2008 BT18

O asteroide binário (450894) 2008 BT18 foi observado em Salvador entre 24 e 26 de julho de 2008 (UT), poucas semanas depois de observações de radar realizadas em Arecibo e Goldstone revelarem que o objeto era um sistema binário. O componente principal tem cerca de 600 m de diâmetro, enquanto o secundário possui mais de 200 m. No artigo que publiquei posteriormente com Alberto Brum Novaes, foram reportadas 452 imagens CCD obtidas no filtro V, cada uma com 30 s de exposição.

A análise fotométrica, realizada com séries de Fourier pelo programa MPO Canopus, forneceu um período sinódico de rotação de 2,726 ± 0,007 h e uma amplitude extremamente pequena, de apenas 0,045 ± 0,002 mag. Na mesma época, Pravec havia obtido um período de aproximadamente 2,57 h. A diferença entre as duas determinações é pequena, cerca de 9,3 minutos, mas a baixíssima amplitude da curva de luz e a natureza binária do objeto tornam a interpretação da fotometria particularmente difícil.

A pequena amplitude me levou, já naquela época, a considerar a possibilidade de estarmos observando o componente principal com seu eixo de rotação próximo à nossa linha de visada. Nesse caso, mesmo um corpo não perfeitamente esférico poderia apresentar variações muito pequenas de brilho ao girar. Anos depois, essa hipótese ganhou um elemento interessante: em 2018, Brian Warner analisou novas observações de 2008 BT18 e encontrou uma componente fotométrica de aproximadamente 2,55 h, em bom acordo com a determinação de Pravec, mas também uma modulação muito mais longa, de 44,01 h. Warner discutiu justamente a possibilidade de o componente principal estar sendo observado quase pelo polo, enquanto a variação de longo período poderia estar relacionada à rotação de um satélite alongado, possivelmente sincronizada com seu movimento orbital.

Há ainda outro capítulo interessante nessa história. A Asteroid Lightcurve Database (LCDB) passou a registrar minha determinação de 2,726 h com código de qualidade U=1. É importante esclarecer o significado dessa classificação: o código U é uma avaliação da confiabilidade da solução de período, e não simplesmente da qualidade dos dados. Pela definição atual da própria LCDB, U=1 é usado quando a solução pode estar errada e quando a variação interpretada como rotacional poderia, em princípio, resultar de ruído ou de erros de calibração. A meu ver, essa classificação é excessivamente pessimista neste caso e, principalmente, não pode ser justificada apenas pela existência da solução de 2,5702 h.

Isso ficou ainda mais evidente em 2019. Em sua dissertação de mestrado sobre modelagem tridimensional de asteroides próximos da Terra, Jonatan Michimani García aplicou técnicas de inversão de curvas de luz aos dados disponíveis para 2008 BT18. O menor valor de χ² em sua busca de período ocorreu em 2,72532 h. A diferença em relação ao valor que publicamos dez anos antes, 2,726 h, é de apenas 0,00068 h, ou cerca de 2,45 segundos, muito menor do que a incerteza de ±0,007 h da determinação original. Michimani ressaltou, contudo, que a natureza binária do sistema dificulta a inversão e que são necessárias mais curvas de luz, obtidas em diferentes geometrias e aparições, para estabelecer de maneira definitiva sua forma, orientação do eixo e períodos envolvidos.

Portanto, a história de 2008 BT18 é mais interessante do que simplesmente escolher entre 2,57 h e 2,726 h. Trata-se de um sistema binário, observado com amplitude fotométrica muito pequena, no qual diferentes conjuntos de dados revelaram componentes próximas de 2,55–2,57 h, uma solução próxima de 2,726 h e uma modulação de aproximadamente 44 h. O próprio caráter binário e uma possível geometria próxima à observação polar podem explicar parte dessa complexidade. O resultado que obtivemos em Salvador continua, assim, sendo uma peça relevante desse quebra-cabeça.

Também determinei a curva de fase do objeto utilizando nossas magnitudes e medidas publicadas pelo Minor Planet Center. Quando H e G foram ajustados simultaneamente, obtivemos H = 18,2 ± 0,2 e G = 0,2 ± 0,1. Com esses valores e o albedo adotado para um asteroide do tipo V, estimamos um diâmetro de aproximadamente 0,51 km, em bom acordo com o valor de cerca de 0,6 km obtido por radar. Esses resultados foram publicados em 2009 no Minor Planet Bulletin e podem ser consultados no NASA ADS.

Curva de luz de 2008 BT18 em função da fase rotacional, ajustada com
um período de 2,726 ± 0,007 h. A linha contínua representa o ajuste
por uma série de Fourier de quarta ordem.

Curva de fase H-G de 2008 BT18. A curva preta corresponde ao melhor ajuste,
com H = 18,2 ± 0,2 e G = 0,2 ± 0,1. A curva vermelha representa a solução
obtida adotando G = 0,36, valor considerado para um asteroide do tipo V.