1. A KISBOLYGÓK ÁLTALÁNOS TULAJDONSÁGAI

1.1. Fizikai jellemzők

A kisbolygók döntő többsége a Mars és a Jupiter pályája között kering. Ezek a változatos égitestek egy soha meg nem született bolygó maradványai, melyet a Jupiter gravitációs tere nem engedett összeállni (Tóth, 1986). Egyes elméletek szerint a jelenleg ismert kisbolygók néhány ősi, 500-1000 km átmérőjű égitest szétdarabolódásával keletkeztek, melyek közül csak az 1003 km átmérőjű Ceres maradt meg eredeti állapotában. Az így kialakult kisbolygó-családok tagjai gyakran hasonló pályán maradtak. Néhány népesebb családot bejelöltünk az 1. ábrán. Ezen az ábrán azok a rezonanciaűrök is láthatók, melyek a Jupiter gravitációs hatása miatt jönnek létre. Egyes tartományokban alig találunk anyagot, máshol viszont hemzsegnek a kisbolygók (Hédervári, 1986).

1. ábra. Családok és rezonanciák

Érdekes eloszlást mutat a kisbolygók inklinációjának hasonló statisztikája, melyet az 2. ábra szemléltet. A 4 foknál kisebb pályahajlások drasztikus csökkenése szintén a Jupiter gravitációs hatásával magyarázható, a nagyobb pályahajlásoknál, 13 és 23 foknál látható lokális maximum pedig valószínűleg egy-egy "óriás", hasonló inklinációjú ős-kisbolygó széthullásának köszönhető.
   Minél több kisbolygó pályáját ismerjük, annál több égimechanikai kérdésre kaphatunk választ, a kisbolygó-családok felderítése pedig a Naprendszer korai történetébe nyújt bepillantást. Ezért foglal el kitüntetett helyet asztrometriai programunkban a gyengén észlelt kisbolygók megfigyelése.

2. ábra. Az inklinációk eloszlása

Ütközések és a Jupiter gravitációs hatása miatt számos aszteroida elhagyja a kisbolygóövet, és akár a földpályán belülre is kerülhet. A nagyobbak több kilométer átmérőjűek, melyek becsa-pódás esetén a földi bioszférára is komoly veszélyt jelentenek (Steel & Baggaley 1985). Ezeknek a földsúroló kisbolygóknak az észlelése gyakorlati szempontból is rendkívül fontos, így ezen égitestek közül több is bekerült észlelési programunkba.
   Az elméleti számítások arra utalnak, hogy a Jupiter és a többi óriásbolygó sokkal több anyagot szórt ki a Neptunuszon túlra, mint amennyi jelenleg akisbolygóövet alkotja. Hat évvel ezelőtt sikerült felfedezni ennek a külsőkisbolygó-övezetnek, a Kuiper-övnek az első tagját, melyet azóta újabb 60 követett (Weissman 1995, Kereszturi & Sárneczky 1998). Az övezet legfényesebb tagjait mi is szerettük volna észlelni a piszkéstetői Schmidt-teleszkóppal, de tapasztalataink szerint a megfelelő hatékonyság eléréséhez sötétebb égboltra, és legalább 1 m átmérőjű távcsőre van szükség.
   Mint minden Naprendszerbeli test, így a kisbolygók is két alapvető mozgást végeznek. Egyrészt keringenek a Nap körül; a folyamat pontos leírása az iménttárgyalt asztrometria hatáskörébe tartozik. Ezen kívül jól jellemzi még a kisbolygót a tengely körüli forgása. Ha már ismerjük egy kisbolygó mozgását, a megismerés következő lépcsőfokaként a tengelyforgás leírását jelölhetjük meg. A fényességváltozás nyomonkövetése alapján alakmodellezés is lehetséges, ahol a legfontosabb paraméterek a következők:

- a tengelyforgás ideje az állócsillagokhoz képest (sziderikus periódus);
- a forgástengely égi helyzete (a forgásvektor égi döféspontjának, a pólusnak az ekliptikai hosszúsága és szélessége);
- a forgás iránya (prográd vagy retrográd);
- a kisbolygó alakmodellje.

