TELAAH 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 g0 (presesi longitude of
perihelion). Jika nilai g0 ≈ gp (gp = presesi longitude of perihelion suatu
planet) maka benda tersebut akan masuk dalam secular resonance suatu planet.
Misalnya, g0 = g6 (g6 = presesi longitude of perihelion planet Saturnus) maka
benda akan masuk ke dalam secular resonance Saturnus, yang dinotasikan
dengan ν6 (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 ν6 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 ν6 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-2g5-3g6 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 ν6
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 ν6.
21
III.2 Aplikasi Efek YORP
Seperti telah dijelaskan pada bab sebelumnya, efek YORP (Yarkovsky-O’KeefeRadzievskii-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