2012 OQ

Imagem CCD LRGB do PHA 2012 OQ (seta). Este objeto provavelmente tem um diâmetro da ordem de algumas centenas de metros. O asteróide foi registrado como um traço na imagem devido a seu grande movimento próprio no céu. O objeto possuía uma magnitude estimada 15,5 e se encontrava a cerca de cinco milhões de quilômetros da Terra no instante do registro. A imagem foi obtida em 21-07-2012 UT no Observatório Slooh das Ilhas Canárias.

Lutetia e Rosetta

Encontro da sonda Rosetta com o asteróide (21) Lutetia em 10-07-2010 UT.

Comparação das Dimensões de Pequenos Corpos do Sistema Solar

Uma interessante comparação das dimensões de asteróides e cometas que foram visitados por sondas espaciais nos últimos trinta anos.  

C/2011 A3 (Gibbs)

Imagem LRGB do cometa Gibbs obtida em 23-06-2012 UT com o telescópio "Dome 1" do Observatório "Slooh" nas Ilhas Canárias (Espanha). O objeto possuía magnitude em torno de 16.

Cometa Gibbs (Seta)

Imagem da câmera All Sky do Observatório Slooh obtida algumas horas antes
 da imagem anterior. O telescópio "Dome 1" é visível  a esquerda da imagem. No horizonte é perceptível a poluição luminosa causada por cidades distantes.

2012 LZ1

Imagem CCD do PHA 2012 LZ1. Esta imagem foi obtida através do telescópio "Dome 1" em  15-06-2012 UT no Observatório Slooh das Ilhas Canárias (Espanha). O asteróide possuía magnitude V  estimada em 13,9 e estava a uma distância de 5,4 milhões da Terra.

Imagem obtida com o filtro "Luminance".

Dois NEAs Interessantes

Imagens CCD dos NEA Hephaistos e 2000 NF5. Estes asteroides têm órbitas bastante interessantes. 2000 NF5 é um "cruzador da órbita de Marte", ou seja, atravessa a órbita de Marte. Hephaistos tem órbita similar ao exame dos Taurídeos. Uma hipótese para a origem desta chuva é a fragmentação de um núcleo cometário com algumas dezenas de quilômetros de diâmetro. A fragmentação deste corpo pode ter gerado dezenas de asteroides, o cometa 2P/Encke e os meteróides associados ao complexo dos Taurídeos. Observei estes dois objetos em 04-10-2010 TU, usando um telescópio robótico de 0,43m em Nerpio (Espanha). O objetivo destas observações foi a obtenção dos índices de cor BVRI, sugerir uma classificação taxonômica e os parâmetros H e G dos asteroides. Os dados continuam inéditos. Nas animações, os asteroides são identificados pelos seus movimentos com relação ao fundo de estrelas.

2000 NF5 

Hephaistos e um possível fragmento de lixo espacial.

Astronomia no Jardim Botânico do Rio de Janeiro - (1)

Estátua da deusa romana Ceres no Jardim Botânico do Rio de Janeiro. Obtive esta imagem em 05-01-2012. Piazzi a homenageou dando seu nome para o primeiro asteróide descoberto. (1) Ceres, um pequeno mundo com  quase 1000km de diâmetro, dominou meu imaginário infantil. Fiquei intrigado em saber como ele era. Eu me perguntava se ele seria parecido ou não com a Lua. Seus segredos serão revelados em 2015 quando a sonda Dawn entrar em órbita deste objeto.

Ceres fitando o infinito

2008 EV5

Imagens radar do NEA 2008 EV5 obtidas entre 23-27/12/2008 UT. Os dados foram coletados no Observatório de Arecibo. Eu observei 2008 EV5 em 01 e 02/01/2009 UT em Salvador.  Combinando meus dados com os de observadores na Europa e China, a convergência ocorreu para um período de 10,200+/-0,002h e amplitude de curva de luz de ~0,1 magnitudes (2). Entretanto, esta última estimativa é um múltiplo (1) do período de 3,725+/0,001h e amplitude de 0,06 magnitudes identificado por Galad et al (2009). Este período foi considerado mais razoável aparentemente devido a sua consistência com os dados radar.  A ambiguidade entre minhas estimativas e a considerada mais adequada me fizeram criar duas regras para futuras observações: 1) O  sinal/ruído do asteróide e das estrelas de comparação devem ser algo em torno de 50. Este sinal/ruído possibilita a identificação de variações de brilho da ordem de 0,02 magnitudes. 2) As observações devem ter uma duração total de pelo menos 8h. Este valor é a mediana dos períodos de rotação dos asteróides baseado em uma copilação de dados de 2011. 

