Previous Next

Kisbolygó- és üstökösészlelések

Utolsó frissítés: 2013.03.15.

Alább egy elég hosszadalmas, kedvcsinálónak szánt ismertető következik (bár lehet, hogy némelyekben ellenkező hatást fog kiváltani). Ha valaki kizárólag a tényleges megfigyelési adatokra, képekre kíváncsi, az görgesse ezt az oldalt a legvégére, vagy használja a következő linket:

UGRÁS A KÉPEKHEZ

Bevezetés

Könnyű dolguk van a mélyégészlelőknek, hiszen a lehetséges célpontjaik százával, ezrével hemzsegnek az égen az év bármelyik szakában. Bezzeg szegény bolygófotósoknak be kell érniük a Jupiterrel, Szaturnusszal, Marssal és Vénusszal (a megszállottabbak keresgélhetik még a Merkur, Uránusz és Neptunusz apró korongjait), esetleg ráfanyalodhatnak a Holdra is. Pedig a Naprendszerben is milliószám tülekednek az égitestek, csakhát túlnyomó többségük nem a leglátványosabb fajtából való. Ugyanakkor nézhetjük persze más oldalról is a dolgot: a mélyég-objektumok kevés kivétellel ugyanúgy néznek ki, mint húsz évvel ezelőtt, vagy akár százhúsz év múlva - bezzeg a Naprendszerben minden változik, mozog, folyton más arcát mutatja, és persze azért látványos objektumok akadnak a nagy látszó átmérőjű bolygókon kívül is, hiszen pl. évről évre feltűnik egy-egy újabb fényes üstökös.

Nemrég sikerült egy korábban kezdett, asztrometriai mérésekre és pályaszámításra írt programomat működőképes állapotba fejlesztenem és valós objektumon - a C/2006 W3 (Christensen) üstökösön - kipróbálnom. Ennek a projektnek a folytatásaként elhatároztam, hogy igyekszem a Naprendszer minél több üstököséről és kisbolygójáról észleléseket végezni olyan módon, hogy a lehetőségeimhez képest ezen égitestek minden altípusa képviseltesse magát az így lassanként feltöltődő katalógusban, tehát a különböző periódusú üstökösök, a földközeli és főövbeli kisbolygók minél több alcsoportja és családja, a trójai kisbolygók, a kentaurok, és a Kuiper-öv objektumainak mindhárom (-négy) csoportja. Az észlelés minden esetben fotók készítését jelenti, melyeken az adott objektum helyzetét és hozzávetőleges fényességét a fent említett programmal kimérem, illetve ha elegendő (ez többnyire legalább három éjszakát jelent) ideig tudom követni az égitestet, igyekszem a pályáját is kiszámítani. Ha van rá mód, készítek egy animált GIF formátumú képet is az egyedi képekből, melyen látható az égitest elmozdulása, illetve ha látványos objektumról van szó, megpróbálok egy esztétikai szempontból is mutatós képet (vagy animációt) is összeállítani róla. A program képes 3D-ben megjeleníteni az adott pályát a Naprendszer bolygópályáihoz képest, így a pályák térbeli képét (álló, vagy animált kép formájában) is csatolni tudom az észlelési adatokhoz, ami abszolút lényegtelen ugyan, viszont jól néz ki. Kisbolygók esetén, ha a pályaszámításhoz elegendő ideig tudom követni őket, lehetőség van az objektum abszolút fényességének (H) meghatározására is, amiből ha nem is kifejezett mérés, de legalábbis egy szofisztikált becslés végezhető az égitest méretére vonatkozóan - mindezt teljesen saját adatok alapján bárki megismételheti (a méret kiszámítása természetesen egyetlen kép alapján is lehetséges, ha ismert az adott kisbolygó pályája, vagyis az aktuális távolsága, de az már nem teljesen saját adatokból való számítást jelentene). A későbbiekben, ha a program fotometriai részét megfelelő pontosságúra sikerül fejlesztenem, tervezem majd a kisbolygó-fotometriával is bővíteni az észelelések sorát, amiből a forgástengely, a forgási periódus számítható ill. jó esetben a kisbolygó térbeli alakjának modellje is elkészíthető.

Még nem tudom, sikerül-e majd megfelelő határmagnitúdót elérnem ahhoz, hogy minden objektumtípusból legalább egyet le tudjak fotózni. Ha nem számítom a (2060) Chiron nevű kentaurról 19 magnitúdó körül készült, nem teljes bizonysággal pozitív észlelésnek számító képet, akkor egyelőre a leghalványabb objektum, amit el tudtam csípni, egy kb. 20 kilométeres főövbeli kisbolygó volt 17 magnitúdó körül. Ez azonban még nem jelent semmit, mert nem a legtisztább újholdas éjszakáimat áldoztam erre. Az már biztos, hogy kb. 15-16 magnitúdóig még teleholdkor sem jelentenek problémát a pontszerű égitestek, még a gyorsan mozgók sem, hacsak nem a Hold közvetlen közelében látszanak. 17-18 magnitúdónál már problémásabb a dolog, de zavaró fények híján ezekkel sem lehet gond. Efölött eddig jobbára még csak negatív észleléseim vannak, de 20 magni alatt azért nem gondolnám eleve reménytelennek a próbálkozást holdmentes éjszakán, jó átlátszóság esetén. Az is sokat számíthat, hogy mennyire gyors a célpont látszó elmozdulása, mert ha ez kicsi (mint pl. a lassan mozgó, távoli Kuiper-övi objektumok esetén), akkor a mélyégfotózáshoz használt technika, vagyis több kép összeadása sokat javít a kép jel-zaj viszonyán, ugyanakkor közeli, de apró (kilométeres nagyságrend alatti méretű), ezért igen halvány földközeli kisbolygók esetén ez nem működik, mert az ilyenek már félperces expozíciók alatt is több pixellel képesek elmozdulni. Diffúz égitestek (üstökösök) esetén kissé más a helyzet, mert fényességük eleve nagyobb felületen oszlik szét, holdas éjszakán már a 14-15 magnitúdósnak jelzett üstökösök közül is több negatív észlelést "sikerült" produkálnom. Azért a legtöbb objektumcsoportban vannak olyan fényesebb objektumok, amelyek kedvező körülmények közt megragadhatnak, kivéve talán az olyan kevés számú és nagyon halvány ismert objektumot számláló csoportokat, mint pl. a Mars és a Neptunusz trójai kisbolygói.

