Bab III Aplikasi Efek Radiasi Termal Pada Asteroid

Bab III Aplikasi Efek Radiasi Termal Pada Asteroid Main Belt Asteroids (MBAs) adalah asteroid-asteroid yang mendiami daerah diantara Mars dan Jupiter, yakni 2.0 3.3 AU, yang ditaksir berjumlah sekitar satu juta objek untuk diameter, D > 1 km (Bottke et al. 2005). Pada rentang daerah MBAs tersebut ada daerah-daerah tertentu yang kosong (kerapatannya sangat rendah), yang dikenal dengan Kirkwood Gaps. Hipotesis ini diajukan pada sekitar pertengahan abad 19. Praktis tidak ada asteroid yang berada di sana. Sekitar seperempat abad lalu, penjelasan tentang adanya Kirkwood Gaps ini sudah mulai terkuak. Mekanisme yang diusulkan untuk menjelaskan tentang Kirkwood Gaps di sabuk utama asteroid adalah resonansi. Kirkwood Gaps utama terjadi pada sebagian mean-motion resonance dengan Jupiter yaitu 3:1, 5:2, 7:3, dan 2:1. Asteroid yang berada di daerah resonansi memiliki kala hidup yang pendek karena bisa terlontar ke daerah lain di tata surya, misalnya ke daerah dekat Mars atau daerah dekat Bumi. Perkembangan dan terobosan dari mekanika benda langit akhirnya dapat menjelaskan hal tersebut. Hasil pentingnya adalah bahwa proses transfer dari MBAs hingga menjadi Near Earth Asteroids (NEAs) melalui daerah resonansi (populasi NEAs memiliki jarak perihelion q 1.3 AU dan jarak aphelion Q 0.983 AU). Jadi resonansi berperan penting sebagai pintu dalam proses transfer MBAs menjadi NEAs. Saat masuk ke daerah resonansi, eksentrisitas dan inklinasi MBAs akan dipompa sehingga menjadi lebih besar hingga kemudian bisa terlempar keluar dari daerah sabuk utama. Berikut ini akan dijelaskan mengenai jenis-jenis resonansi: - spin-orbit resonance Resonansi yang terjadi berdasarkan perbandingan antara periode rotasi dan revolusi suatu objek. Contoh resonansi spin-orbit ini adalah resonansi pada bulan (spin-locked resonance), pada satelit alamiah (misalnya: Pluto Charon), dan sistem bintang ganda. Pada bumi-bulan terjadi resonansi spinorbit 1:1, sedangkan pada Merkurius terjadi resonansi spin-orbit 3:2 (yang nilainya lebih kecil dari spin-orbit 1:1). 15

- secular resonance Benda kecil dalam tata surya memiliki suatu nilai g 0 (presesi longitude of perihelion). Jika nilai g 0 g p (g p = presesi longitude of perihelion suatu planet) maka benda tersebut akan masuk dalam secular resonance suatu planet. Misalnya, g 0 = g 6 (g 6 = presesi longitude of perihelion planet Saturnus) maka benda akan masuk ke dalam secular resonance Saturnus, yang dinotasikan dengan ν 6 (lihat Gambar III.1). - mean-motion resonance Terjadi jika ada dua benda yang memiliki perbandingan kala edar yang sama dalam mengelilingi matahari. Contohnya mean-motion resonance 3:1 dengan Jupiter, berarti 3 kali suatu benda mengelilingi matahari akan sama dengan satu kali Jupiter mengelilingi matahari. Mean-motion resonance biasanya terjadi pada satelit Jupiter dan Saturnus, namun tidak ditemukan pada satelit Uranus. Pada bab III ini akan dilihat bagaimana efek radiasi termal bisa menjelaskan ketidakcocokan yang telah diceritakan pada bab II bagian awal. Aplikasi efek radiasi termal ini akan dibahas dalam tiga bagian yaitu aplikasi efek Yarkovsky, aplikasi efek YORP, serta gabungan dari efek Yarkovsky dan efek YORP. Gambar III.1 Contoh resonansi ν 6 dan 3:1 di daerah sabuk utama yang bisa menyebabkan suatu benda terlempar ke daerah dekat bumi yang dikenal dengan ECOs, Earth Crossing Orbits, (Brož et al. 2005). 16