(1)

(2)

Šteins e Rosetta

Encontro da sonda Rosetta com o asteróide Šteins em 05-09-2008 UT.

NEAR-Shoemaker e (253) Mathilde

Encontro da sonda NEAR-Shoemaker com o asteróide (253) Mathilde em 27-06-1997.

Rotação do asteróide Itokawa

O NEO Itokawa foi visitado pela sonda japonesa Hayabusa em 2005. A Hayabusa foi desenhada para efetuar pousos rápidos na superfície deste asteróide. Durante estes pousos, um projétil seria disparado na direção do solo afim de dispersar o regolito superficial. A poeira levantada seria conduzida para uma cápsula hermeticamente fechada. Após a fase de coleta de amostras, a nave retornaria a Terra. Apesar do mecanismo de coleta não ter funcionado corretamente, a cápsula retornou (2) com  amostras do asteróide. Itokawa possui uma estrutura "rubble pile". O vídeo (1) sugere que o objeto é um conglomerado de fragmentos mantidos juntos pela gravidade e, possivelmente, um binário de contato. Esta  primeira hipótese parece ser correta baseada na análise das amostras recolhidas. O tempo de exposição a radiação do material é de cerca  de oito milhões de anos. Este tempo é inferior a idade do Sistema Solar, sugerindo que o asteróide se recombinou após um evento catastrófico do passado.

(1) - Rotação de Itokawa

(2) - Cápsula da Hayabusa reentrando na atmosfera próximo 

da Austrália.

Um satélite para o asteróide (911) Agamnenon?

O asteróide 911 faz parte do grupo dos troianos de Júpiter. Uma ocultação estelar, ocorrida em 19-01-2012 UT, apresentou duas diminuições de brilho. Isso pode sugerir a existência de um corpo invisível ao redor deste objeto. Imagino três possibilidades para explicar o ocorrido: a) A existência de um satélite do asteróide; b) Formato irregular do asteróide e c) Variação de intensidade devido a modificações do seeing. A hipótese a) é pouco provável, mas não impossível. O satélite deveria estar sobre a mesma linha do vetor velocidade de 911 no momento de sua ocultação. Uma configuração rara. O satélite poderia ser detectado através de observações AO com telescópios de grande porte. Para tal, a separação angular entre o asteróide e seu hipotético satélite deve ser no mínimo equivalente ao limite de difração do instrumento. Como a segunda diminuição de brilho ocorreu mais de 10 s depois, o satélite pode ser passível de detecção. A distância do satélite ao centro do primário pode ser da ordem de algumas centenas de quilômetros. b) O asteróide (216) Kleopatra pode apresentar  duas quedas de brilho, durante uma ocultação, dependendo do ângulo de visada devido a seu formato de "osso" (binário de contato). Entretanto, a ocultação do primário já havia terminado. Pelo tempo transcorrido até a segunda ocultação, o objeto deveria ser extremamente alongado e com um eixo maior algumas vezes maior que o diâmetro estimado para 911. Este diâmetro estimado pode ser obtido com a magnitude absoluta H e o albedo pv do asteróide. Quando H e pv são bem determinados, o diametro estimado tem discrepância mediana da ordem de 20% em relaçao a outros métodos.  Muito pouco provável. c) Segundo e-mails da lista da IOTA, o SNR destas observações é baixo (seis, 6). Uma massa de ar em rápido movimento pode ter passado ao longo da linha de visada do observador - muito provável.  

Modelo do asteroide baseado na inversão de sua curva de luz. Fonte: Wikipedia.

Trabalhos Recentes Publicados

O artigo " Photometric Observations of 596 Scheila, 1990 BG, 1990 TG1, 1999 CU3, 2000 DM8, 2001 PT9, 2001 SN263, 2002 NP1, 2002 JP9, 2003 UV11, 2006 AL8, 2008 SR1, 2009 BH81, 2009 QC, P/2010 A2 (LINEAR), 2010 JK33, 2010 LY63, 2010 RF12, 2010 UD, P/2010 R2 (La Sagra), 2010 YS, 2011 AN16, and 2011 EZ78"  foi publicado no MPBu. Sou o lider desta pesquisa. Este enorme título foi escolhido para facilitar a busca pelos asteróides e cometas estudados neste trabalho no NASA ADS. 

O primeiro artigo de minha tese de doutorado, " Nonextensive distributions of asteroid rotation periods and diameters", foi aceito para publicação na A&A. Uma versão do artigo pode ser encontrada no ARXIV. O artigo deverá ser publicado no começo de 2012. A idéia para este trabalho surgiu em novembro de 2009.