A célpontok

A célpontok a Naprendszer bolygónak nem minősülő, kisebb (de azért holmi kavicsoknál, meteoroidoknál nagyobb), a Nap körül keringő égitestjei, melyeket az angol nyelvű szakirodalom "minor planets" összefogaló névvel illet. Többségük szabálytalan alakú kőrakás, szikla, vagy "piszkos hógolyó" (összefoglaló nevük: "small solar system bodies" , a.m.: "a Naprendszer kis égitestjei"), de a korábban bolygóként klasszifikált Plútó ezen égitestcsoportba való lefokozása után különválasztották egy alcsoportjukat, megalkotva az ún. törpebolygók ( dwarf planets ) definícióját azon égitestek számára, melyek elegendően nagyok ahhoz, hogy saját gravitációjuk hatására szabályos (gömb, ellipszoid) alakot vegyenek fel (jelenleg öt égitestet sorolnak ebbe az utóbbi csoportba, de valódi számuk valószínűleg jelentősen meghaladja ezt). A címben szereplő aszteroidák és üstökösök, bár nem számítanak elavult fogalmaknak, de nem igazán a mai, sokkal inkább az egy-kétszáz évvel ezelőtti, okulárba kémlelő csillagászok rendszerezési szempontjai alapján lettek megalkotva. Egyszerű, és igen logikus beosztást tükröznek egyébként, melynek lényege a következő: a távcsőben a sötét háttér előtt látható fényes izéket csoportosíthajuk egyrészt látszólagos kiterjedésük, másrészt az égi háttérhez viszonyított mozgásuk alapján. A kiterjedt objektumok tovább oszthatók aszerint, hogy élesen kirajzolódnak (pl. korongként), vagy pedig elmosódottak (diffúzak). A kétféle szempont kombinációjaként így összesen az égitestek hatféle alcsoportját lehet létrehozni: a mozdulatlanok közül a pontszerűeket csillagnak (aster), a diffúz megjelenésűeket ködöknek (nebula; ezek a mélyég-objektumok) nevezték. A mozgó égitestek közül a kiterjedt korongszerűek a bolygók (planéták; beleértve a fogalomba ekkor még a Napot és Holdat is), a pontszerűek az aszteroidák (a.m. "csillagszerűek"), az elmosódottak pedig az üstökösök (kométák). A hatodik csoportra (mozdulatlan korongszerű égitestek) nem találhatók példák a való világban, de hát a rendszerező emberi elmét nem rettentik el efféle apróságok. Ami a bolygókon kívüli mozgó objektumokat illeti, a mai nagy teljesítményű távcsövek, radarok és űrszondák birtokában, amikor közeli színes, szagos, 3D-s felvételeken egyéniségüket feltáró önálló világokként jelenhetnek meg egyes képviselőik, régen világos, hogy a határ korántsem éles a két alcsoport között. Vannak ugyan szép számmal olyan száraz, kizárólag kőzeteket tartalmazó űrbéli sziklák, melyek mindig is egyszerű aszteroidának fognak látszani a távcsőben, de az ellenkezőre is van példa, amikor ugyanaz az objektum megjelenhet egyszer aszteroidaként, máskor meg üstökösként, feltéve, hogy megfelelő az összetétele (ami gyakorlatilag azt jelenti, hogy van benne elegendő vízjég) és elegendő napsugárzás éri (vagyis olyan pályára kerül, ami elég közel viszi a Naphoz). Van ugyan egy olyan tendencia, hogy a belső Naprendszerben (kb. a Jupiter pályáján belül) inkább a "száraz", üstökösaktivitást nem mutató kis égitestek dominálnak, a "nedves" (jeges) égitestek pedig a külső vidékeket "kedvelik", de ettől még félrevezető lenne üstökösként meghatározni egy mégoly jeges égitestet, ha egyszer a nagy naptávolsága folytán gyakorlatilag sosem fog kómát és csóvát növeszteni.

A fentiek miatt az objektumok alább következő csoportosítása nem annyira az üstökös-kisbolygó megkülönböztetésen, hanem sokkal inkább az égitestek pályáján, vagyis azok Naprendszeren belül elfoglalt helyén alapul. Az adatok legnagyobb részének forrása egyébként az Interneten kívül legfőképp Kereszturi Ákos és Sárneczky Krisztián: Célpont a Föld? Kisbolygók a láthatáron című, az MCSE kiadásában 2003-ban megjelent kiváló könyve, melyet ezúton is minden amatőrtársamnak ajánlok, aki a téma iránt érdeklődik.

Felosztásuk pályáik alapján

I. Földközeli objektumok (NEO-k)

A NEO rövidítés nem a Mátrixra utal, hanem az angol Near Earth Objects rövidítése, ami ugyanazt jelenti, mint a csoport magyar neve. Azon objektumok tartoznak ide, melyek 1.3 CSE-nél jobban megközelítik a Napot. Lehetnek kisbolygók és üstökösök is (melyeket a NEO helyett így megkülönböztethetünk NEA ill. NEC betűszóval is a Near Earth Asteroid ill. Near Earth Comet elnevezések alapján). Bár földközelinek nevezik őket, ez távolról sem jelenti azt, hogy mind veszélyesek lennének, még azok sem, amelyeknek a pályaelemeiből kiolvasható, hogy időnként a Földnél közelebb, időnként meg távolabb tartózkodnak a Naptól, a pályák ugyanis nem föltétlenül a Földével azonos síkban helyezkednek el, így azok térbeli elhelyezkedése folytán még ilyenkor is lehetséges, hogy nincs közös pontjuk a földpályával. Azokat a földközeli objektumokat, melyek pályájának van olyan pontja, amely 0.05 CSE-nél közelebb van a földpálya valamely pontjához, továbbá átmérőjük 150 m-nél nagyobb (avagy - mivel a méretük közvetlenül nehezen mérhető - abszolút fényességük 22 magnitúdónál kisebb), potenciálisan veszélyes objektumoknak (angolul Potentially Hazardous Objects, rövidítve PHO, ill. kifejezetten kisbolygó esetén PHA) is szokás nevezni. Pályájuknak a földpályához való viszonya alapján a földközeli kisbolygók tovább csoportosíthatók, mely alcsoportok többnyire egy-egy jellemző képviselőjük után lettek elnevezve:

I/1. Amor-csoport

Pályájuk nem metszi a földpályát, napközelpontjuk (perihéliumuk) a Föld naptávolpontjának (aphéliumának) távolsága (kb. 1.0167 CSE) és 1.3 CSE közt van. Névadójuk az (1221) Amor, de ide tartozik sok más mellett a (433) Eros is, úgyhogy ha valaki mindenáron a Szombathely melletti Pornóapáti községről szeretne kisbolygót elnevezni, akkor csillagászati nómenklatúra koherenciájának fenntartása érdekében föltétlenül ebből a csoportból illik választania.

I/2. Apollo-csoport

Napközelben ezek már közelebb vannak a Naphoz, mint a Föld naptávolpontja (kb. 1.0167 CSE), de pályájuk fél nagytengelye 1 CSE-nél nagyobb, vagyis idejük nagyobb részét messzebb töltik a Naptól, mint a Föld. Névadójuk az (1862) Apollo, és ide tartoznak olyan híresebb űrbéli szikladarabok is, mint a (1566) Icarus (mely 1968-ban kisebbfajta világvége-médiahisztériát keltett egy földközelségével, és minden bizonnyal azért kapta nevét, mert elnyújtott pályáján alig több, mint 1/10 CSE-re megközelíti a Napot, "kialudt" üstökösmagnak is gondolják), a (4179) Toutatis (melynek alakját radarvizsgálatok alapján elég nagy pontossággal ismerjük, egyben az egyik legveszélyesebb PHA-nak is tartják a Jupiterrel és a Földdel is rezonanciában levő, ennélfogva meglehetősen instabil, a perturbációk miatt nehezen jósolható pályája, kis pályahajlása és jelentős földközelségei miatt), vagy a "drágám-képzeld-végre-rólam-is-elneveztek-egy-kisbolygót" típusú (2101) Adonis.

I/3. Aten-csoport

Ők - szöges ellentétben az előző csoporttal - főleg a földpályán belül szeretnek tekeregni (pályájuk fél nagytengelye 1 CSE-nél kisebb), de naptávolban távolabb kerülnek a Naptól, mint a Föld napközelpontja (kb. 0.9833 CSE). Pályájukból kifolyólag nem túl könnyű megfigyelni őket, mivel a belső bolygókhoz hasonlóan nem nagyon szoktak túlzottan nagy látszó szögtávolságra kerülni a Naptól. Névadójuk a (2062) Aten (melyről ezen kívül nem tudok semmi érdekeset), más képviselőjüket meg momentán nincs kedvem kikeresni, így is épp elég hosszú lesz ez a leírás.

