288P: kometa pasa głównego

Zdjęcia 288P uzyskane przez zespół kierowany przez Javiera Licandro (Licandro, J., Moreno, F., de León, J, Tozzi, G.P., Lara, M. i Cabrera-Lavers, A. 2013, A&A, 550, A17) za pomocą teleskopu GTC w Hiszpanii w 2011 roku (panel lewy) oraz przez nas w 2015 roku (panel prawy). Nasze zdjęcie jest nałożeniem 444 pojedynczych zdjęć z teleskopów Keck II i Gemini-South, a jego łączny czas ekspozycji wynosi 7 godzin. Zastosowaliśmy specjalną procedurę przetwarzania obrazu w celu usunięcia gwiazd i galaktyk tła.

Zespół naukowców złożony z Wacława Waniaka i Michała Drahusa z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego obserwował ten intrygujący obiekt za pomocą dwóch dużych teleskopów pracujących w tandemie: Keck II na Hawajach i Gemini-South w Chile. Dzięki uzyskanym danym przeprowadzono analizę zmian jasności w czasie. Pozwoliło to nam lepiej scharakteryzować obiekt 288P. Co najważniejsze, mogliśmy przeanalizować scenariusz jego ewolucji, zaczynając od podziału bilobowego (wydłużonego obiektu z przewężeniem albo dwóch brył połączonych przesmykiem) ciała macierzystego do obecnego stanu, w którym jeden fragment rotuje powoli, drugi szybko, a oba krążą wokół siebie w rekordowo dużej odległości.

Komety pasa głównego charakteryzują się zarówno cechami planetoid, okrążających Słońce zazwyczaj pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza, jak i komet, ponieważ wykazują długotrwałą i powtarzającą się aktywność. Uwalniają materię, tworząc otoczkę pyłową zwaną komą lub warkocz, typową cechę komet. Od czasu do czasu podlegają nieoczekiwanym i spektakularnym zjawiskom rozpadu, jak np. P/2010 A2 (LINEAR) lub P/2013 R3. Jednak obecne zainteresowanie badaniami aktywnych planetoid nie wynika z ich osobliwości, lecz z ich roli jako obiektów odpowiedzialnych za pierwotne dostarczanie wody na powierzchnię Ziemi.

Znamy setki obiektów podwójnych wśród typowych planetoid i najprawdopodobniej planetoidy podwójne są dość częste, ale 288P jest jedyną znaną podwójną kometą pasa głównego. Z obserwacji HST wykonanych przez zespół naukowców pod kierownictwem Jesicy Agarwal (Agarwal, J., Jewitt, Mutchler, M., Weaver, H. i Larson, S. 2017, Nature, 549, 357) znamy średnią odległość między oboma składnikami, która wynosi nieco ponad 100 km i jest rekordowa w porównaniu z rozmiarami samych fragmentów, które są rzędu kilku kilometrów. Z drugiej strony, 288P, jak typowa aktywna planetoida, uwalnia materię podczas przechodzenia przez obszar orbity najbliższy Słońcu i wygasza aktywność emisyjną, będąc daleko od naszej gwiazdy. Rysunek 1 przedstawia obrazy tego obiektu w tych dwóch różnych sytuacjach.

Zdjęcie, które otrzymaliśmy (prawy panel) przedstawia nudny wygląd komety 288P, bez śladu komy lub warkocza, które są widoczne na lewym panelu, ale z powodu braku tych tworów mogliśmy zmierzyć niezaburzoną jasność komety, na którą nie miało wpływu ich światło. Pozwoliło nam to przeanalizować, jak ta jasność zmieniała się w czasie. Takie zmiany, jeśli są okresowe, są wynikiem obrotu niekulistego ciała świecącego światłem odbitym, gdy wielkość odbijającej powierzchni widzianej przez obserwatora zmienia się z powodu rotacji. Niestety w przypadku 288P mamy do czynienia z superpozycją zmian pochodzących od obu jego fragmentów, ponieważ odległość stu kilometrów dzieląca składniki jest zbyt mała w porównaniu z setkami milionów kilometrów odległości między Ziemią a 288P, aby zobaczyć fragmenty całkowicie rozdzielone. Dzięki specjalnemu podejściu angażującemu wiedzę o właściwościach odbijających powierzchni planetoidy byliśmy w stanie rozdzielić te nałożone na siebie zmiany jasności (rysunek 2). Udało nam się wyznaczyć okresy rotacji obu składników komety 288P, które wyniosły odpowiednio 15,9 h i 3,4 h dla większego i mniejszego fragmentu. Najbardziej prawdopodobnym kształtem obu ciał jest wydłużona sferoida (coś w rodzaju ogórka), obracająca się wokół osi prostopadłej do kierunku wydłużenia. Rozmiary składników wynoszą 2,2x1,4x1,4 km i 1,3x 1,2x1,2 km, co wskazuje, że większy obiekt jest znacznie bardziej wydłużony niż mniejszy.

Po przeanalizowaniu obecnego stanu fizycznego komety 288P i możliwej genezy jej podwójności, nakreśliliśmy spójny scenariusz jej ewolucji, która najprawdopodobniej rozpoczęła się od rozpadu bilobowego ciała macierzystego na dwa fragmenty. Przyczyną rozpadu jest krytycznie szybki obrót, dla którego siła odśrodkowa pokonuje grawitację i siły spójności utrzymujące dwie bryły razem. Taki wzrost prędkości obrotowej mógł być wynikiem efektu odrzutu związanego z odpowiednio ukierunkowanym wypływem materii z komety. Oszacowaliśmy ten krytyczny okres obrotu, który wydaje się wynosić od 3 do 8 godzin, w zależności od przyjętych założeń modelu. Przyczyną znacznego spowolnienia obrotu większego fragmentu do dzisiejszego okresu 16 godzin jest oddziaływanie pływowe między komponentami (jak w przypadku oceanów ziemskich), które zmniejsza energię obrotu poprzez deformacje ciał. Z pewnością mniejszy fragment powinien znacznie bardziej spowolnić swój obrót niż większy lub zostać związany pływowo (jak nasz Księżyc, który obraca się z tą samą prędkością, z jaką obiega Ziemię). Zakładając, że to mniejszy obiekt emituje gaz i pył, efekt odrzutu mógł zaburzyć interakcję pływową, a to mogło doprowadzić do jego stosunkowo szybkiej rotacji obserwowanej obecnie oraz do znacznego wzrostu średniej odległości między składnikami 288P.