Ezen adatok közül a sziderikus periódust nagyon pontosan, pár század másodperc pontossággal megadhatjuk. A forgástengely égi helyzete szintén elég jól meghatározható; 5-10 fokos pontosságokat lehet elérni, a kiindulási adatsor minőségétől függően. Az alakmodell inkább csak közelítő jellegű, általában olyan háromtengelyű ellipszoid formájában adják meg, amelynek kistengelye egyben a forgástengely is.
   Mivel a kisbolygók földi távcsövekben teljesen csillagszerűnek mutatkoznak, így az alakjukról, felszíni alakzataikról csak kevés információval rendelkezünk. Ezért a kisbolygók felszíni alakzatainak földerítésében csak igen korlátozottan alkalmazhatóak olyan közvetlen módszerek a felszín kutatására, mint amilyenek például a bolygókutatásban használatosak. Eltekintve az űrszondáktól, alapvetően két mód nyílik a kisbolygó felszínének és forgásának tanulmá-nyozására. Az egyik lehetőség az, hogy megfigyeljük a kisbolygó egy csillagfedését (vagyis azt a jelenséget, amikor az aszteroida égi útján egy csillag elé kerülve, átmenetileg eltakarja annak fényét a megfigyelő elől). Más-más helyről nézve a fedés más időpontokban következik be; nagy számú megfigyelés esetén meglepően pontosan lehet fölrajzolni a kisbolygó vetületét (a háttércsillagról a Földre vetett "árnyékát") ezekből a megfigyelésekből. Mindemellett a módszer a pálya igen pontos meghatározására is alkalmas; hátránya az, hogy ilyen fedés csak ritkán következik be, és megjósolni is csak bizonytalanul lehetséges.
   A másik lehetőség sokkal kézenfekvőbb. Ennek lényege az, hogy megmérjük a kisbolygó fényességének időbeli változását, és ebből következtetünk az alakjára. Ez a kutatási terület meglepően fiatal ága a kisbolygókutatásnak, és modellszámításra csak a nyolcvanas évek közepétől használatos. Fénygörbéink a harmincas évektől vannak kisbolygókról, míg folyamatos adatsorokról a hetvenes évek közepétől beszélhetünk.
   A kisbolygófotometria legfontosabb feladata, hogy minél részletesebben vázolja a kisbolygócsaládok (és övek) tagjainak általános tulajdonságait. Ezeknek a megfigyeléseknek a jelenlegi célja a Naprendszer-keletkezési modellekkel való szembesítés, a megfigyelések magyarázata az elméletek segítségével, esetleg az elméletek módosítása. Különösen fontos lehet ezen égitesteknek a beható ismerete akkor, ha más csillagok körüli bolygórendszerek létezésének esélyeit latolgatjuk. Ugyanis ezek az objektumok könnyen megerősíthetik vagy cáfolhatják eddigi elképzeléseinket a fiatal csillagok körül keringő "anyag-palacsinták" és a bolygórendszer kialakulása közötti kapcsolatokról. E témában a következő kérdések merülnek föl:

- Mekkora (átlagos) kezdeti átmérővel állnak össze az apró égitestek egy keletkező napredszerben?
   Függ-e ez az átmérő a csillagtól való távolságtól?
- Vajon a nagybolygók kialakulása ezzel a folyamattal együtt zajlik-e,vagy később pont ezekből az apró
   égitestekből állnak össze a nagyobb bolygótestek?
- Esetleg ezek a kisebb méretű égitestek egy kozmikus katasztrófa során keletkeztek, amikor egy nagyobb
   bolygó  valamiért darabokra szakadt? Ezt talán egy másik bolygó okozta? Alakulhatnak-e ki egymást
   keresztező, egymással nem rezonáló bolygópályák egy csillag körül?
- Milyen sűrűn helyezkednek el ezek az égitestek? Milyen gyakran ütköznek?

1998 végéig kb. 60 kisbolygóról jelent meg részletes modell a szakirodalomban. Ugyaneddig már több mint 400 kisbolygó szinodikus forgási periódusa és átmérője ismert. Ezekből az adatokból már többé-kevésbé helyes konzekvenciákat vonhatunk le a Naprendszer keletkezésével kapcsolatban. Az alábbiakban röviden ezt foglaljuk össze.
   A 3. ábra a főövbeli kisbolygók forgási periódusát mutatja az átmérő függvényében. Jól látható, hogy egy maximum található a 125 km-es átmérő környékén, míg a kisebb vagy nagyobb kisbolygók ennél gyorsabban forognak. Ezt a megfigyelést azzal az elmélettel lehet a legjobban magyarázni, ha föltesszük, hogy a kisbolygók egymástól függetlenül, nagyjából egyszerre keletkeztek, és azután sokszor ütköztek. A modellkísérletek, és egyszerű elméleti megfontolások (Cooper & Walker 1994) szerint ugyanis egy ütközés után a szétváló darabok gyorsabban forognak, mint az ütközés előtti "ős-kisbolygó". Nagy átlagban ugyanez igaz arra az esetre is, ha az ütköző darabok nem darabolódnak tovább, hanem összetapadnak. Ebből a két meggondolásból már adódik, hogy a leglassabban forgó égitestek, tehát a 125 km körüliek
képviselhetik a legvalószínűbben keletkező méretet.
   Az előbb vázolt átlagos átmérő azonban nyilván távolságfüggő. Ugyanis a trójai kisbolygókra ez az érték csak 95 km. Sajnos távolabbi objektumokról semmit sem tudunk mondani. Ezen kívül megvizsgálhatjuk még az előjeles póluskoordináták előfordulását. Mivel azonban egyelőre csak 50 nagy aszteroida modellje van a birtokunkban, ez a statisztika a kiválasztási effektus által erősen terhelt.