I/4. Apoheles- (Anons, Vulcanoid) csoport

Ezek aztán már naptávolban sem érik el a földpályát, naptávolpontjuk a Föld perihélium-távolságánál (kb. 0.9833 CSE) is közelebb esik a Naphoz. Még az előző csoportnál is nehezebb őket megfigyelni. A csoport az eddigiektől eltérően nem valamely ismert képviselőjéről kapta a nevét (sokáig nem is volt ilyen). Az "Apohele" szó a csillagászok által nyilván folyékonyan beszélt hawaii nyelven állítólag "pályát" jelent (gondolom leginkább golfpályát), az "Anons", ha minden igaz, az "anonymous" szó hadarva, a "Vulcan" pedig ebben az összefüggésben eredetileg egy - később nem létezőnek bizonyuló - feltételezett bolygó nevének volt fenntartva, melynek a Merkur pályáján belül kellett volna keringenie (bár az is lehet, hogy Mr. Spock szülőföldje volt az inspiráló tényező). Nevezik őket még a megfelelően kondicionált fül számára minden bizonnyal előkelően hangzó IEO (Inner-Earth Orbit, a.m. kb.: Földén Belüli Pálya) néven is, melyet azonban autentikus angol kiejtése ("ÁJÍÓU") alapján feltehetőleg tévedésből jegyeztek le a csoport ajánlott neveként egy vezető amerikai csillagász diktafonjáról, miközben az eredeti jelentése szabad fordításban mindössze annyi akart lenni, hogy az illető lekávézta az ezerdolláros öltönyét, és a forró ital kezdi elérni a mélyebb rétegeket. A csoport első ismert képviselője a korábban 2003 CP20 ideiglenes kóddal ellátott, azóta végleges számot és nevet nyert (163693) Atira.

I/5. Arjuna-csoport

A földpályáéval szinte azonos nagytengelyű (tehát szinte pontosan 1 éves keringési idejű, más szóval a Földdel 1:1 rezonanciában levő), még a földpályánál is kisebb excentricitású (szinte tökéletesen kör alakú Nap körüli pályát leíró) "csoport", melynek egyetlen jelenleg ismert képviselője a 2002 AA29 ideiglenes jelölést viselő, kb. 24 magnitúdós abszolút fényességű, tehát meglehetősen aprócskának számító szikladarab. Az égitest nem pontosan a földpálya síkjában kering, ezért ütközéssel nem fenyeget, érdekességét az adja, hogy különleges pályája egy olyan (forgó) koordinátarendszerben ábrázolva, melynek egyik tengelyét a Napot a Földdel összekötő szakaszra erősítették Leukoplaszttal, érdekes formát ölt, melynek okán a kisbolygót helyenként a Föld természetes kísérőjének, "kvázi-holdjának" is szokták emlegetni. Van egy másik kisbolygó is, amely hasonló okból szintén kiérdemelheti a "kvázi-hold" címet, nevezetesen a (3753) Cruithne nevű apró (kb. Mont Blanc-méretű) aszteroida, amely azonban pályájának valamivel nagyobb excentricitása folytán nem fér bele a fenti csoportdefinícióba, így csak az Aten-csoportba tudta kvalifikálni magát, de ez annyira nem is lényeges, mivel a hasonló pályák néhány száz vagy ezer éves időtartamon túl a többi bolygó perturbáló hatásai miatt úgysem tekinthetők stabilnak. Arjuna egyébként egy hindu mitológiai alak, de ilyen nevű kisbolygó nem létezik, úgyhogy nem tudom, miért pont így emlegetik a csoportot. Elképzelhető, hogy a 2002 AA29 tervezett nevéről van szó, de ha így van, akkor valaki nagyon utálhatja szegényt.

II. Főövbeli aszteroidák

Ezek a klasszikus kisbolygók, melyeknek pályái a Mars és Jupiter pályái között húzódnak. Első és legnagyobb képviselőjüket, az (1) Ceres nevűt még a XIX. század első napján, 1801. január 1-én fedezte fel egy Ramdsen által készített 75 mm-es nyílású lencsés távcsővel a szicíliai Piazzi, majd január 3-án és 4-én is észlelte, de utána nyomát vesztette; Herschel nevezte aszteroidának (vagyis "csillagszerű"-nek, mivel mozgott, mint a bolygók és az üstökösök, de pontszerűnek látszott és ködösséget sem mutatott); Gauss dolgozott ki egy 3 észlelésből való pályaszámításra alkalmas módszert (a mai napig használatos, és Gauss-módszernek nevezik), melynek alapján közel egy év múlva a magyar Zách Ferenc báró, majd pár nappal később Olbers találta meg újra az elveszettnek hitt égitestet. Mivel pályája körhöz közeli, nem túl elnyújtott ellipszisnek bizonyult, vagyis bolygópályán keringett (szembeállítva az üstökösök parabolához közeli, nagy excentricitású pályájával) egy darabig új bolygóként ünnepelték, melyet a felfedező Piazzi az ókori római gabonaisten, Szicília védőistene után nevezett el, de Olbers már 1802. márciusában megtalálta a második aszteroidát, mely később (2) Pallas számot és nevet nyert. Olberst egyébként, aki az éjszaka sötétségével kapcsolatos híres paradoxona és a három észlelés alapján parabolapályát illeszteni képes pályaszámító módszere révén is tiszteletreméltó életművet hagyott az utókorra, büszkén vallhatom kétszeresen is kollégámnak, mivel orvos volt és amatőrcsillagász. A később egyre szaporodó számban ismertté váló főövi aszteroidák eredetével kapcsolatban egy időben elfogadott volt az az elmélet, hogy egy ugyanitt (a Mars és Jupiter pályája között) keringő, aztán később szétrobbant bolygó törmelékei lennének. A hipotetikus égitest még nevet is kapott (Phaethon), de később, miután az elmélet tévesnek bizonyult, a jobb sorsra érdemes nevet megkapta egy közönséges aszteroida, a (3200) Phaethon, ami a sors kegyetlen fintora folytán még csak nem is főövbeli, hanem egy hitvány Apollo típusú NEO, ráadásul még potyog is lefele az égből, merthogy a Geminidák nevű ismert meteorraj szülőégitestjéről van szó.

A főövben döbbenetes mennyiségű kisbolygó kering, az 1 km-nél nagyobbak száma meghaladhatja az egymilliót, együttes tömegük azonban alig éri el a Hold tömegének 2-3%-át, és ennek a tömegnek is kb. a fele egyetlen égitestben, a törpebolygó státust a főövi kisbolygók közül egyelőre egyedüliként elérő, kb. 950 km átmérőjű (1) Ceresben összpontosul. Az 500 km körüli kategóriát ketten képviselik, a (4) Vesta és a (2) Pallas, nem sokkal marad le tőlük az erősen lapult ellipszoid alakú (10) Hygieia, 450 km körüli legnagyobb átmérőjével. Ezekkel együtt összesen 25-30 darab főövi kisbolygó lehet nagyobb 200 km-nél, míg a 100 km-nél nagyobbak száma alig több 200-nál.

