Written by Widya Sawitar

User Rating: 0 / 5

Star InactiveStar InactiveStar InactiveStar InactiveStar Inactive
 
DINAMIKA ORBIT DAN KELUARGA ASTEROID

 

Artikel ini khusus dipersembahkan dan sebagai kenangan akan
Prof. DR. Suryadi Siregar
seorang Guru Besar Astronomi ITB yang baru tanggal 15 Januari 2018 berpulang.
“Innalillahi wa inna ilaihi rojiun”
Seorang dosen sekaligus kolega yang handal, dengan keramahannya yang khas.
“Wawargita ing Widya withing Jagad Rana Adi Ganesha”

Sekedar coretan tulisan seperti inilah
yang dapat penulis tuangkan
sebagai ungkapan terima kasih atas segala apa yang pernah diberikan,
“especially grateful to him that always provided advice on the theme”.
Bidang asteroid dengan beragam aspeknya adalah spesialisasi Beliau.

And as a single point source in astronomical community
that just like star in the complexity of universe,
there is the existence of him, that have contributed something,
more or less in astronomical aspect.
In author’s suggestion for the young,
not to forget and always keep in mind that as a single particle in universe
which always learn and try to give a commitment and consistency in astronomy,
still make an effort based on
“No one came except with the knowledge of his inability”.
At last; idea of this theme is mainly based on his dedication on Astronomy.

Selamat Jalan Pak.

 

 Some planetary scientists have elected to classify objects in a different way,
based on their composition and likely location in the solar system where they formed.
Bodies that formed from the Sun out to a distance of about 2.5 astronomical units (AU)
are primarily rocky and metallic.
That close to the Sun, temperatures are too high for anything else
to condense out of the protoplanetary nebula from which the solar system formed.
This explains the composition of much of the asteroid belt as well as the inner planets.
At around 2.5 to 2.7 AU is what some call the “soot line.”
At this distance temperatures are low enough for carbon-rich compounds,
such as soot, to form.
Asteroids in the outer portion of the belt, beyond the soot line,
tend to be rich in these materials.
At around 3 to 4 AU is the “frost line,” beyond which water ice can form.
Objects that formed beyond this distance tend to be rich in water ice
and often in carbon dioxide, methane, and other ices
 (Dasch, 2002, p.176)
Catatan:
Pengertian soot di sini layaknya formasi sebaran
“a black powdery or flaky substance consisting largely of amorphous carbon,
produced by the incomplete burning of organic matter”).

 

Gambar 1
Proses Kehancuran Asteroid
Dalam ilustrasi di atas tampak asteroid yang sedang tercerai berai berantakan. Jenis seperti ini dapat menyebabkan deretan kawah apabila menumbuk benda lain termasuk dengan Bumi. Keberhasilan pengamatan dampak fenomena ini terhadap bintang lain tentu akan membantu para astronom lebih memahami karakter planet berbatu yang biasa dijumpai pada planet kebumian. Asteroid merupakan sisa pembentukan Tata Surya dan inilah yang menjadi salah satu teori yang dianut hingga kini. Pada akhir masa hidupnya, Matahari akan menjadi bintang Katai Putih yang memiliki kerapatan dan gaya tarik menarik yang kuat. Dapat jadi asteroid yang ada akan jatuh sedemikian hancur lebur bahkan mencapai tingkat hanya tersisa debu yang berhamburan. Detektor inframerah layaknya Spitzer Space Telescope dapat “melihat” awan berdebu ini. Hingga kini tidak kurang dari 8 bintang Katai Putih telah dideteksi memiliki karakter ini dan unsur penyusun awan debu tersebut nyaris identik dengan unsur yang banyak di asteroid (mineral silikat), bahkan dalam beberapa kasus dominan di kerak Bumi (jadi, bahwa planet yang serupa dengan Bumi mungkin umum di sekitar bintang lain). Fenomena ini juga diduga menyebabkan banyaknya “Keluarga Asteroid”.
(Credit: NASA/JPL-Caltech)

 

Seperti yang telah dikisahkan pada artikel Penemuan Baru Bumi Telah Menangkap Asteroid Kecil dan Asteroid, Bagian 1, bahwa sebagian besar asteroid berlokasi di antara planet Mars dan Jupiter membentuk layaknya cincin Saturnus dengan barisan asteroidnya yang tidak beraturan. Namun, apakah secara global benar-benar distribusinya berantakan? Nyatanya, tersembunyi dinamika yang sangat taat azas. Katakanlah, ”boleh .. silakan mengembara ke segala arah. Namun, tetap pada jalur yang tertentu.” Apabila ada jalur yang tidak semestinya ditempuh oleh asteroid, maka yang menjadi kenyataan bahwa banyak di antara mereka berubah sifatnya, tertangkap objek lain, atau jatuh ke planet atau bahkan ke Matahari, terlontar keluar Tata Surya, atau menjadi hancur berantakan. Fenomena keterubahan ini sudah banyak yang berhasil diamati, baik berbasis observasi landas-Bumi maupun melalui teknologi wahana antariksa yang semakin modern dengan ragam instrumentasinya. Bagaimana sesungguhnya pola distribusi atau sebaran asteroid yang ada di rumah Tata Surya kita? Di sini dicoba dibahas serba sedikit tentang karakter orbit maupun beberapa fenomena terkait semisal adanya istilah Keluarga Asteroid karena adanya kesamaan karakter di antara para anggotanya. Pertama akan kita ulas distribusi global pada sabuk utama asteroid.

 

Celah Kirkwood

Seperti yang telah disebutkan bahwa jutaan asteroid membentuk lintasan utama berarak-arakan mengedari Matahari dengan formasi mirip cincin Saturnus yang disebut Sabuk Asteroid dengan rentang jarak dari Matahari antara 2,1 hingga 3,3 s.a (320 – 495 juta km, bersesuaian dengan yang dulu diramalkan oleh Titius-Bode). Sementara itu, pada tahun 1866, astronom Amerika Serikat Daniel Kirkwood (1814 – 1895) menunjukkan bahwa pada daerah sabuk itu dijumpai keberadaan jalur yang tidak stabil (cenderung tidak ada benda mapan pada jalur tersebut) yang sekarang populer disebut Kirkwood Gap atau Celah Kirkwood. Struktur ini mirip sekali dengan Cassini dan Encke Division pada cincin Saturnus (Kirkwood pula yang pertama kali mendata dan menganalisisnya, termasuk penemuan adanya Sun-grazing Comets atau Sun-Kreutz Grazers, komet yang akhir hidupnya jatuh ke Matahari).