III.1 Aplikasi Efek Yarkovsky Ada beberapa fenomena dinamis asteroid yang menggunakan efek Yarkovsky dalam penjelasannya. Dimasukkannya efek Yarkovsky bisa membantu dalam memahami hasil observasi yang tidak cocok dengan prediksi model klasik. Efek Yarkovsky pertama kali terdeteksi secara langsung dari pengamatan radar pada asteroid (6489) Golevka (lihat Chesley et al. 2003). Asteroid Golevka merupakan salah satu Near Earth Object (NEO) yang memiliki D = 0.53 km. Setelah pengamatan selama 12 tahun (1991-2003), ditemukan adanya pergeseran posisi Golevka sebesar 15 km dari prediksi posisi seharusnya asteroid tersebut berada. Hal ini ternyata sesuai dengan teori efek Yarkovsky. Beberapa fenomena lainnya yang terjadi pada asteroid akan dijelaskan berikut ini. III.1.1 Transfer Meteorit Dari tempatnya di sabuk utama, meteorit bisa terlempar dan berada di daerah dekat bumi. Mekanisme transport meteorit dari sabuk utama merupakan aplikasi yang paling pertama dari efek Yarkovsky (Farinella et al. 1998). Berdasarkan prediksi model klasik, meteorit langsung terlempar masuk (directly injected) ke dalam daerah resonansi akibat dari tumbukan asteroid, sehingga usia CRE nya hanya beberapa juta tahun. Tetapi ternyata usia CRE meteorit yang terlempar ke daerah dekat bumi lebih lama dari beberapa juta tahun. Untuk mengatasi masalah tersebut, diasumsikan bahwa efek Yarkovsky yang menyebabkan masuknya meteorit dalam resonansi, bukannya langsung terlempar ke dalam resonansi akibat dari tumbukan asteroid. Meteorit akan mengalami penambahan nilai sumbu semimajor secara perlahan akibat efek Yarkovsky, sehingga bisa menjelaskan penyebab usia CRE meteorit yang lebih dari beberapa juta tahun (~10 100 juta tahun). Kemudian meteorit akan masuk ke daerah resonansi yang ada di sabuk utama, daerah resonansi ν 6 dengan Saturnus, ataupun resonansi 3:1 dengan Jupiter. Setelah masuk dalam daerah resonansi, selama ~1 juta tahun eksentrisitas meteorit akan bertambah dan menyebabkan terlempar keluar dari sabuk utama hingga sampai ke daerah dekat bumi. 17

Gambar III.2 Grafik usia CRE meteorit. Garis abu-abu merupakan usia CRE meteorit yang hanya menggunakan asumsi direct injection. Garis merah merupakan hasil simulasi yang memasukkan efek Yarkovsky dan garis kuning adalah hasil observasi. Terlihat simulasi yang menggunakan efek Yarkovsky cocok dengan hasil observasi (Brož et al. 2005) Gambar III.2 merupakan hasil pengamatan distribusi usia CRE untuk L-chondrites dibandingkan dengan model distribusi yang memasukkan efek Yarkovsky, yang berasal dari (8) Flora. Sumbu tegak merupakan jumlah meteorit sedangkan sumbu mendatar merupakan usia CRE meteorit. Hasil simulasi tanpa memasukkan efek Yarkovsky (direct injection) menunjukkan bahwa plot-nya jauh berbeda dengan data dari hasil observasi. Sedangkan histogram yang memasukkan efek Yarkovsky sesuai dengan histogram data dari hasil observasi. III.1.2 Penyebaran Dinamis Famili Asteroid Famili asteroid terbentuk dari hasil tumbukan catastrophic yang dialami suatu objek (parent body) berukuran besar pada masa lalu. Fragmen-fragmen hasil tumbukan tersebut membentuk suatu kelompok yang disebut famili asteroid, memiliki nilai elemen orbit yaitu: sumbu semimajor a, inklinasi i, dan eksentrisitas e, yang hampir sama (Vokrouhlický et al. 2006). Dari hasil simulasi bisa terlihat bahwa dalam suatu famili asteroid, ada anggota famili yang berubah tempat kedudukannya dari posisi awal saat mereka terbentuk sehingga memiliki ketidaksimetrisan distribusi nilai a, e, dan i dengan anggota famili yang lain. Efek 18