A többszázezernyi főövbeli kisbolygó jelentős része nem véletlenszerű összevisszaságban tölti ki a "számukra rendelt" térrészt a Mars és Jupiter közt. Kiderült egyrészt, hogy ha a pályájuk közepes naptávolságának (fél nagytengelyének), vagy ami ettől függ, a keringési idejük függvényében kezdjük számlálni a kisbolygókat, lesznek olyan értékek, melyekhez alig tartozik kisbolygó. Ezek az. ún. Kirkwood-rések olyan keringési időknek felelnek meg, melyek valamely kis egész számok arányában állnak a Jupiter keringési idejével. Az ilyen "tiltott" helyekről a Jupiter gravitációs hatása előbb-utóbb kiszórja az ide tévedőket:

Azonban más helyeken (melyeket akár türelmi zónáknak is nevezhetnének, de nem teszik) sem egyenletesen eloszlásban fordulnak elő. Egy Hirajama Kijocugu nevű japán csillagász ismerte fel még a XX. sz. első negyedében, hogy a kisbolygók egy része olyan csoportokat alkot, melyek tagjai egymáshoz hasonló pályaelemekkel rendelkeznek. Az ilyen, egymáshoz közeli pályát bejáró tagok alkotta csoportokat nevezik a felfedező tiszteletére angolos írásmóddal Hirayama-családoknak. Az egyes családokat általában a legalacsonyabb sorszámot viselő (legfényesebb és/vagy legnagyobb) tagjuk után nevezték el. A felfedezés egyébként úgy született, a pályák alakját, méretét és síkját leíró három fő pályaelem (az excentricitás, a fél nagytengely és az inklináció) közül két kiválasztottat megjelenítő, azokat egymás függvényében ábrázoló grafikonokat szerkesztettek, melyeken minden egyes ábrázolt kisbolygót egy pont képviselt, a megfelelő pályaelemek által meghatározott helyen. Azt tapasztalták, hogy a pontok egyenletes eloszlása helyett bizonyos helyeken valósággal feketéllik a papír a pöttyöktől (kivéve, ha színes tintát használnak, mint itt):

Az ilyen kisbolygócsaládok egy része a tagok közös eredete folytán alakult ki, vagyis olyan módon, hogy eredetileg egy nagyobb aszteroida keringett az adott pályán, amely aztán ütközések miatt feldarabolódott, és ezek a darabok az ütközéskor nyert kisebb-nagyobb sebességkülönbségek miatt az idők folyamán szépen eloszlottak az eredeti pálya teljes vonala mentén. Ennek révén az egyes darabok jelentős távolságokba kerülhettek egymástól, de továbbra is közel azonos síkban, közel azonos méretű és lapultságú pályán keringenek (mint pl. a Koronis-, Eos- és Flora-családok tagjai). Vannak olyan, azonos eredetű tagokat tartalmazó családok, melyek csak egyetlenegy nagy (akár párszáz km átmérőjű) tagot tartalmaznak, amely mellett eltörpül az összes többi családtag, ami arra utalhat, hogy a legnagyobb tag gyakorlatilag megőrizte az eredeti méretét, a család sok apró tagja pedig olyan ütközések törmelékét jelenti, amelyek legfeljebb csak kisebb darabokat tudtak letörni róla (ilyenek pl. a Pallas-, Vesta- és Nysa családok). A családok persze tartamazhatnak olyan tagokat is, amelyek nem a család eredeti szülőégitestjétől származnak, csak véletlen betolakodónak számítanak közöttük, ezek spektroszkópiai úton elkölöníthetők az azonos eredetű, így azonos kémiai összetételű tagoktól, pl. maga a legnagyobb főövi aszteroida, az (1) Ceres is csak efféle betolakodó azon kisbolygók közt, melyekhez hasonló pályán kering, és amely család így nem is róla, hanem a hozzá képest jelentéktelen méretű (1272) Gefionról lett elnevezve. Megint más kisbolygócsaládok különböző eredetű tagokat tartalmaznak, melyek csak dinamikai okok (a bolygók - főleg a Jupiter - gravitációs hatása) miatt csoportosulnak speciális pályaelemekkel leírható pályák mentén (mint pl. a Hilda-család tagjai).

Ez a bizonyos grafikonon való ábrázolósdi, amely alapján a családokba osztás történik, egyébként a leírtnál lényegesen bonyolultabb dolog lehet, mert a családokba tömörülés állítólag csak akkor látszik rendesen, ha nem az égitest helyzetéből és pillanatnyi sebességéből számítható, az adott pillanatban érvényes kéttest-pályaelemeket (az ún. oszkuláló pályaelemeket, melyeket ki tudja miért, de nem nevezünk magyarul "csókolózó pályaelemeknek", pedig a kifejezés szó szerint ezt jelenti), hanem az angol szaknyelvben "proper elements" néven ismert pályaelemeket használjuk - az elnevezés hivatalos magyar szaknyelvi megfelelőjét nem ismerem, legjobb tippem szerint talán "sajátelemeknek" hívhatják őket a "sajátmozgás" (proper motion) mintájára. Ezeket - laikus értelmezéssel - úgy kaphatjuk meg az előbbiekból, ha lepucoljuk róluk a perturbációk (pályazavarások) okozta periodikus változásokat, ami azonban meglehetősen számításigényes numerikus integrációkat igényel, szóval nem éppen krumplipucolásról van szó. Mindez persze sokkal értelmesebben is le van írva máshol , úgyhogy már megint teljesen feleslegesen írok regényeket olyan dolgokról, amelyekhez valójában nem értek.

A főövbeli kisbolygók mintegy 1/3-a sorolható be valamelyik családba. Az idáig kitartó kedves olvasók valószínűleg hálás szívvel gondolnak majd rám, ha megtudják, hogy nem készülök a kb. 30 jelenleg ismert kisbolygó-család mindegyikének részletes ismertetésére, csak néhány példát említek, a növekvő közepes naptávolság sorrendjében:

II/1. Hungaria-család

A főöv belső peremén, de attól elkülönülve a 2.06 CSE közepes naptávolságban húzódó 4:1 rezonanciasáv (Kirkwood-rés) belső oldalán keringenek (kb. 1.75-2.06 CSE közti fél nagytengelyű, meglehetősen kibillent, 15-34° inklinációjú pályákon). Több szempontból is érdekesek, először is ugyebár magyar vonatkozásúak is akadnak közöttük (kezdve pl. a névadó (434) Hungariával, de itt kering a (4483) Petofi is), de eredetük is különleges, valószínűleg nem ütközéses darabolódással jöttek létre, nagyjából az eredeti (nem túl nagy) méretüket őrzik. Kapcsolatban állhatnak a hozzájuk hasonlóan kibillent, de a 4:1 sáv külső oldalán keringő Phocaea-családdal.

II/2. Flora-család

A főöv fő "tömbjének" belső részén, alacsony (1.1°-nál kisebb) inklinációjú, kb. 2.1-2.3 CSE fél nagytengelyű pályákon keringenek. Névadójuk a jókora (8) Flora.

II/3. A fő kisbolygóöv belső zónái

A főöv legkoncentráltabb részét, belülről kifelé három, rendre kb. 2.3-2.5, 2.5-2.8 és 2.8-3.25 CSE közepes naptávolság közt elterülő zónára (I, II és III. zóna) szokás osztani, melyek mindegyikét számos családba tömörülő, nagyszámú kisbolygó alkotja.

II/4. Cybele-család

Ebben az előzőekhez képest már kevésbé népes családban, már a főöv belső zónáin kívül, 3.25-3.70 CSE közepes naptávolságban, 0.3-nál kisebb excentricitású pályákon osztozó aszteroidák keringenek, melyek közül a tekintélyes méretű (65) Cybele a főnök.