 

Gambar 2 (dikutip dari Chiron: Komandan Para Centaur)
Konsep artis yang menggambarkan daerah Sabuk Asteroid berpusat bintang (sebut: Matahari). Kehadiran asteroid dan komet termasuk pula kelimpahan unsur dan kemiripan karakter yang ada di antara keduanya, telah terbukti bukan saja dijumpai di Tata Surya, melainkan juga di keluarga bintang-bintang dekat Matahari. Kesimpulan ini didapat setelah ragam pengamatan dan penelitian berbasis kombinasi observasi dengan menggunakan teleskop angkasa semisal NASA's Spitzer Space Telescope dan the European Space Agency's Herschel Space Observatory.
(Credit: NASA/JPL-Caltech)

 

Setelah dilakukan perhitungan pada elemen orbitnya, diketahui bahwa hal ini terkait erat dengan fenomena resonansi (masalah resonansi lihat artikel Penjelajah Kecil di Tata Surya) di mana keberadaan planet gas raksasa Jupiter diduga sebagai penyebabnya. Jarak Celah Kirkwood ini dari Matahari memiliki resonansi kesetaraan dengan ¼ (jarak: 2,06 s.a), 1/3 (2,5 s.a), 2/5 (2,82 s.a), 3/7 (2,96 s.a), 4/9 (3.03 s.a) dan ½ (3,28 s.a) periode edar Jupiter.

Fenomena resonansi yang dimaksud di sini semisal pada indikator ½ berlaku bahwa sebuah asteroid dengan jarak 3,28 satuan astronomi memiliki periode edar ½ kali periode edar planet Jupiter. Atau asteroid sudah mengedari Matahari 2 kali, maka Jupiter baru 1 kali (notasi: ½ →1 banding 2, kadang ditulis 1:2 atau 2/1 atau 2:1).

Pada angka ¼ terkait dengan daerah sekitar perbatasan-dalam pada jarak ke Matahari (± 320 juta km) di mana tidak ditemukan asteroid. Sementara ½ adalah dekat perbatasan-luar dari Sabuk Asteroid (± 491 juta km) di mana juga tidak ditemukan. Yang juga tuna asteroid (tetap dijumpai asteroid) adalah yang terkait dengan angka 1/3 (374 juta km), 2/5 (422 juta km), 3/7 (433 juta km), dan 4/9 (3,03 s.a).

 

DIAGRAM 1
Tampak jelas keberadaan celah pada Sabuk Asteroid
(Ref.: MPC - By semimajor axis)

 

Sebenarnya ada lagi yang terkait dengan resonansi seperti di atas. Namun, pada resonansi ini justru ditemukan asteroid, yaitu:

  • (kelompok/keluarga/grup) asteroid 153 Hilda (3,97 s.a; 3,7 – 4,2 s.a; resonansi 2/3); contoh anggotanya 334 Chicago dan 1256 Normannia;
  • (keluarga) asteroid 279 Thule (4,29 s.a, resonansi 3/4); contoh anggotanya (186024) 2001 QG207 dan (185290) 2006 UB219 (ada 13 anggota; 2008); dan
  • (keluarga) Trojan (5,2 s.a, sejarak planet Jupiter dengan resonansi 1/1).

 

Jadi ada keluarga asteroid yang berada di jalur utama Sabuk Asteroid (tipe 1) di mana ditemukan Celah Kirkwood yang tuna asteroid, dan satu lagi yang berada pada 3 jalur resonansi yang ditemukan konsentrasi asteroid (tipe 2). Sementara itu di luar 3 jalur ini praktis dapat dikatakan tidak dijumpai asteroid.

Banyak hipotesis menyangkut keunikan orbit asteroid yang terkait Celah Kirkwood tersebut. Ada 4 dugaan (teori) terkait dengan kondisi ini yang telah ditelusuri oleh R. Greenberg dan H. Scholl (tahun 1979), yaitu:

  1. Hipotesis Statistik.
    Sejatinya tetap ada asteroid dalam celah. Namun, mengalami gerak osilasi dan lebih banyak menghabiskan waktu di luar celah. Layaknya bandul pada pendulum yang menghabiskan waktunya lebih banyak di luar posisi setimbangnya. Inilah akhirnya yang membuat pengamat tidak (sangat jarang) melihat keberadaan asteroid di celah tersebut. Namun, dari penelitian P.J. Message (1966), F. Schweizer (1969), dan W.E. Wiesel (1976) diperoleh bahwa hipotesis statistik ini kurang sahih untuk dijadikan landasan guna menjelaskan ketiadaan asteroid di celah;
  2. Hipotesis Gravitasi.
    Diduga dulu terdapat asteroid di celah tersebut. Akibat adanya gangguan gravitasi Jupiter sedemikian mereka tersingkir (teori gangguan). Hal ini dicoba penelusurannya oleh W.H. Jefferys, V.G. Szebehely, T. Kiang, S. Aoki tahun 1978 secara simultan. Hasilnya pun dianggap kurang memuaskan dalam menjelaskan adanya Celah Kirkwood di Sabuk Asteroid, dan pada kondisi sebaliknya terdapat 3 jalur resonansi yang justru berisi asteroid yang dipisahkan dengan daerah yang kosong (Hecuba Gaps atau Celah Hecuba);
  3. Hipotesis Tumbukan.
    Dalam hipotesis ini bahwa asteroid saling bertumbukan sedemikian terlempar dari jalur celah tersebut (Nesvorny, 2002). Efek gangguan gravitasi Jupiter (dapat jadi) mengubah pola edar asteroid, sedemikian perubahan letak asteroid terjadi. Hal ini memungkinkan asteroid saling menumbuk satu sama lain. Belum lagi pola garis edar asteroid yang sedemikian banyak berbeda. Ada yang mendekati lintasan edar lingkaran, ada yang ellips. Ini pun dicoba ditelusuri, khususnya oleh W.H. Ip tahun 1977. Hasilnya malah sebaliknya, pekerjaannya menunjukkan hasil yang berlawanan dengan hipotesis ini. Termasuk hasil perhitungan para pelopornya. Asteroid yang cenderung lintasannya ellips justru memiliki kemungkinan terbesar dalam proses terjadinya tumbukan, sementara kondisi asteroid ini menjalani hidupnya di daerah luar sabuk utama di mana hanya sedikit sekali jumlah asteroidnya. Bandingkan dengan sabuk utama yang terisi begitu banyak asteroid, bahkan dapat dikatakan hampir semuanya terkonsentrasi di Sabuk Asteroid (terkecuali di Celah Kirkwood). Seharusnyalah pada daerah yang padat inilah yang sering terjadi tumbukan asteroid; dan
  4. Hipotesis Kosmogoni.
    Hipotesis ini menunjukkan bahwa adanya Celah Kirkwood telah ada sejak lahirnya Tata Surya (tahap evolusi planetesimal; lihat artikel Pembentukan Tata Surya), bersamaan dengan rentetan terbentuknya Matahari, planet, satelit, dan lainnya. Dalam hal ini memang harus diakui bahwa landasan penelitian belum mencakup data observasi terhadap keseluruhan asteroid. Hal inilah yang menjadikan metode statistik menjadi sangat krusial (Lihat artikel Asteroid, Bagian 2). Dari penelitian yang dilakukan Heppenheimer dan Greenberg (1978), memang dapat disimpulkan bahwa pada akhirnya dapat terbentuk daerah asteroid (Sabuk Asteroid). Adapun yang saat ini berada di luar jalur tersebut, dapat terbentuk di mana saja tergantung kondisi awal nebula (materi antar bintang) sebagai adonan dasar pembentuk Tata Surya, dan dengan mekanisme yang terpisah dari pembentukan asteroid di Sabuk Asteroid. Adapun Sabuk Asteroid yang terbentuk dan kini dikenal cenderung memiliki distribusi atau sebaran membentuk konfigurasi seperti cincin Saturnus, lebar namun tipis. Namun demikian, tetap tidak dapat terbentuk Celah Kirkwood ataupun 3 jalur seperti bahasan sebelumnya (keluarga Hilda, Thule, dan Trojan).