Yarkovsky juga membantu menjelaskan bagaimana anggota suatu famili asteroid tersebut bisa menyebar secara orbital. Contohnya terjadi pada anggota famili Koronis. Akibat dari efek Yarkovsky, famili Koronis akan mengalami pergeseran nilai sumbu semimajor. Dari tempatnya semula anggota famili Koronis akan melalui daerah secular resonance g-2g 5-3g 6 serta daerah mean-motion resonance 5:2 dan 7:3 dengan Jupiter (Gambar III.3). Setelah beberapa juta tahun ada anggota famili Koronis (D 30 km) yang nilai eksentrisitasnya bertambah besar, sehingga orbitnya akan menjadi semakin lonjong. Hal ini disebabkan karena anggota famili Koronis tersebut masuk dalam daerah resonansi lemah (daerah resonansi yang tidak membuat asteroid terlempar keluar). Setelah melewati daerah tersebut asteroid akan pindah ke tempat yang baru dengan memiliki nilai eksentrisitas yang lebih besar dari anggota famili lainnya. Jika anggota asteroid sudah melewati daerah resonansi lemah, kemudian akan masuk ke daerah resonansi kuat (5:2 atau 7:3 dengan Jupiter). Selanjutnya asteroid tersebut akan terlempar keluar dari daerah sabuk utama. Proses menyebarnya anggota suatu famili asteroid berlangsung dalam waktu ratusan juta tahun. Pada Gambar III.3, titik-titik kuning menunjukkan lokasi asteroid anggota famili Koronis pada sabuk utama berdasarkan data hasil pengamatan, sedangkan yang biru merupakan hasil simulasi (Bottke et al.2006). Saat 100 juta tahun, anggota famili asteroid sudah mulai ada yang menyebar secara orbital. Kemudian pada 300 juta tahun mulai ada anggota famili yang melewati daerah resonansi lemah. Selanjutnya, anggota famili saat 700 juta tahun melalui daerah resonansi kuat dengan Jupiter hingga menyebakan nilai eksentrisitasnya bertambah, bahkan ada yang terlempar dari lokasinya di sabuk utama. 19

Gambar III.3 Simulasi yang dilakukan pada famili Koronis untuk melihat penyebaran anggotanya akibat dari efek Yarkovsky (Bottke et al. 2006) Hal yang menarik dari anggota famili Koronis ini adalah asteroid yang memiliki sumbu semimajor kurang dari 2.9 AU dengan nilai eksentrisitasnya sekitar 0.05, sedangkan pada sumbu semimajor yang lebih dari 2.9 AU dengan eksentrisitasnya lebih besar, mencapai 0.09, sehingga orbitnya lebih lonjong. 20

III.1.3 Transfer Asteroid Berukuran Km dari Sabuk Utama Menurut model klasik, sumber NEAs berasal dari sabuk utama. Sumber utamanya adalah mean-motion resonance 3:1 dengan Jupiter dan secular resonance ν 6 dengan Saturnus. Asteroid masuk ke dalam daerah resonansi tersebut diakibatkan oleh tumbukan yang terjadi di sabuk utama. Ada sejumlah asteroid berukuran kilometer (D < 10 km) yang berada di daerah sabuk utama akan masuk ke daerah resonansi kemudian terlempar ke daerah dekat bumi dan menjadi NEAs. Tetapi jika hanya tumbukan yang menyebabkan asteroid masuk ke dalam resonansi, pada suatu saat akan terjadi kekosongan pada NEAs. Oleh karena itu tidak cukup hanya tumbukan yang menyebabkan asteroid masuk ke dalam resonansi. Diasumsikan asteroid bisa masuk ke dalam daerah resonansi melalui pergeseran sumbu semimajornya akibat efek Yarkovsky. Untuk membuktikan hal tersebut Bottke et al. (2002a), melakukan simulasi dengan menempatkan beberapa model asteroid di daerah dalam (inner belt, 2.1 2.48 AU) dan pusat (central belt, 2.52 2.8 AU) dari sabuk utama. Diameter asteroid yang digunakan juga beragam (0.2, 0.4, 2, 4, dan 10 km). Simulasi dilakukan dengan dan tanpa memasukkan efek Yarkovsky, dihitung untuk waktu setidaknya 100 juta tahun dengan menggunakan software swift_rmvsy. Asteroid dianggap memiliki tipe C (Carbonaceous) dan tipe S (Silicaceous), serta konduktivitas termal seperti asteroid yang memiliki permukaan regolith. Sumbu rotasi asteroid dibuat acak dan kecepatan rotasi bergantung pada ukuran. Dari hasil simulasi terlihat bahwa asteroid dengan D > 2 km yang mengalami pergeseran akibat efek Yarkovsky akan mencapai orbit yang memotong daerah Mars (Mars-crossing orbit) pada kecepatan yang sama dengan kasus tanpa memasukkan efek Yarkovsky. Untuk asteroid yang cukup kecil akan lebih cepat mencapai orbit yang memotong daerah Mars, dengan melalui resonansi lemah terlebih dahulu sebelum masuk dalam resonansi 3:1 atau ν 6. 21