II/5. Hilda-család

Érdekes pályákon keringő objektumokról van szó. A főöv külső részétől a Jupiter 5.2 CSE közepes naptávolságú pályájáig húzódó nagy kiterjedésű, az előzőekhez képest már szinte üres térrészt népesítik be. Közepes naptávolságuk kb. 3.7-4.2 CSE, ami a 3:2 rezonanciasávot jelenti. A Jupitert különleges pályájuk révén kerülik el: amikor naptávolban járnak (tehát amikor legközelebb lehetne hozzájuk a szigorú óriásbolygó), ügyesen vagy pont a Nap túloldalán, vagy pedig pont a 60 fokkal a Jupiter előtt és mögött elhelyezkedő L4 és L5 Lagrange-pontok valamelyikéhez közel tartozkodnak, így minimalizálják a Jupiter pályaháborgató hatását. Utóbbi két helyen egyébként kapcsolatba kerülhetnek a Jupiter ugyanitt, csak gyakran sokkal nagyobb inklinációjú pályán keringő ún. trójai kisbolygóival. Pályájuk mentén való eloszlásuk folytán egy szép egyenlő oldalú háromszöget rajzolnak ki:

III. Trójaiak

Ha egy kisbolygó a sors kifürkészhetetlen akarata folytán egy nála jelentősen nagyobb objektum (bolygó; példánkban nevezzük mondjuk Jupiternek) pályájával azonos fél nagytengelyű (tehát azonos keringési idejű) pályára kerül, akkor nem érdemes hosszú távra terveznie az ott tartózkodást, mert az erősebb testvér előbb-utóbb úgyis ki fogja penderíteni onnan. Van azonban két pont a Jupiter pályája mentén, amelyek közelében hosszú ideig stabilan keringhetnek a kisebb égitestek, az egyik 60 fokkal a bolygó előtt, a másik 60 fokkal mögötte, ezeket L4 és L5 Lagrange-pontoknak nevezik. A Nap-Jupiter rendszerben az elsőként felfedezett képviselőjük az L4 ponthoz közel keringő (588) Achilles volt, de nem váratott sokáig magára a legnagyobb, mintegy 220 km-es (624) Hektor. Hamarosan kialakult az a hagyomány, hogy az ilyen pályán keringő kisbolygókat a trójai háború hőseiről nevezik el, mégpedig úgy, hogy a Jupitert megelőző L4 ponthoz közeliek lesznek a görög ostromlók, a Jupitert követő L5 ponthoz közeliek pedig a trójai védők. Ezen utóbbi szabály kissé késve lett kanonizálva, így történhetett, hogy mindkét táborba került egy-egy áruló (vagy kém): (624) Hektor a görög, (617) Patroclus pedig a trójai táborba keveredett (meg is hasonlottak önmagukkal, merthogy mindketten kettős kisbolygók, bár a trójai hős kicsit mégis intaktabb személyiség, mert csak érintkező kettős). A két csapat összesen talán 2000 nagyobbfajta tagot számlálhat, de a harc egyenlőtlen, mert a görögök kb. kétszer annyian vannak - nem csoda, hogy a biztonságos távolságból (a főövből) tudósító krónikás, (5700) Homerus (szintén nem a helyszínen, hanem a főövben kiadott) főműve, a (6604) Ilias szerint végül is a görögök győznek, annál is inkább, mert Trója védőistene, (1862) Apollo épp nincs otthon (mivel a Föld közelében repked), úgyhogy hiába fohászkodik hozzá főpapja, (3240) Laocoon. Persze a győzelemhez (1143) Odysseus leleményessége is kell, de végül csak (18458) Caesar őse, (1172) Aneas menekül meg. A lovat sajnos nem számozták meg.

Lagrange-pontok persze nemcsak a Jupiter, hanem az összes többi bolygó pályája mentén is találhatók, ezek környezetében viszont nem minden esetben találtak eddig kisbolygókat. Tudomásom szerint jelenleg a Jupiteren kívül egyedül a Neptunusznak és meglepetésre egy jóval kisebb bolygónak, a Marsnak van ismert trójai kisbolygója (merthogy ezeket is trójainak hívják a Jupiteréi után, persze ezek esetében már nem követik a fenti érdekes nevezéktani szabályt, mint ahogy a Jupiter ványadtabb méretű trójai kisbolygói számára sem juthat az Iliász véges számú szereplőjéből). Mind a Mars, mind pedig a Neptunusz ismert trójai kisbolygóra érvényes, hogy egyrészt kevesen vannak, másrészt meg borzasztó halványak; előbbiek azért, mert igencsak hitvány méretűek, mint pl. a kb. 5 km-es (5261) Eureka, utóbbiak meg a nagy távolságuk folytán, mert pl. a 2001 QR332 jelű égitest 230 km-es mérete önmagában még nem lenne reménytelen.

IV. Kentaurok

A Naprendszer külső, sötét és hideg tartományai felé közeledve elérkeztünk az óriásbolygók közé. Az itt keringő kisebb égitestekről korábban már érintőlegesen esett szó: őket nevezik kentauroknak. Ez a megnevezés hasonlóképpen ragadt rajtuk, mint ahogy az a trójaiak esetében történt: elsőként felfedezett képviselőjüket, a (2060) Chiront akkoriban egyedülállónak számító pályája miatt Uránusz unokájáról, Kronosz (akinek etruszk-római megfelelőjét Szaturnusznak hívják) fiáról nevezték el, mint apuci és nagypapi lába alatt szaladgáló csemetét. Chiron történetesen kentaur volt, és amikor (jóval később, 15 év múlva) kezdtek egyre több hasonló objektumot felfedezni, a rendszerető csillagászok megalkották azt a hagyományt, hogy lehetőség szerint kentaurokról fogják elnevezni őket. Így kapta nevét a teljesség igénye nélkül az (5145) Pholus, a (7066) Nessus, vagy a tudomásom szerint a legnagyobb átmérőjű jelenleg ismert kentaur címével büszkélkedő, kb. 260 km-es (10199) Chariklo. Pontosabb (persze így is önkényes) definíció szerint azok a kisebb égitestek tartoznak a kentaurok közé, melyek pályájának fél nagytengelye kisebb, mint a Neptunuszé (kb. 30.106 CSE) és napközelben sem metszik a Jupiter pályáját (vagyis perihéliumban is kívül maradnak annak kb. 5.4581 CSE-et kitevő maximális naptávolságánál). Nagy részük - amint az a Naprendszer külső vidékein szokásos - jelentős mennyiségű vízjeget tartalmazó, tulajdonképpen üstökösmagnak tekinthető objektum, ami csak a nagy naptávolság miatt nem mutat kigázosodást. Van, amelyiknek még ez sem akadály, pl. legismertebb képviselőjük, a (2060) Chiron is mutatott már üstökösaktivitást, ami ráadásul egyúttal azon néhány égitest közé tartozik, amelyeknek hivatalos kisbolygó- és üstökösbesorolása (száma) is van, legálisan, hat példányban lepecsételve. A négy óriásbolygó közt keringve, azok gravitációs erejének nagy fokban kitéve, pályájuk nem tekinthető hosszú távon stabilnak. Nyilván nem is a jelenlegi pályájuk közelében jöttek létre, hanem sokkal távolabbról, a Neptunuszon túlról, a Kuiper-övből származnak, ahonnan a Neptunusz lódította beljebb őket, és csak átmenetileg (röpke százezer vagy egymillió évig) labdáznak velük az óriásbolygók, mielőtt újra ki nem dobódnak, vagy be nem kerülnek a belső Naprendszerbe, ahol mint a Jupiter családjába tartozó rövid periódusú üstökösök válnak majd ismertté (ha ugyan lesz még ki előtt ismertté válni annyi idő múlva).

