:1. Objetos de baja excentricidad “e” podrían tener un origen en el sistema Tierra-luna [13]. Resultados del radar [11] sugieren que 2002 AA29 tiene un albedo comparativamente alto y puede apoyar este origen. Cuando más objetos se descubran, las estadísticas pueden ayudar a determinar el origen de los objetos co-orbitales y su relación con otros NEA (Near Earth Asteroid, Asteroides Cercanos a la Tierra) [16]. La baja velocidad de los asteroides co-orbitales a la Tierra los hacen buenos blancos para probar misiones y recursos espaciales [1,14,15].

 

Referencias:

[1] Connors, M. et al. (2002), Met. Plan. Sci. 37, 1435-1441.

[2] Chiang, E. (2003), IAU Circ. 8044, 3.

[3] Wiegert, P. et al. (1997), Nature 387, 685-686.

[4] Mikkola, S. and Innanen, K. (1997) In The Dynamical Behaviour of our Planetary System (Kluwer, Dordrecht, Holland) pp. 345-355.

[5] Christou, A. A. (2000), Icarus 144, 1-20.

[6] Minor Planet Center (2003), 2003 YN107. MPEC 2003-Y76.

[7] J.E.Chambers (1999), MNRAS 304, 793-799.

[8] Giorgini, J.D. et al. (1996), BAAS 28, 1158.

[9] Stokes, G. H. et al. (2000), Icarus 148, 21-28.

[10] JPL (2003), neo.jpl.nasa.gov

[11] Ostro, S. et al (2003), Icarus 166, 271-275.

[12] Valsecchi, G. B. and Perozzi, E. (1998), Planet. Space Sci. 46, 1623-1626.

[13] Bottke, W. F. et al. (1996), Icarus 122, 406-427.

[14] Margot, J. L. and Nicholson, P. D. (2003) AAS DPS Mtg. 34, #6.05

[15] Wiegert, P. et al. (2002) Eos Trans. AGU, 83(47), #P11A-0352

[16] Morais and Morbidelli, (2002) Icarus 160, 1-9.