III.2 Aplikasi Efek YORP Seperti telah dijelaskan pada bab sebelumnya, efek YORP (Yarkovsky-O Keefe- Radzievskii-Paddack) adalah efek yang dapat mengubah besarnya rotasi dan obliquity suatu benda kecil dalam tata surya (Rubincam 2000). Seperti halnya efek Yarkovsky, efek YORP juga bisa terlihat aplikasinya pada beberapa fenomena asteroid. Aplikasi dari efek YORP merupakan pengamatan terbaru dari hasil pengamatan radar astronomi. III.2.1 Resonansi Spin-orbit Setiap planet dan satelit alamiahnya akan mengalami resonansi spin-orbit, begitu juga yang terjadi pada bulan, satelit alamiah bumi. Bulan mengalami resonansi spin-locked orbit. Resonansi spin-orbit bulan 1:1, menunjukkan kala rotasi bulan sama dengan kala revolusinya mengelilingi matahari. Dari hasil simulasi di laboratorium terlihat pada famili Koronis, yang berusia ~2.5 miliar tahun, memiliki kecepatan rotasi yang mengikuti suatu distribusi Maxwell dan orientasi sumbu rotasi yang acak. Evolusi dari vektor rotasi suatu model asteroid, bisa dijelaskan dengan menggunakan efek YORP dan juga gaya pasang surut planet. Famili Koronis memiliki distribusi kemiringan yang bimodal, berdasarkan hasil observasi. Tetapi distribusi ini tidak sesuai dengan yang dihasilkan oleh tumbukan, karena dari hasil tumbukan seharusnya merupakan distribusi yang acak, bukan bimodal (lihat Gambar III.4). Hasil observasi pada asteroid dengan D = 20 40 km dalam famili Koronis, ditemukan bahwa untuk asteroid dengan rotasi prograde nilai periode rotasinya 7.5 < P < 9.5 jam, obliquity (42 < є < 50 ), dan bujur ekliptik yang mirip dengan daerah kutub. Kelompok asteroid dengan rotasi retrograde memiliki P < 5 jam atau P > 13 jam, є 154 dan bujur ekliptik yang tampak menjangkau rentang nilai yang panjang. 22

Gambar III.4 Model asteroid dan vektor rotasi dari 11 asteroid famili Koronis (kiri) dan plot antara waktu vs. obliquity untuk kelompok yang sama (kanan) didapat dari Slivan et al. (2003). III.2.2 Hasil Radar Astronomi Pada Asteroid Hasil radar astronomi pada asteroid (54509) 2000 PH5 merupakan bukti pertama yang menunjukkan adanya efek YORP yang bekerja pada Near Earth Asteroids (NEAs). Dari hasil pengamatan terlihat adanya perubahan rotasi pada asteroid 2000 PH5. Asteroid 2000 PH5 berukuran kecil (D ~ 110 m) sehingga efek YORP bekerja cukup efektif. Selain itu rotasinya juga sangat cepat, satu hari di asteroid 2000 PH5 sama dengan 12.17 menit di bumi (Lowry et al. 2007), sehingga bisa menunjukkan adanya efek YORP yang bekerja. Ukurannya yang kecil dan rotasinya yang cepat juga membuat asteroid 2000 PH5 masuk ke dalam kelompok asteroid MFRs (Monolithic Fast Rotators). Pengamatan terhadap asteroid 2000 PH5 ini dilakukan dari tahun 2001 hingga 2005. Rotasi dari asteroid 2000 PH5 bertambah 1 milidetik per tahun. Selain berada di dekat daerah mean-motion resonance 1:1 dengan bumi, asteroid 2000 PH5 memiliki orbit berbentuk horseshoe sebagai hasil dari close approaches secara teratur dengan bumi (Taylor et al. 2007), sehingga asteroid ini bisa diamati setiap tahunnya baik dengan fotometri maupun observasi menggunakan radar. 23