V. A Kuiper-öv objektumai (KBO-k)

A Neptunuszon túli dermesztő űrről, ahonnan a Nap korongja szabad szemmel már kiterjedés nélküli (bár igen fényes) pontnak látszana csak, aránylag korán, már 1930-ban kiderült, hogy nem egészen üres, amikor Clyde Tombaugh felfedezte a (134340) Plutót. Persze akkor még nem volt száma, de azóta lefokozták szegényt, az egykor bolygóként tisztelt égitest neve mellett a számon kívül olyan megalázó paraméterek is megjelentek, mint pl. az abszolút magnitúdó. A szomorú esemény előszelei már aránylag korán érezhetők voltak a Pluto legendás fogyása révén (ahogy mind pontosabb módszerekkel próbálták megmérni, úgy bizonyult egyre kisebbnek), de ez önmagában még nem lett volna baj, az események akkor kezdtek igazán felgyorsulni, amikor 1992-ben hosszas keresés után ráakadtak a második Neptunuszon túli objektumra (Trans-Neptunian Object, TNO), a mintegy 200 km-es 1992 QB1-re. Ezt követően az intenzív kutatások egyre több hasonló égitestre akadtak, és nemcsak hasonló párszáz km-es darabokra, hanem 1000-2000 km-es de luxe kategóriájúakra is. Jelenleg ott tartunk, hogy már nem is a Pluto a legnagyobb közöttük. Lassanként kirajzolódott egy a Neptunuszon túl, 30-50 CSE közötti naptávolságban elterülő második kisbolygóöv képe, amely hasonlít is, meg nem is a belső Naprendszer fő kisbolygóövére. Igazság szerint ennek a "második kisbolygóövnek" a léte nem lepte meg túlságosan a csillagászokat, mert már 1949-ben Edgeworth, majd kicsit később Kuiper is felvetette, hogy az anyagkorong, melyből a bolygók összeálltak, nem ért véget a Neptunusz távolságában, de itt a bolygócsírák (planetezimálok) a nagy távolságok és lassú mozgások miatt már nem voltak képesek újabb nagybolygókká összeállni, ami egyúttal azt is jelenti, hogy ma is ott kell lenniük valahol. A térséget - kissé igazságtalanul - ma Kuiper-övnek nevezik (a holland név ejtése angolosan kb. "kájpör", hollandul kb. "köjpör" lenne állítólag, de ilyet hangzású szót magyar ember nem mond ki, mert fél, hogy hülyének nézik, úgyhogy kellene valami speciális megoldás, mint pl. az 1849-es császári hadvezér Eduard van der Nüll esetében, akit az ellene harcoló székely honvédek csak Vándor Nyúlnak neveztek). Jóval nagyobb térrészről lévén szó, nem meglepő, hogy jóval több anyag kering itt, mint a belső kisbolygóövben, és az objektumok közt is jóval több a nagyobbfajta. Becslések szerint a 100 km-nél nagyobbak száma elérheti a százezret, de az 1000 km-nél nagyobbak (amekkorák a klasszikus kisbolygóövben egyáltalán nincsenek is) közül is már legalább 10 ismert. Törpebolygó minősítéssel jelenleg négyen (Pluto, Eris, Makemake, Haumea) rendelkeznek közülök, de csak a már ismertek közt is van még legalább 10 további esélyes aspiráns (Orcus, Ixion, Quaoar, Varuna, Sedna, Huya és 4 már számozott, de még névtelen társuk), és a még felfedezetlenekkel együtt számuk becslések szerint elérheti a 200-at is.Különbséget jelent az itt keringő testek összetétele is, a belső Naprendszerhez képest itt jóval magasabb a jelentős jégtartalmú égitestek (kvázi üstökösmagok) becsült aránya.

Pályájuk alapján a következő csoportokba osztják őket:

V/1. Plutinók

A Kuiper-öv objektumai alapvetően eléggé gyáva égitestek. Leginkább azon szoktak aggódni, hogy mi módon kerüljék el az óriásbolygók, főleg a hozzájuk legközelebbi Neptunusz pályaháborgató hatását. Pedig régen nem voltak mind ilyenek. Ebben a tekintetben erősen hasonlítanak a zebrákhoz. Régen azok se mind féltek a ragadozótól, csak a bátrabbakat azóta megették az oroszlánok. A Darwin-díjas KBO-kat a Neptunusz hajigálta ki (vagy sorozta be kentaurnak), azóta a többiek rettegnek. Ezen csoport tagjai nehéz helyzetben vannak, mert perihéliumtávolságuk 25-35 CSE közt van, vagyis erősen megközelítik a neptunuszpályát, vagy akár - a Plútóhoz hasonlóan - napközelben még közelebb is jutnak a Naphoz annál. Azt a túlélőtechnikát dolgozták ki, hogy egyrészt 2:3 rezonanciában állnak a Neptunusszal (pályájuk fél nagytengelye kb. 39-40 CSE), másrészt pályájuk síkja is erősen kibillent lehet. Elég sokan vannak, 30-50 CSE közt az égitestek mintegy 40%-át teszik ki. A 2300 km átmérőjű névadón kívül olyan nagyobb égitestek tartoznak közéjük, mint pl. a kb. 1100 km-es (90482) Orcus, a kb. 900 km-es (28978) Ixion, és az erősen lapult, rögbilabda alakú, kb. 1200 km átmérőjű (136108) Haumea.

V/2. Hiperplutinók

Csak abban különböznek az előzőektől, hogy nem 2:3, hanem más (pl. 1:2 vagy 3:4) rezonanciát használnak (ami kb. 36-37, vagy 47-48 CSE fél nagytengelynek felel meg, hacsak el nem számoltam). Az előző csoporttal együtt összefoglaló néven "rezonáns pályán keringő Kuiper-övi objektumoknak" is nevezik őket. Tulajdonképpen a Neptunusz trójai kisbolygóit (melyek a Nap-Neptunusz rendszer L4 és L5 Lagrange-pontjai közelében keringenek) is ide számíthatjuk, ők voltaképpen 1:1 rezonanciában állnak a Neptunusszal.

V/3. Kubevánok

Ők a biztonságos távolság tartásának technikáját választottak csoportja, melyek 40.5 CSE-nél nagyobb fél nagytengelyű, körhöz közeli alakú pályákat járnak be. A nevük nem véletlenül hasonlít Obi-van (angolosan Obi-wan) Kenobiéra, akinek keresztneve alapján erősen felmerülhet a gyanú, hogy George Lucas valami OB-1 jelű robotnak tervezte eredetileg R2D2 és C3PO mintájára. A Kuiper-öv ezen szerencsétlen csoportját bizony az első ismertté vált képviselőjük után nevezték el, ami még nem lenne baj, csakhogy nem várták meg, amíg végleges számot és nevet kap a nyomorult, hanem ideiglenes jelölésének (1992 QB1) az évszám utáni részét használták fel, ami angolul kiejtve kb. "kjubi-van"-nak hangzik, és amit (számukra fonetikusnak tűnő írásmóddal) ők "cubewan"-nak írnak. Mi is joggal hívhatnák őket "kúbéegyek"-nek afeletti örömünkben, hogy nem IQ10-nek, NB2-nek vagy QQRIQ-nak jelölték a névadót. Legnagyobb ismert képviselői a csoportnak a kb. 1500 km-es (136472) Makemake, a kb. 1200 km-es (50000) Quaoar és a kb. 800 km-es (20000) Varuna, melyek számunkra furcsának tűnő neveiket a nagyobb KBO-k többségéhez hasonlóan egzotikus istenségekről kapták. Érdekes, hogy a 50-52 CSE közepes naptávolságon túl viszont eddig nem nagyon találtak körhöz közeli pályán keringő égitesteket, pedig a modellszámítások szerint ott kellene lenniük. Lehet, hogy csak idő kérdése azonban, mert pl. a kb. 57 CSE közepes naptávolságban erősen kibillent pályán keringő 2004 XR190 jelű KBO pályájának excentricitása mindössze 0.1.