3. ábra. Kisbolygók átmérője és forgási periódusa

Az imént vázolt elméletek szerint a kisbolygók világában az ütközés hosszabb időskálán szokványos esemény. Sajnos eddig még nem sikerült egy kisbolygó forgási periódusának változását kimutatni, ami közvetlen bizonyíték lehetne erre a kijelentésre. Közvetett bizonyíték azonban több is akad kisbolygók ütközésére, úgymint: szabad precesszió, színindex-változások, néhány rendkívűl megnyúlt, szilánkszerű aszteroida, összetapadt kisbolygótestek (pl. Toutatis). Az első három jelenségre fotometriai eredményeink közt mutatunk példát. Továbbá úgy tűnik, hogy a kisbolygók és a bolygók egymástól függetlenül jönnek létre, hiszen az aszteroidák egy ütközés alkalmával sokkal nagyobb valószínűséggel hullanak darabokra, minthogy összetapadnának. Az egy bolygó széthullásából származó égitestek teóriáját a fotometria eddigi eredményei semmi esetre sem támasztják alá.

1.2. A kisbolygók katalogizálása

Jelenleg több mint 46 ezer, legalább egyszer észlelt kisbolygót tartanak nyilván (Williams, 1998). Az adatok archiválását és feldolgozását az amerikai Cambridge-ben működő Minor Planet Center (MPC) végzi. Az újonan felfedezett kisbolygók először ideiglenes jelölést kapnak, mely a felfedezés évéből, valamint két betű és számok kombinációjából áll (Tóth, 1986). Ilyen ideiglenes jelölést csak azok az égitestek kapnak, melyeket legalább két éjszaka sikerült észlelni (Williams, 1996). Ezután az MPC-ben kiszámítják az égitest közelítő pályaelemeit, melyek alapján egy-két hónapig még megkereshető az égitest. Ha eddig nem sikerül újra észlelni, elveszettnek tekinthetjük. Sajnos a legtöbb kisbolygó erre a sorsra jut, mivel a professzionális kisbolygókereső programok a felfedezés után nem követik az égitesteket. Ha sikerül egy-két hétig követni az objektumot, a hosszabb pályaívből számolt biztosabb pályaelemek alapján megpróbálják korábban észlelt, de elveszett kisbolygókkal azonosítani. Ha ez sikerül, a két oppozíció alapján már egy-két év múlva is biztonsággal újra megtalálható az égitest.
   A pályákat egy bizonytalansági paraméterrel jellemzik, mely megadja, hogy egy évtized alatt hány ívmásodperces eltérés várható a számolt és valós helyzet között. Ezt egy 9 és 0 közötti számmal jellemzik, mely ha ötnél kisebb, akkor egy kis látómezejű műszerrel még egy évtized múlva is könnyen azonosítható a kisbolygó. A végleges katalogizálásra akkor kerül sor, ha a bizonytalansági paraméter 3 alá csökken (Marsden, 1995). Ehhez általában négy különböző oppozíció alkalmával kell észlelni az aszteroidát, illetve legalább 20 pontos pozíciómérésre van szükség. Ekkor egy sorszámot kap az égitest, a felfedezőt pedig felkérik, hogy adjon nevet az égitestnek.
    Jelenleg közel 10000 sorszámozott kisbolygó van, számuk havonta 40-120-szal bővül, szemben az újonan észlelt kisbolygók havi 100-600-es gyarapodásával (4. ábra). Jelenleg ez az aránytalan növekedésa
kisbolygókutatás legnagyobb problémája, ami minket is befolyásolt a kutatási program összeállításában.

4. ábra. Növekmények havi bontásban