Gambar III.5 merupakan plot antara periode rotasi sidereal dari asteroid 2000 PH5 dengan tahun pengamatan. Periode rotasi dari asteroid 2000 PH5 ternyata mengalami penurunan setiap tahunnya (mengalami percepatan). Titik-titik data merupakan kecepatan rotasi dari hasil observasi, sedangkan garis merupakan hasil simulasi yang memasukkan efek YORP. Data hasil observasi ternyata cocok dengan prediksi efek YORP. Selain pengamatan pada asteroid 2000 PH5, juga diamati ada perubahan kecepatan rotasi yang terlihat pada asteroid 1862 Apollo, dan dapat dijelaskan dengan menggunakan efek YORP (Kaasalainen et al. 2007). Dari kurva cahaya fotometrinya, bisa terlihat perubahan kecepatan yang cukup besar dalam satu siklus rotasi selama 40 tahun (walaupun ukuran Apollo lebih dari satu kilometer). YORP sangat berpengaruh dalam evolusi Apollo dengan membawa Apollo melalui daerah rotasi kritis, dan juga menambah kecepatan rotasi Apollo. Juga diprediksi bahwa akibat efek YORP, pada masa lalu Apollo sudah pernah mendekati limit rotasi kritis sehingga perubahan dinamis orbit Apollo berada di daerah dekat planet. Gambar III.5 Grafik antara hasil observasi kecepatan rotasi asteroid 2000 PH5 dengan hasil simulasi efek YORP (Lowry et al. 2007). 24

III.3 Aplikasi Efek Yarkovsky dan Efek YORP Selain aplikasi efek Yarkovsky dan efek YORP secara khusus, ada juga fenomena pada asteroid yang melibatkan kedua efek ini secara bersamaan. Gabungan dari efek Yarkovsky dan efek YORP dipakai untuk menentukan usia suatu famili asteroid secara pasti. Seringkali akibat dari penyebaran anggota famili asteroid, distribusi kecepatan awal untuk famili asteroid yang kecil dan atau yang berusia sangat tua tidak bisa diketahui secara pasti. Hanya ada data pasti usia famili asteroid untuk famili asteroid yang masih sangat muda usianya. Sebagai contoh perhitungan usia famili asteroid adalah pada famili Karin yang berada di dalam daerah famili Koronis. Famili Karin terbentuk dari pecahnya asteroid dengan D ~ 30 km pada ~5.8 ± 0.2 juta tahun yang lalu (Nesvorný et al. 2002). Usia famili Karin didapatkan dengan cara perhitungan mundur terhadap anggotanya yang memiliki distribusi elemen orbit (khususnya a, e, dan i) yang hampir seragam. Seperti terlihat pada Gambar III.6, elemen orbit perihelion dan nodal longitude-nya mengerucut pada satu nilai di usia yang sama. Ini berarti anggota famili Karin dahulunya adalah sebuah asteroid besar. Pengerucutan ini semakin nyata dengan dilibatkannya efek Yarkovsky pada perhitungan (gambar kanan). Asteroid besar ini diperkirakan terkena tumbukan pada 5.8 juta tahun yang lalu yang fragmen-fragmennya kemudian menjadi anggota famili. Gambar III.6 Perhitungan usia famili Karin tanpa efek Yarkovsky (kiri) dan dengan melibatkan efek Yarkovsky (Nesvorný dan Bottke 2004). 25

Famili Veritas juga merupakan salah satu contoh famili asteroid yang memiliki usia yang muda. Berasal dari asteroid dengan D > 150 km yang terbentuk karena tumbukan ~8.3 ± 0.5 juta tahun yang lalu (Nesvorný et al. 2003), famili Veritas terletak di ~3.17 AU. Veritas merupakan tumbukan asteroid paling besar yang pernah terjadi dalam kurun waktu 70 juta tahun. Tumbukan di antara anggota famili Veritas menghasilkan sekitar 10 % dari seluruh debu di dekat ekliptik tata surya yang diamati oleh IRAS. Ada famili asteroid yang baru terbentuk dan memiliki usia kurang dari satu juta tahun, yaitu famili asteroid Datura. Famili ini terbentuk akibat tumbukan asteroid di sabuk utama, memiliki usia sekitar 450 ± 50 ribu tahun (Nesvorný dan Vokrouhlický 2006). Famili Datura merupakan kelompok yang terdiri dari 7 asteroid yang berlokasi di sekitar 1270 Datura. Usia famili Datura didapatkan dari estimasi waktu yang diperlukan oleh anggota familinya untuk memiliki orbit seperti yang ada sekarang, bukan melalui pengamatan fisisnya. Datura merupakan sumber material debu (zodiacal dust material). Selain itu ada famili Iannini yang berusia sekitar 1 5 juta tahun yang juga diyakini sebagai salah satu sumber debu asteroid. Untuk famili asteroid yang diperkirakan berusia sangat tua juga bisa ditentukan secara pasti berapa usianya. Vokrouhlický et al. (2006) membuat suatu kode Monte Carlo yang dapat mengetahui evolusi asteroid dengan memasukkan efek Yarkovsky dan efek YORP. Dalam hal ini efek Yarkovsky dan efek YORP beperan seperti alat yang bisa menentukan usia dari berbagai macam famili asteroid. 26