V/4. A szórt korong objektumai (SDO-k)

Az SDO jelölés a csoport nevnek angol eredetijére (Scattered Disc Object) utal. Na ők azok, akik nem féltek a Neptunusztól, és most többnyire rendkívül elnyúlt és/vagy kibillent, messzire vivő, különös pályájukon járnak, némelyikük örülhet, ha 10000 évenként egyszer meg tudja kerülni a Napot. A Plutónál is nagyobb, mintegy 2340 km-es (136199) Eris, amikor a bolygó-nem bolygó vita még nem jutott nyugvópontra, sokáig a 10. bolygó címére pályázhatott. Keringési ideje alapján felmerült, hogy valószínűleg szintén stabil, a Neptunusszal 17:5 rezonanciában álló pályán kering, ennek igazolásához a pályaelemek pontosabb ismerete lenne szükséges. A szintén jókora, kb. 1600 km átmérőjű (90377) Sedna, amely napközelben is csak nagyon távolról, kb. 76 CSE-ról láthatja a Napot, annyira elnyújtott pályán kering, hogy naptávolban majd 1000 CSE távolságba jut, ami persze még mindig csak 0.015 fényévet tesz ki, vagyis a legközelebbi csillag távolságának 1/300-ad részét, ennél a parabolikus pályán érkező hosszú periódusú üstökösök forrása, az Oort-felhő külső pereme majdnem 100-szor messzebb van. A különös pálya bejárásához egyébként kb. 12000 évre van szüksége.

A Kuiper-öv objektumainak különböző alcsoportokba való beosztásának kérdése még nem jutott teljesen nyugvópontra. Egyes értelmezések szerint csak a kubevánok (más néven "klasszikus Kuiper-övi objektumok") és a rezonáns pályán keringő testek tartoznak a KBO csoportba, eszerint a SDO populáció teljesen külön társaság lenne, ugyanakkor kivéve közülük az olyan nagyon távoli napközelpontú égitesteket, mint pl. a (90377) Sedna, melyek számára külön kategóriát kreáltak "Extended (=kiterjesztett) Scattered Disc Objects" (E-SDO), vagy "Distant Detached (=távoli leválasztott?) Objects" (DDO) néven; megint mások pedig az Oort-felhő belső részéhez sorolják őket. Azt hiszem azonban, hogy - legalábbis amatőrcsillagász szempontból - talán nem számít túl nagy dezinformációnak, hogy egy kis egyszerűsítéssel a Kuiper-öv név alatt egy kalap alá vettem az előbbiekkel ezeket is.

A nevezéktan kissé kaotikusnak tűnik ugyan, de igazából nem túl bonyolult dologról van szó. A Naprendszer külső részein keringő planetezimálok, melyeknek maradványa a ma látható Kuiper-öv, vagy azért maradtak meg az eredeti helyükön, mert elég távol vannak az óriásbolygóktól (ezek a kubevánok), vagy pedig azért, mert a Neptunuszéval rezonanciában álló pályájuk megóvta őket a kidobódástól (plutinók, hiperplutinók, ill. a Neptunusz trójai objektumai). Az óriásbolygók (főleg a Neptunusz) pályaháborgató hatása az összes többit kidobálta eredeti helyéről: vagy kifelé (szórt korong), vagy pedig befelé (kentaurok, ill. a Jupiter családjába tartozó rövid periódusú üstökösök). Az olyan extrém objektumok, mint pl. a (90377) Sedna ("detached objects") eredete egyelőre nem egészen tisztázott: vagy ők is a szórt koronghoz tartoznak, vagy pedig a hosszú periódusú ütökösökkel együtt az Oort-felhőből jöttek.

VI. Üstökösök

Az eddigiekben már többször szóba kerültek ezen potenciálisan látványos égitesttípus tagjai. A következőkben röviden csak annyiban lesz szó róluk, ami a jellemzően erősen excentrikus, és nem feltétlenül az ekliptikához kötött síkban leírt pályájuk alapján történő felosztásukat, és ami ezzel összefügg, nevezéktanukat érinti. Nyilván minden amatőr előtt ismerős az üstökösjelölések formátuma: van benne egy törtjel, az ezt megelőző részben pedig találunk vagy C vagy egy P betűt. Nos, a P betű a "periodic comet", a.m. "periodikus üstökös", a C pedig egyszerűen a "comet", vagyis egyszerűen "üstökös" szóra utal, mely utóbbi eszerint nyilván nem periodikus üstököst akar jelenteni. Nos, ez "természetesen" nem így van, a nevezéktan definíciója szerint ugyanis P jelzést azok az üstökösök kapnak, amelyek keringési ideje 200 évnél kevesebb, vagyis ezek szerint C jelzést kap már egy 201 év keringési idejű üstökös is, ami nagyon távol van attól, hogy ne legyen periodikus. Érdekességképpen: a C és P helyett ritkán más karakter is állhat a név első részében, mint pl: X: ismeretlen keringési idejű - pl. csak történelmi feljegyzésekben szereplő - üstökös; D: "sötét" ("dark"), vagyis elveszett vagy megsemmisült üstökös; A: olyan égitest, melyet tévedésből jelöltek üstökösnek, de valójában aszteroida. Valóban nem periodikus (tehát egészen bizonyosan a Naprendszeren kívülről érkező és oda távozó) üstökös igazából alig létezik, mivel a legelnyúltabb üstököspályák is csak minimálisan különböznek a parabolától, a leghiperbolikusabb dokumentált üstököspálya (a C/1980 E1 üstökösé) excentricitása is csak 1.057 volt. Senki sem látott még olyan üstököst, ami "rendesen" hiperbolikus, mondjuk 2-es, vagy akár csak 1.2-es excentricitású pályán haladt volna. Igaz ugyan, hogy a parabolikus pályán mozgó test sebessége is a szökési sebességgel egyenlő, és hogy az ilyen pályán mozgó test nem tér vissza, hanem a "végtelenbe távozik", de ez a fiktív eset csak papíron, idealizált esetben, a newtoni kéttest-problémában létezik, és még ott is hozzá szokták tenni, hogy "végtelen idő alatt" (azaz sohanapján). Különben is, a "pályaelemeknek" nevezett számok, mint amilyen az excentricitás értéke, a fenti idealizált kéttest-problémán kívül sehol sincsenek kőbe vésve, hanem folyamatosan változnak a testet állandóan érő különböző perturbáló erők hatására (vö.: oszkuláló pályaelemek). Különösen nem kellő pontosságú, kevés megfigyelés alapján számított pályák esetén a legapróbb mérési pontatlanságok is nagyobb mértékben befolyásolják a pályaelemek számítás során kapott értékét, ami az excentricitás esetén bőven meghaladhatja azt a pár ezrednyi értéket, amennyivel egy szokványos hiperbolikus pálya excentricitása nagyobb 1-nél. A valóságban ezen enyhén hiperbolikus pályán haladó üstökösök sem a Naprendszeren kívülről, hanem minden bizonnyal ugyanúgy az Oort-felhőből érkeztek, mint az összes többi hosszú periódusú üstökös, és csak az óriásbolygók gravitációs ereje gyorsította őket a szökési sebesség fölé, minek folytán esélyük van kidobódni a Naprendszerből, feltéve hogy már semmilyen nagyobb testet nem fognak megközelíteni kifelé vezető útjuk következő egymillió éve alatt.