 

Hipotesis di atas masih terus diteliti para ahli hingga kini. Tentu dengan semakin banyaknya data, peranti, dan perhitungan yang makin maju diharapkan akan semakin menguak cakrawala baru mengenai misteri keberadaan celah tersebut. Memang persoalan seputar asteroid ini terus menerus mengusik, terlebih dengan semakin banyaknya asteroid yang punya lintasan orbit yang sangat unik.

 

TABEL 1
Jumlah Penemuan Minor Planet tahun 1989 – 2016
(Ref.: a breakdown of numbered discoveries by year)

TAHUN JUMLAH               TAHUN JUMLAH               TAHUN JUMLAH
1989 880 2001 50.545 2013 1383
1990 1.229 2002 45.253 2014 694
1991 1.479 2003 35.126 2015 39
1992 1.438 2004 33.501 2016 1
1993 2.408 2005 48.107  
1994 2.219 2006 43.398
1995 3.896 2007 34.208
1996 3.420 2008 35.807
1997 4.930 2009 22.511
1998 15.013 2010 12.063
1999 28.184 2011 4.680
2000 47.895 2012 2.609

 

Salah satu keunikannya adalah sebuah Keluarga Asteroid yang bukan tergolong pengembara dan juga bukan termasuk EGA (Earth Grazer Asteroid). Posisinya di lintas edar Jupiter, terjebak medan gravitasi sang planet gas raksasa tersebut. Ada sekitar 4185 buah asteroid berada di depan Jupiter (Biasa disebut pada lokasi L4; disebut  Grup Achilles) dan sekitar sebanyak 2336 buah di belakang (L5, Grup Patrocles). Formasi dan jarak masing-masing ke planet terbesar di Tata Surya ini tidak berubah, walau Jupiter bergerak mengedari Matahari (disebut sebagai posisi equilateral). Berlaku layaknya pengawal. Kondisi titik setimbang ini dirumuskan secara matematis oleh Lagrange dari Perancis tahun 1772, sedemikian titik-titik konsentrasi seperti yang terjadi pada asteroid yang unik ini, yang biasa dikenal sebagai Asteroid Trojan, disebut Titik Lagrange (Catatan: nyatanya setiap planet punya Titik Lagrange-nya sendiri). Sebelum membahas kelompok unik ini, kita kilas balik sejenak ke era pembentukan Tata Surya.

 

Asal Usul Sabuk Asteroid

Tidak ada salahnya kita coba menengok sedikit ke masa awal Tata Surya. Pada artikel Asteroid, Bagian 1, telah dibahas serba sedikit bahwa pada masanya terdapat dugaan kalau terbentuknya Sabuk Asteroid (sabuk utama seperti yang tampak pada gambar 3 di bawah) akibat meledaknya sebuah planet pada posisi indeks n = 3 pada Hukum Titius-Bode, baik secara internal atau pun akibat terjadinya tumbukan dengan komet.

 

Gambar 3
Teori Pembentukan Sabuk Asteroid
(Illustration Credit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI))
(Science Credit: NASA, ESA, R. Martin and M. Livio (STScI))

 

Penelusuran terhadap dari mana asal muasal asteroid pun penuh dinamika sejak penemuannya. Olbers, sang penemu Pallas, menyatakan bahwa asteroid berasal dari sebuah planet yang meledak. Memang dalam hal ini akan muncul pertanyaan, mekanisme apa yang menyebabkan planet itu meledak. Pada sisi lain, ketika penelusuran asteroid dikaitkan dengan meteorit, justru anehnya bahwa penelusuran meteorit sendiri secara umum tidak pernah dikaitkan dengan pembentukan ataupun riwayat planet. Jadi, harusnya asteroid pun tidak bisa dikaitkan dengan planet. Anggapan seperti inipun pernah mengemuka. Tentu hal ini tidak dapat dijadikan pedoman karena apapun yang terjadi, tentu sebagai dampak terbentuknya Tata Surya. Segala unsur dalam adonan yang kini ada, tentu tidak lepas dari adonan awalnya.

Kembali pada dugaan kehadiran nebula pembentuk Tata Surya, sebagian besar astronom sangat yakin bahwa asteroid berkaitan erat dengan nebula tersebut. Satu hal yang menjadi pertimbangan, bahwa mereka gagal ber-kondensasi membentuk planet (Secara sederhana layaknya kumpulan awan yang gagal membentuk awan hujan atau hujan itu sendiri). Hanya saja masalahnya, mengapa gagal? Bagaimana penelusuran akan besarnya pengaruh Jupiter, hingga saat ini masih terus diteliti. Namun, tetap masih banyak pertanyaan bermunculan. Apabila mereka terbentuk bersamaan – apakah gumpalan materi calon Jupiter sudah sanggup mengganggu calon planet yang sekarang didiami oleh asteroid? Hal ini menjadi perhatian Kuiper (1950). Atau, apakah hal ini terkait dengan kurangnya materi nebula primordial, nebula awal tadi sedemikian yang muncul bukan planet seperti yang kita kenal melainkan sebaran asteroid seperti kondisinya kini. Atau, dapat saja proses pembentukannya terhenti di tengah jalan. Namun, mengapa terhenti? Hingga kini pun masih banyak pertanyaan belum terjawab.