1999 AQ10

O NEA 1999 AQ10 foi observado usando um telescópio Meade 12" LX200 GPS + CCD ST-7XME em 16/02/2009 UT. As 155 imagens obtidas não sofreram filtragem, visando o aumento do sinal/ruído. O período de rotação encontrado foi de  2,79 ± 0,02 h e amplitude de curva de luz de 0,205 ± 0.005 mag. Uma curva de luz alternativa foi obtida por S. Casulli.

"Power Spectrum" de busca do período ótimo baseado
 nos dados obtidos

Curva de luz ajustada a um período de 2,79+/-0,02h.

2008 BT18

O asteróide binário 2008 BT18 foi observado em Salvador de 24 à 26 /07/2008. 458 imagens de 30s de exposição foram obtidas. O período de rotação foi estimado em 2,726±0,007h com uma amplitude de curva de luz de apenas (4,5±0,2)x10^-2 .Dada a pequena amplitude, este objeto poderia ser esférico com uma superfície pouco irregular ou homogênea do ponto de vista mineralógico. Alternativamente, o objeto poderia estar com o eixo de rotação voltado para o observador no instante das observações. Creio que esta última hipótese é mais razoável dado o formato irregular do objeto. Usando magnitudes disponíveis nas circulares do MPC, estimei a magnitude absoluta H e "slope index" G como sendo 18,6±0,2 e 0,2±0,1.

Curva de luz de 2008 BT18 em termos de fase rotacional e ajustada em
 um período de 2,726h. Como a mesma é ruidosa, ela foi classificada
como tendo rentabilidade rel=1.

Curva de fase H-G de 2008 BT18. A curva negra é o ajuste encontrado. A vermelha esta
associada a G=0,15, o padrão usado pelo MPC na estimativa de magnitudes dos asteróides.

2005 YU55

Duas animações de 2005 YU55. Estas animações são baseadas em reconstruções de sinais radar refletidos pela superfície deste NEA. O período de rotação de 2005 YU55 é de 16,5h  e não ~18h como mencionado no começo do segundo vídeo.

2007 XH16

Curva de luz do near Earth-asteroid (NEA) 2007 XH16. Este objeto foi observado em Salvador em 21 e 22/12/2007 UT. As observações duraram cerca de 5h usando um telescópio Meade 12" LX200 GPS+ CCD SBIG ST-7XME + filtro Bessell R. O período de rotação obtido foi de 3,75+/-0,02h. Uma curva de luz alternativa foi obtida por S. Casulli e A. Vagnozzi.

Curva de Luz de 2007 XH16 ajustada em um período de 3,75+/-0,02h.
A abcissa é dada em termos da fase rotacional.

Curva de luz do objeto em 22/12/2007 UT.
 A abcissa é dada em fração de dia.

(1044) Teutonia

Minha primeira curva de luz obtida em Salvador. O objetivo deste programa observacional é determinar o período de rotação de asteróides e cometas. O primeiro alvo foi o asteróide do cinturão principal (1044) Teutonia. O objeto foi observado em 08-09/06/2007 UT, durante 4h, usando um filtro Bessell R + CCD SBIG ST-7 XME + Telescópio Meade 12" GPS LX200.  O tempo de exposição das imagens foi de 20s. A curva de luz abaixo foi gerada com o programa MPO CANOPUS, sendo uma revisão da curva original publicada  no MPBu. Uma curva de luz alternativa foi obtida anteriormente a esta por R. Roy, estando disponível no CdR & CdL.

2010 RF12

Asteroid 2010 RF12 (Fig.1) was observed at Siding Spring (Faulkes Telescope South) in 2010 September 07.61 UT, where six images, split into two consecutive sequences, were obtained with Sloan g, r, and i filters. We convert the obtained Sloan colors of the asteroid to the Johnson-Cousins photometric system using the transformation equations of Chonis and Gaskell (2008). The mean colors of the asteroid match a SR type. Using our estimated V magnitude and mean MPC magnitudes, we determined H=28.46±0.05 and G=0.31±0.06 (Fig.2). The G value (see Warner, Harris, and Pravec, 2009) suggests a more specific S-type classification of this object. The H magnitude, combined with the albedo typical of the S complex, implies D=6±1m.

These results were published in Betzler et al. (2012).

Fig.1 - 2010 RF12 (arrow) and  comparation stars

Fig.2 - Diagram of the reduced magnitude of 2010 RF12 as a function of phase angle.
The solid black line corresponds to a curve with H= 28.46±0.05 and G=0.31±0.06.