VI/1. Rövid periódusú üstökösök

Röviden a P jelzésűekról van szó, melyek keringési ideje 200 év alatti. 2 alcsoportra oszthatók:

VI/1/a. A Jupiter családjába tartozó rövid periódusú üstökösök

Ezek 20 évnél rövidebb idő alatt kerülik meg a Napot, vagyis pályájuk fél nagytengelye 7.368 CSE-nél kevesebb, ami azt jelenti, hogy akkor sem jutnak sokkal túl a Szaturnusz pályáján naptávolban, ha perihéliumban erősen megközelítik a Napot. Tipikus képviselőjük a 2P/Encke. A kentaurok vagy a KBO-k közül származnak, eredeti helyükről az óriásbolygók (főleg a Jupiter) térítette rövidebb periódusú jelenlegi pályájukra őket.

VI/1/b. Halley-típusú, köztes (intermedier) periódusú üstökösök

Keringési idejük 20-200 év közötti, pályájuk fél nagytengelye 7.368-34.2 CSE közötti. Naptávolpontjuk a Kuiper-övben van, ennek ellenére sokkal távolabbról, az Oort-felhőből származónak gondolják őket. Névadójuk a híres 1P/Halley.

VI/2. Hosszú periódusú üstökösök

Ide tartoznak a 200 évet meghaladó keringési idejű üstökösök. A rövid periódusú üstökösökkel ellentétben, melyeknek pályája többé-kevésbé az ekliptikához közeli síkban van, és keringési irányuk a bolygókéval megegyezik, ezek a legkülönböző inklinációjú, és akár retrográd pályákon is érkeznek távoli forrásukból, a Naptól kb. 1 fényév távolságban elhelyezkedő, és felolvasztásra váró mirelit üstökösmagok milliárdjait tartalmazó Oort-felhőből.

Egyéb tulajdonságaik

A Naprendszer törpebolygóinak és kisebb égitestjeinek pályájukon kívül természetesen még számos egyéb megismerhető fizkai és kémiai tulajdonságuk van, (pl. méret, alak, tengely körüli forgás, holdak, kémiai összetétel, stb.), ezeknek részletes tárgyalása azonban ezen rövid kedvcsinálónak szánt, de már így is túl hosszúra nyúlt összefoglalónak nem célja. Érintőleg megemlítenék viszont még egy utolsó paramétert, mellyel a távcső (vagy számítógép) előtt ülő amatőrtársam gyakran találkozhat, ez pedig az objektumok fényességének kérdése. A csillagok fényességének kifejezésére használt magnitúdó-skálával kapcsolatban nyilván mindenki hallott a csillagok abszolút fényességének fogalmáról, mely definíció szerint azzal a lászó fényességértékkel egyenlő, amilyennek az adott csillag 10 parszek távolságból látszana. Nos, a kisbolygók és üstökösök esetén is kreáltak egy ugyanilyen nevű fogalmat, de mivel egyrészt őrájuk 32.6 fényév távolságból abszolút senki sem kíváncsi, mésrészt különben is annyira halványak, hogy ilyen messziről hiába gúvasztaná a szemét ha mégis akadna érdeklődő, harmadrészt meg esetükben, saját fényük nem lévén, nemcsak a távolság, hanem az is számít, hogy milyen fázisban lászanak (mekkora a Nap-kisbolygó-megfigyelő szög) az ő (H-val jelölt) abszolút fényességük másképp lett definiálva: azzal a látszó fényességgel, amilyennek akkor látszanak, amikor a teljesen megvilágított felüket fordítják felénk (0° a fázsszögük), és mind a megfigyelőtől, mind pedig a Naptól pont 1 CSE távolságban vannak. Ez az esemény aránylag ritka egyébként, mert azt feltételezi, hogy a megfigyelő a Nap középpontjában ülve les egy olyan kisbolygót, amit kivételes esetektől eltekintve saját kezűleg kellett előzőleg a megfelelő helyre cipelnie, merthogy az a dög a pályája folytán önszántából a büdös életben nem ment volna oda. Ebből is látszik, hogy a tudósok mennyire nincsenek túlfizetve, ezer szerencse, hogy a matematika sokmindentől megkíméli őket. A kisbolygókatalógusokban a H mellett még egy másik rejtélyes paraméter is szokott szerepelni, G-vel jelölve. Ennek a neve "slope" (a.m.: "lejtő") paraméter, ami az ún. oppozíció-jelenség miatt került bevezetésre. Ez azt jelenti, hogy a szembenállás körüli időszakban a kisbolygó pár tized magnitúdóval fényesebbnek szokott látszani, mint ami pusztán a távolságából következne. A jelenség a napfénynek a kisbolygó felszíni alakzatairól való visszaverődési módjával van összefüggésben valami trükkös módon, amit egyébként nem értek. A paraméter értéke természetesen égitestről égitestre más és más, de a pontos értéket a legtöbb kisbolygónál nem ismerjük, ezért szerepel a katalógusokban legtöbb sorban 0.15 ebben az oszlopban, ugyanis ez a feltételezett "default". A fényességmérés fenti rendszerét H és G magnitúdók rendszerének, vagy valami hasonlónak szokás nevezni, a British Astronomical Association oldalán található róla egy cikk , melyben részletesebben ismertetik a működését kisbolygók esetén. Üstökösöknél szintén létezik a H és G paraméter, de a számítás kicsit másképpen néz ki, az érdeklődők találhatnak részleteket pl. a Cartes du Ciel forráskódjában.

A fent említett abszolút fényesség (H) két fő tényezőtől függ, egyrészt a kisbolygó mérete (átmérője), másrészt pedig felszínének albedója (szó szerint: "fehérsége", vagyis fényvisszaverő képessége, melyet egy 0 és 1 közé eső számmal adhatunk meg) határozza meg. Valójában csak akkor abszolút (változatlan), ha a kisbolygó pontosan szabályos gömb alakú, továbbá tök egyszínű, felszíni alakzatok nélkül. Mivel a helyzet a gyakorlatban sosem ilyen, a tengelykörüli forgás folytán a látszó fényesség pillanatnyi értékéből számított abszolút magnitúdó is változni fog (a kisbolygónak fénygörbéje lesz). "Abszolútabb" magnitúdóértéket kaphatunk tehát, ha a fénygörbéről leradírozzuk a periodikus változásokat, és az így kapott közepes fényességből számítjuk az abszolót magnitúdót. A kisbolygók albedója aránylag tág határok közt változik, általában 0.05-0.25 közötti, ritkán több is lehet, és csak nagyon kevés kisbolygó esetén ismerjük a pontos értékét, de ha sikerült meghatározni az abszolút magnitúdót, akkor az albedót megasccolva hozzávetőleges pontossággal, bizonyos határok közé szorítva, egy képlet segítségével meghatározhatjuk a kisbolygó méretét. Találtam egy honlapot is, melyen működik egy ilyen kisbolygó-méricskélő számológép, de természetesen a korábban már említett, a honlapomról hamarosan letölthető asztrometriai programomba is beépítettem egy hasonlót.



A megfigyelési adatok

Ilyen hosszúra sikerült bevezetés után következzenek az egyelőre jóval kisebb helyet foglaló konkrét képek, mérések meg ilyenek. Az adatok égitesttípusok szerint vannak csoportosítva, melyek a következő linkeken érhetők el:


Földközeli objektumok: (3838) Epona, (1036) Ganymed, (330825) 2008 XE3
Főövi aszteroidák: (2) Pallas, (103) Hera, (266) Aline, (484) Pittsburghia, (1489) Attila, (4483) Petofi, (856) Backlunda (587) Hypsiplye (2159) Kukkamaki (2541) Edebono
Trójaiak: (1172) Aneas, (121514) 1999 UJ7
Kentaurok: (2060) Chiron
Kuiper-övi objektumok: (136199) Eris
Üstökösök: 103P/Hartley, C/2006 W3 (Christensen)
Rekordlista