M.W. Ovenden pada tahun 1972 mencoba merespon teori ledakan planet dengan hasil bahwa seandainya ada planet yang meledak, massanya sekitar 90 kali massa Bumi dan berjarak 2,79 s.a dari Matahari yang terjadi 16 juta tahun lalu. Keberatan muncul lagi. Seperti yang telah dibahas sebelumnya, akan memerlukan 31.000 benda seperti Ceres untuk membentuk sebuah saja planet seukuran planet Merkurius. Sementara jumlah massa total asteroid yang kini diketahui (sekaligus dalam prediksi keberadaan asteroid) diperkirakan hanya seorde dengan massa Bulan. Belum lagi masalah kestabilan di daerah tersebut setelah semisal Jupiter terbentuk, yang sedemikian besar pengaruh gravitasinya.

Sanggahan lain, bahwa hal di atas hanya dapat berlangsung hanya jika planet tersebut sangat dekat Jupiter. Namun, bagaimana eksistensi satelit milik Jupiter yang sedemikian banyak (medio 2017: 69 buah, dan sebagiannya disimpulkan sebagai asteroid yang terperangkap medan gravitasi Jupiter yang kuat). Dalam sisi yang lain, analisis unsur dan usia bahwa asteroid tersebut sebagian besar sudah berusia sangat tua (terbentuk secara individu sejak dahulu kala), tidak dalam orde belasan juta tahun seperti dugaan Ovenden. Namun, apakah pertimbangan ini mapan? Hal ini dapat menjadi pertanyaan menarik dengan temuan yang dipaparkan pada tabel 6 di bawah, bahwa keluarga asteroid banyak pula yang berusia sangat muda, kisaran 5 – 10 juta tahun saja. Bandingkan usia Bumi dengan orde usia 4,5 milyard tahun dan setara dengan usia planet lainnya termasuk Jupiter.

Ada pula yang justru berkebalikan. Pengertiannya bahwa asteroid yang ada pada masa sekarang ini sebenarnya sedang dalam taraf akresi (menggumpal) membentuk planet (atau minimal benda yang lebih besar). Namun, berbasis observasi kembali ke fenomena awal bahwa keberadaan keluarga asteroid yang terbentuk akibat fenomena pecahnya asteroid besar membentuk keluarga-keluarga asteroid (Hirayama, Hilda, Hungaria, dsb,) justru menyanggah teori akresi tadi.

J.R. Arnold tahun 1969 telah mencoba melihat statistik fenomena di atas dengan kesimpulan yang menunjukkan bahwa 42% dari asteroid membentuk beragam keluarga asteroid seperti ini. Atau seperti yang dinyatakan oleh Broz dan Vokrouhlicky (2008), "Asteroids residing in the first-order mean motion resonances with Jupiter hold important information about the processes that set the final architecture of giant planets”. Kini sudah lebih dari 30 keluarga asteroid yang ternyata terlahir dari pecahnya asteroid yang lebih besar (Broz-Vokrouhlicky, 2008, p.720). Inipun yang hanya berlokasi di sabuk utama. Dijumpai pula fenomena pecahnya asteroid menjadi Keluarga Asteroid di antara anggota Asteroid Trojan (tentang AT lihat bahasan di bawah). Analisis ini juga berbasis beberapa satelit Jupiter yang diduga kuat adalah satelit tangkapan (asteroid yang tertangkap). Mereka biasa disebut Collisional Families. Beberapa keluarga asteroid terkait lokasi dapat dilihat pada gambar 4 di bawah.

Sementara itu, dugaan bahwa proses terbentuknya asteroid ini sudah sejak awal tahapan pembentukan Tata Surya kembali mencuat saat A.G.W. Cameron tahun 1979 mengajukannya. Kegagalan pembentukan planet adalah ketidakstabilan secara internal dari materi calon planet seperti adanya turbulensi dan gangguan gravitasi secara internal. Terlepas dari beragam analisis ini, tampaknya masih panjang perjalanan untuk mengambil sebuah kesimpulan seragam yang dapat dijadikan acuan teori. Hal ini lebih karena data pengamatan terhadap asteroid masih dianggap sangat minim.

 

Gambar 4
Keluarga Asteroid
(Credit: MPC/B. Dermawan)

 

Tatkala J.C. Gradie dan kawan-kawan pada tahun 1982 meneliti keluarga asteroid (Hirayama), mereka berhasil menunjukkan bahwa memang sebagian keluarga asteroid berasal dari pecahan asteroid. Dilanjutkan penelitian ini sampai era sekarang ini oleh Andrea Carusi dari Istituto di Astrofisica SpazialeReparto di Planetologia – Roma, Italia. Caruzi sendiri secara terus terang menyatakan bahwa penelitian ini, dalam kelengkapan datanya dirasa masih sangat kurang. Kerjasama semua observatorium ternyata masih sangat diharapkan, khususnya dalam usaha untuk menemukan kelompok yang bersifat sama secara dinamika orbitnya. Selain itu, tentunya sekaligus penelusuran ini berdasarkan susunan atau komposisi unsur asteroid itu sendiri. Jadi, dalam menelisik hadirnya Sabuk Asteroid, kembali pada pendapat Caruzi di atas.

 

Asteroid Trojan

Tentu penelusuran masalah akan semakin terbantu dengan banyaknya temuan ragam kelompok asteroid. Ada keluarga asteroid yang kini dikategorikan sebagai Trojan Asteroids (Asteroid Trojan; singkatnya AT). Apabila ditilik keterkaitannya dengan planet Jupiter dan fenomena resonansi di atas, maka kelompok ini terkait dengan resonansi 1/1 sedemikian untuk AT diketahui memiliki periode edar yang sama dengan periode edar planet Jupiter. Mereka juga berada pada jarak ke Matahari yang sebanding dengan jarak planet tersebut. Artinya, lokasi lintas edarnya pastilah berbagi dengan Jupiter (berada pada lintasan edar yang sama). Dari ribuan buah yang ditemukan, ternyata asteroid ini berkelompok dan terbagi 2 gugus. Sebuah di depan Jupiter dan sebuah lagi di belakangnya. Jupiter layaknya punya 2 gugus asteroid sebagai pengawalnya di sepanjang lintas edarnya mengelilingi Matahari. Lebih unik lagi, kedua gugus ini senantiasa menjaga jarak yang selalu sama terhadap Jupiter. Ibarat kata, Jupiter maju dua langkah maka mereka pun demikian.

Posisi gugus seperti ini disebut pada posisi equilateral. Keberadaan titik-titik seperti ini nyatanya dalam penelitiannya sudah dianalisis secara matematis oleh Lagrange (1736 – 1813, Perancis). Posisi gugus ini 60o dihitung atas dasar vektor radial-nya, baik di depan maupun di belakang Jupiter. Sederhananya, apabila kita (anggap kita adalah Matahari) memandang lurus ke suatu benda (anggap sebagai Jupiter) di mana benda ini sama tinggi dengan mata kita, maka garis hubung khayal antara mata kita dan benda tadi dapat dianggap sebagai vektor radial. Apabila benda tadi bergeser ke kiri, namun tetap dalam jarak yang sama terhadap kita, maka vektor radial-nya bergeser pula ke kiri. Kalau benda tadi memutari kita, artinya vektor radial benda tadi sudah bergeser berputar sebesar 360o (1 lingkaran penuh). Ini pun berarti vektor radial-nya selama putaran tersebut akan membentuk sebuah bidang khayal berupa bidang lingkaran (anggap bidang orbit Jupiter).

Dalam kasus AT, seolah ada 3 benda di hadapan kita berjarak sama terhadap kita dan yang ditengah adalah planet Jupiter (anggap benda ke 2). Jarak gugus asteroid di depan dan di belakang (anggap benda 1 dan benda 3) terhadap Jupiter selalu sama, yaitu vektor radial-nya membentuk sudut 600 (1/6 panjang busur lingkaran) dan uniknya bahwa mereka bertiga bergeser berbarengan mengelilingi Matahari dengan senantiasa menjaga jarak satu sama lain (jarak sama, kecepatan sudut sama, sebidang atau inklinasi sama, bentuk lintasan sama atau eksentrisitas sama). Titik-titik setimbang ini sekarang disebut Titik Lagrange (notasi L). Sebenarnya dalam kasus penelitian matematis, ada 5 titik setimbang yang dimiliki sebuah benda seperti planet. Kendati dalam kasus Jupiter, keberadaan titik Lagrange yang menonjol hanya 2 titik di mana diketemukannya keluarga AT yang berlaku layaknya pengawal planet tersebut, yaitu pada posisi L4 (di depan) dan L5 (di belakang). Lebih jelasnya dalam ilustrasinya dapat dilihat pada artikel Penemuan Baru Bumi Telah Menangkap Asteroid Kecil.

Asteroid dalam kelompok ini yang pertama kali ditemukan adalah asteroid 588 Achilles, oleh Wolf dari Heidelberg tanggal 22 Februari 1906. Achilles adalah nama pahlawan dalam kisah perang Trojan dalam epik Iliad karangan Homer.

 

Sekedar mengingatkan, kutipan dari Rasi Bintang Dalam Denyut Budaya (Bagian Ketiga) Taurus Sang Banteng Bagian Pertama; “Pada abad 8 SM, dalam karya Homer yang terkenal (Iliad XVIII) ada tokoh Hiphaistos yang membuat tameng untuk Achilles (kisah terkenal tentang Kuda Troya) bertatahkan tulisan: the Pleiades and the Hyades and the strength of Orion, …”

 

Penelitian fotografi yang dipelopori oleh van Houten dan rekan-rekannya (1970) hingga September 2017 menunjukkan bahwa ada sekitar 4185 buah asteroid berada di depan Jupiter (L4, Grup Achilles) dan 2336 buah di belakang (L5, Grup Patrocles). Dari penelitian berkelanjutan, akhirnya juga diketahui adanya keluarga sejenis di planet Merkurius (Mercury Trojan Asteroid; dalam proses konfirmasi), Bumi (Earth Trojan Asteroid; L4, 1 buah), planet Mars (Mars Trojan Asteroid; L4, ada 1 buah dan L5, ada 8 buah), planet Neptunus (hingga 10 Juli 2017; Neptune Trojan Asteroid; L4, 13 buah dan L5, 4 buah; ada pula yang hanya sementara (Gomes-Nesvorny, 2016, p.A146; lihat tabel 2)). Selain itu, juga diduga bahwa terdapat banyak satelit tangkapan seperti pada kasus Phobos dan Deimos yang kini menjadi satelitnya planet Mars (lihat artikel Penemuan Baru Bumi Telah Menangkap Asteroid Kecil. dan MARS, Sang Dewa Perang (Bagian 1)) yang justru karena sifat mengembara dari asteroid itu sendiri seperti Gugus AAA yang akan dibahas pada topik berikut.

 

TABEL 2
Neptune Trojan Asteroids
Sebenarnya ada sebuah lagi. Namun, sifatnya sementara atau tidak menetap, yaitu 2004 KV18.
(Ref.: Gomes-Nesvorny, 2016_ data hingga November 2015)

Nama Lokasi Semimajor Axis (s.a) Eksentrisitas Inklinasi (derajat)
2004 UP10 L4 30,066 0.025 1,4
2005 TO74 L4 30,055 0.054 5,3
2001 QR322 L4 30,155 0.027 1,3
2005 TN53 L4 30,063 0.066 25,0
2006 RJ103 L4 29,978 0.033 8,2
2007 VL305 L4 30,003 0.062 28,2
2008 LC18 L5 29,972 0.084 27,5
2011 HM102 L5 30,110 0.081 29,4
2012 UV177 L4 29,966 0.073 20,8
2014 QO441 L4 30,033 0.107 18

 

Gugus AAA

Ada permasalahan yang menarik saat kita pertanyakan tentang ke mana asteroid tersebut pergi terpental ketika terjadi tumbukan dan pecah atau terganggu lintasannya akibat gangguan gravitasi planet. Salah satu dugaan ini muncul ketika menguraikan ketiadaan asteroid pada Celah Kirkwood seperti yang telah dibahas sebelumnya. Mereka akhirnya mengembara akibat lintasan edarnya berubah. Para asteroid pengembara ini sebagiannya menjadi kelompok unik yang biasa dikenal sebagai Gugus AAA (Apollo-Amor-Aten).

 

 

Gambar 5
Rangkaian foto hasil bidikan teleskop angkasa Hubble (foto atas) menunjukkan proses pecahnya asteroid. Potongan terbesar (pada foto atas yang terakhir) mencapai diameter kisaran 180 meter dan masing-masing memiliki "ekor" laksana komet yang disebabkan oleh partikel pecahan kecil (debu) yang terlontar lalu didorong oleh tekanan sinar Matahari. Tidak kurang dari 10 serpihan asteroid ini bergerak berdekatan dan perlahan beriringan. Obsevasi ini sekaligus memberi kesempatan pada para peneliti untuk dapat mengikuti dinamika terurainya sebuah asteroid besar menjadi kepingan. Proses disintegrasi ini tergolong tidak dapat dijelaskan dengan mekanisme tabrakan dengan asteroid lain. Satu dugaan bahwa asteroid ini akibat mendekati Matahari dan tergerak untuk berotasi semakin cepat dan akhirnya pecah (kaitan rotasi cepat dengan adanya gaya sentrifugal, lihat foto bawah). Asteroid ini pertama kali diketahui bersifat demikian sejak tanggal 15 September 2013 pada program penelitian the Catalina and Pan-STARRS sky surveys. Diobservasi dan diteliti secara parallel dengan menggunakan teleskop landas Bumi oleh tim di Keck Observatory – Mauna Kea, Hawaii. Pecahan satu dengan lainnya terlihat saling menjauh dengan kecepatan kisaran 1,6 km/jam dan tidak kurang remah atau debu yang berhamburan mencapai massa 200,000 ton.
(Credit: NASA, ESA, and D. Jewitt – University of California, Los Angeles)

 

Penemuan asteroid pengembara ini bermula dari penemuan asteroid 1862 Apollo oleh K. Reitmuth tahun 1932. Asteroid yang berdiameter 1,4 km ini diketahui sedang mendekati Bumi, dan akhirnya diketahui mendekat hingga jarak 3,2 juta km saja (lihat artikel Asteroid, Bagian 1). Akhirnya diketahui bahwa lintasannya senantiasa memotong lintas edar Bumi, atau perihelion-nya (jarak terdekatnya ke Matahari) lebih dekat ke Matahari dibandingkan dengan perihelion Bumi. Giliran 2101 Adonis tahun 1936 sampai pada jarak 1,6 juta km. Asteroid ini ditemukan oleh E. Delporte dari Uccle 12 Februari 1936. Sempat menghilang. Namun, diketemukan lagi tahun 1977. Dengan sifat edarnya akhirnya Adonis dikelompokkan menjadi satu dengan Apollo yang kemudian disebut kelompok Apollo. Disusul asteroid Hermes tahun 1937 yang mendekat hingga jarak 780 ribu km (termasuk kelompok Apollo. Namun, telah hilang dari pengamatan karena mengalami kesulitan dalam mengikuti lintasan edarnya). Contoh lain kelompok ini adalah 1978 SB, 1566 Icarus, 1620 Geographos, 1864 Daedalus, 2063 Bacchus, 1986 JK, 5025 P-L.

Keunikan lintas edar ini juga dijumpai saat 1221 Amor ditemukan oleh Delporte tanggal 12 Maret 1932. Keunikannya bahwa jarak terdekatnya dengan Matahari sejarak dengan lintasan edar planet Mars. Jadi dapat disimpulkan antara Mars dan Amor berbagi lokasi lintasan edarnya. Contoh lain yang seperti ini adalah 1978 DA, 2061 Anza, 1915 Quetzalcoatl, 1943 Anteros, 1580 Betulia, 5201 1983 XF, 5370 1986RA. Dari kasus ini kemudian dikenal kelompok Amor.

 

Group Definition Description
NECs q < 1.3 s.a
P < 200 tahun
Near-Earth Comets
NEAs q < 1.3 s.a Near-Earth Asteroids
PHAs MOID <= 0.05 s.a
H <= 22.0
Potentially Hazardous Asteriods: NEAs dengan Minimum Orbit Intersection Distance (MOID) (terhadap Bumi) sebesar 0.05 s.a atau kurang.

BAGAN 1
Gugus AAA dan Penggolongan NEC, NEA, PHA
(Ref.: PHAs)

 

Pada tanggal 7 Januari 1976, E. F. Helin dari Palomar Observatory menemukan asteroid yang cukup aneh, yaitu 2062 Aten. Hal ini karena jaraknya ke Matahari tidak lebih dari 1 s.a, dan periode edarnya kurang dari 1 tahun. Atau lintasan edarnya berada di antara Matahari dan Bumi. Namun demikian, apabila dilihat rentang jaraknya akan muncul permasalahan. Katakanlah jarak terjauhnya ke Matahari dapat berharga sama dengan jarak terdekat Bumi ke Matahari (sekitar 0,983 s.a). Jadi lintasan edar asteroid ini berbagi dengan Bumi. Contoh lainnya yang sejenis adalah 1976 UA, 2100 Ra-Shalom. Dari penemuan kasus-kasus yang sama, muncullah istilah kelompok Aten. Akhirnya sekarang berdasarkan 3 kasus di atas dikenallah kelompok Apollo-Amor-Aten atau gugus atau kelompok AAA.

Memang dari penemuan ini tampak bahwa pembagian atau klasifikasi asteroid sedemikian dikenal Gugus AAA adalah atas dasar lintasan edarnya. Namun, penelitian lanjutan juga memperlihatkan keunikan demi keunikan seperti penelusuran pada unsur pembentuknya serta asal muasalnya. Penemuan kelompok ini juga menjadi perhatian Suryadi Siregar (Indonesia) yang pada kurun waktu 1989 hingga 1994 menunjukkan penemuan asteroid yang dapat dikelompokkan pada Gugus AAA (perihelion antara 0,18 s.a hingga 1,38 s.a, dengan konsentrasi terbesar di antara 0,63 s.a hingga 0,94 s.a). Kelompok Aten terdapat tidak kurang dari 1245 buah (data 4 Oktober 2017. Pada jurnal Siregar 1989 baru dijumpai 6 buah), Apollo mencapai 8303 buah (1989 ada 38), dan Amor sebanyak 7183 buah dari hanya 45 buah di tahun 1989. Hal ini menunjukkan bahwa kemajuan dalam bidang iptek peranti observasi dalam ragam ujudnya sangat membantu dalam pelacakan keberadaannya. Pada sisi lainnya, justru hal ini harus diakui muncul dari adanya kekhawatiran, yaitu bahwa mereka banyak yang berpotensi berkenalan dengan kita semua.

 

TABEL 3
Jumlah asteroid terkait kelompok asteroid.
Untuk planet kerdil dapat dilihat pada artikel Penjelajah Kecil di Tata Surya di mana jumlahnya yang 11 buah termasuk mantan asteroid (planet kecil) yang berganti status menjadi planet kerdil, yaitu Ceres temuan dari Piazzi dan mantan planet, yaitu Pluto.
(Ref.: MPC dan Wikipedia)

Inner/Mid Solar System JML Mid/Outer Solar System JML Dwarf Planets JML
Atiras 26 Main-Belt Asteroids 677.766 Dwarf Planets 11
Atens 1.245 Hildas 3.818  
Apollos 8.303 Jupiter Trojans 6.521-87
Amors 7.183  
Hungarias 16.071
Mars-Crossers 12.796

 

Penelitian Siregar terhadap kelompok di atas juga menunjukkan bahwa ada banyak anggota Gugus AAA berkelakuan mirip dengan benda langit yang disebut komet (tahun 1989 baru 26 buah). Secara global juga ditunjukkan bahwa ada 77 buah komet yang berasal dari gugus asteroid tersebut (1989). Dalam prosesnya, saat asteroid tersebut bergerak mendekati Matahari, maka sifatnya dapat berubah menyerupai komet yang sangat khas dengan selubung gas dan debunya ataupun unik dengan keberadaan ekornya (Lihat gambar 5 dan artikel Penjelajah Kecil di Tata Surya). Bahkan, kini dikenal juga kelompok Atira, jadilah gugus AAAA. Walau demikian, hingga kini kelompok ini tetap disebut gugus atau kelompok AAA (lihat Bagan 1) di atas.

Terkait dengan penelitian di atas, bahwa kelompok Apollo tidak semua berasal dari Celah Kirkwood. Hal ini merupakan tanggapan atas hipotesis ketiadaan asteroid di celah tersebut, yang sempat mengindikasikan bahwa asteroid di celah menjadi pengembara di luar Sabuk Asteroid.

Selain dugaan di atas tentu ada hal yang cukup mengganggu kita. Hal ini karena ternyata banyak benda berlalu-lalang di sekitar Bumi. Apabila lintasan mereka, para asteroid ini tumpang tindih atau senantiasa melintasi garis edar Bumi tentu muncul pertanyaan, apakah mereka akan menabrak Bumi? Asteroid seperti inilah yang disebut Earth Grazer Asteroid (EGA) atau Earth Crossing Asteroid (ECA). Kalau ukuran mereka relatif kecil, tentu saat ke Bumi akan dikikis dan terbakar habis di atmosfer sebagai meteor. Ataupun seandainya cukup besar, jatuh laksana bolide meteor atau fireball (lihat artikel Badai Garis Cahaya Dari Langit; Hujan Batu Api dari Langit). Punahnya dinosaurus pun diduga berkait erat dengan jatuhnya asteroid ke Bumi 65 juta tahun yang lalu, dalam ujud meteor raksasa.

Wajarlah apabila kemudian kekhawatiran mulai muncul. Hal ini dipertegas lagi dengan penemuan semisal tanggal 18 Januari 1991 di mana asteroid 1991 BA melintas dekat Bumi. Lainnya, 20 Mei 1993, asteroid 1993 KA2, juga 1993ES1 tanggal 15 Maret 1993, pada tanggal 9 Desember 1994 giliran asteroid 1994 XM11, bulan September 2004 asteroid Toutatis dan asteroid temuan Scotti (6 Desember 1997), yaitu 1997XF11 yang dihitung akan mendekati Bumi tanggal 26 Oktober 2028. Asteroid 2002 MN dengan diameter sekitar 1 km mendekat sejarak 121.000 km bulan Juni 2002. Sementara asteroid 2002 NT7 yang berdiameter 2 km dengan periode edar 837 hari yang diprediksi mampir sekitar bulan Februari 2019. Asteroid semacam inilah yang pada artikel sebelumnya dikategorikan sebagai Potentially Hazardous Asteroids (PHA). Penelitian saat ini (hingga 4 Oktober 2017) menunjukkan bahwa ada 1842 asteroid dalam golongan ini (minorplanetcenter). Sungguh tidak terbayangkan bahwa mereka mengantri untuk berkenalan dengan kita semua dan tanpa diundang serta tidak diketahui waktu dan lokasi tepatnya.

 

TABEL 4
Beberapa Asteroid yang Lintas-dekat Bumi
(Ref.: https://ssd.jpl.nasa.gov/)

Asteroid Date(UT) Miss Distance Velocity (km/s) Diameter (m)
2017 OP68 2017-Sep-10 20 LD 11.7 246
2017 QK18 2017-Sep-11 14.8 LD 7.8 45
2014 RC 2017-Sep-11 15.1 LD 8.9 16
2017 PR25 2017-Sep-23 17.9 LD 13.5 236
1989 VB 2017-Sep-29 7.9 LD 6.3 408
2017 OD69 2017-Oct-01 13.2 LD 7.6 213
2012 TC4 2017-Oct-12 0.1 LD 7.6 16
2005 TE49 2017-Oct-13 8.5 LD 11.2 1
2013 UM9 2017-Oct-15 17 LD 7.8 39
2006 TU7 2017-Oct-18 18.7 LD 13.3 148
171576 2017-Oct-22 5.8 LD 21.2 677
2003 UV11 2017-Oct-31 15 LD 24.5 447
LD : Lunar Distance kisaran 384.000 km.
Untuk 2012 TC4 berarti sejarak satelit geostasioner seperti Palapa.

 

Beberapa Keluarga Asteroid

Seperti yang beberapa kali disebut di atas bahwa ada sekelompok asteroid yang anggotanya beredar seiring sejalan (kesamaan dinamika orbit) dan sekaligus kesamaan dalam komposisi unsurnya. Dugaan yang muncul bahwa mereka berasal dari sebuah asteroid besar yang terpecah, baik karena faktor eksternal maupun internal seperti yang tergambar pada gambar 5 di atas yang di mana sebagai contoh dampak faktor internal.

Berdasar pengamatan pada beberapa keluarga ini, salah satu hasilnya dapat dilihat pada gambar 4 di atas dan diduga masing-masing kelompok dari yang telah ditemukan bahwa asteroid induknya cukup besar dengan diameter kisaran 100 hingga 300 km (Darling, 2004, p.43). Beberapa keluarga yang berada pada seputar sabuk utama tampak dalam tabel di bawah:

 

TABEL 5
Keluarga Asteroid
Yang memiliki anggota banyak adalah Keluarga Nysa (19.073), disusul Hungaria (16.071 buah), Vesta (15.252), Flora (13.786). Sementara berikutnya seperti Eos (Eoan, 9.789), Koronis (5.949), dan Themis (4.782)
(Ref.: Darling, 2004, p.41, Asteroid family - Wikipedia)

No. Resonansi Nama Keluarga Jarak (s.a)
Di Arah Dalam Sabuk Utama
01 2/9 dengan Jupiter Hungaria 1,81 – 1,99
Sabuk Utama
02 Antara ¼ dan 2/7 Flora 2,12 – 2,25
03 2/7 – 1/3 Phocaea 2,25 – 2,50
04 2/7 – 1/3 Nysa-Polana 2,41 – 2,50
05 1/3 – 2/5 (various) 2,50 – 2,82
06 2/5 – 3/7 Koronis 2,82 – 2,95
07 3/7 – 4/9 Eos 2,95 – 3,00
08 4/9 – ½ Themis 3,00 – 3,27
09 4/7 dengan Jupiter Cybele 3,31 – 3,75
10 2/3 dengan Jupiter Hilda 3,83 – 4,00
Di Luar Sabuk Utama
11 ¾ dengan Jupiter Thule 4,28
Di Luar Orbit Jupiter
12  Memotong Garis Edar Jupiter Jupiter-crosser Perihelion < 5,2
Semimajor Axis > 5,2

 

Beberapa contoh Keluarga Asteroid dengan kisah ringkasnya, (mewakili keluarga di sabuk utama pada tabel di atas) antara lain:

  1. Hungaria
    434 Hungaria ditemukan oleh Max Wolf tanggal 11 September 1898 di Universitas Heidelberg. Nama ini diambil terkait dengan adanya pertemuan para astronom di Budapest pada tahun yang sama. Ukuran relatif kecil, kisaran 11 km dan merupakan tipe E. Lintas edarnya beresonansi 2/9 dengan Jupiter (atau sebelah dalam lintasan resonansi ¼ pada Celah Kirkwood). Berbasis unsur bahwa ditemukan kesamaan antara 434 Hungaria dengan 3103 Eger dan unsur meteorit yang jatuh dekat wilayah Nyons – Perancis pada tahun 1836 di mana unsur utamanya adalah orthopyroxene enstatite (enstatite achondrites). Atau artinya meteorit tadi dapat jadi berasal dari kelompok asteroid ini (Ref.: 434 Hungaria - Wikipedia, aubrites).
  2. Nysa atau Nysian asteroid
    Juga dikenal sebagai keluarga Hertha atau Herthian atau Polana (dari penemuan asteroid 135 Hertha dan 142 Polana). Lintas orbit antara 2,41 dan 2,50 s.a. Kelonjongan orbit cukup besar, yaitu antara 0,12 dan 0,21 dengan inklinasi antara 1,4 hingga 4,3 derajat. Kelompok ini hadir setelah penemuan 44 Nysa. Asteroid ini sendiri ditemukan oleh Hermann Goldschmidt pada tanggal 27 Mei 1857. Nama Nysa diadaptasi dari kisah Yunani. Dalam mitologi Yunani, wilayah pegunungan Nysa dikaitkan dengan wilayah Ethiopia, Libya, Tribalia, India, atau Arabia dalam ragam versi mitologinya. Merupakan tempat sakral di mana para peri (Hyades) bermunculan memberi hujan dan mengagungkan bayi Dionysus (salah satu dewa dalam mitologi yang akhirnya dijuluki “Sang Zeus dari Nysa” wikipedia.org/wiki/44_Nysa). 44 Nysa atau 1977 CE merupakan asteroid yang cemerlang (albedo 0,44) dan tergolong tipe E (yang terbesar dalam tipe ini). Bentuknya pun tergolong tidak terlalu banyak kawahnya dan mirip kentang yang halus permukaannya. Perihelion kisaran 2,06 s.a dan aphelion 2,78 s.a. dengan ukuran sekitar 113x67x65 km
  3. Thule
    Asteroid 279 Thule ditemukan oleh Johann Palisa (1848 – 1925) pada tanggal 25 Oktober 1888. Palisa merupakan astronom Austria dan tidak kurang dari 122 asteroid temuannya. Selain 279 Thule, asteroid temuannya yang cukup besar adalah 136 Austria, 153 Hilda, 216 Kleopatra, 243 Ida (yang satelitnya bernama Dactyl ditemukan berbasis wahana Galileo), 253 Mathilde (yang ujudnya layaknya arang hitam legam), dan salah satu anggota Amor, yaitu 719 Albert. Sebagai penghormatan kepadanya, salah satu asteroid diberi nama sesuai namanya, yaitu 914 Palisana (ditemukan Max Wolf tahun 1919 dan merupakan asteroid di Sabuk Asteroid) dan juga nama kawah di Bulan, yaitu Kawah Palisa. Secara fisik, jarak rata-rata 4,29 s.a, eksentrisitas 0,119 (cukup lonjong), dan diameter kisaran 126,6 km. Identifikasi lain dari 279 Thule adalah 1927 EC, 1954 FF, A920 GA, dan A923. Asteroid ini sangat unik di mana dapat digolongkan sebagai Keluarga Thule, juga sebagai komet (Jupiter-family Comet atau JFC), NEO/NEA, Mars-crosser, dan juga tergolong Centaur (tentang penggolongan ini silakan lihat artikel Penjelajah Kecil di Tata Surya).
              Dalam hal resonansi J4/3 sebenarnya merupakan daerah orbit yang stabil. Namun, nyatanya di daerah tersebut justru tuna asteroid. Pada wilayah inilah 279 Thule berlokasi. Kehadiran Keluarga Thule (juga Hilda) diyakini berawal dari migrasi planet besar, khususnya Jupiter pada awal pembentukan Tata Surya (tertangkap oleh gravitasi yang besar). Butuh selang waktu 100 tahun untuk menemukan anggota kedua Keluarga Thule. Hingga 2008 diketahui ada 13 anggota kandidat resonansi ini. Hal ini utamanya karena perbedaan ukuran. Contohnya adalah (186024) 2001 QG207 dan (185290) 2006 UB219 yang hanya berdiameter 8,9 dan 11,8 km.
              Anggota lainnya dalam keluarga ini yang sudah diketahui datanya antara lain asteroid/komet yang disebut 3552 Don Quixote (extinct comet) yang memiliki eksentrisitas besar (sangat lonjong, yaitu sebesar 0,7089 sedemikian jarak terdekatnya ke Matahari hanya 1,2 s.a sementara aphelion-nya mencapai 7,3 s.a). Selain itu, inklinasinya juga besar, kisaran 31,1 derajat. Kandidat lainnya adalah (52007) 2002 EQ47, (186024) 2001 QG207 dan (185290) 2006 UB219. (Broz, 2008, 720) (Ref.: 3552 Don Quixote dan Wikipedia.org/wiki/279_Thule).

 

Dalam penelitian lanjutan bahwa keluarga asteroid juga banyak yang ditemukan dengan usia relatif muda, dan dapat dilihat pada tabel berikut:

 

TABEL 6
Keluarga Asteroid Berusia Muda
(Ref.: Nesvorny-Broz-Carruba, 2015, p.314)

ASTEROID USIA (juta tahun) KETERANGAN
(832) Karin 5,75 ± 0,05  
(158) Koronis(2) 10 – 15 Dekat (832) Karin
(490) Veritas 8,3 ± 0,5 Hujan Meteor Miocene (extinct)
(656) Beagle ∼10 Masih tunggu konfirmasi usia
(778) Theobalda 6,9 ± 2,3  
(1270) Datura 0,530 ± 0,020  
(2384) Schulhof 0,780 ± 0,100 Diduga sudah 2 kali pecah
(4652) Iannini 5 Lintasannya kompleks
(5438) Lorre 1,9 ± 0.3  
(14627) Emilkowalski 0,220 ± 0,030 Jumlah anggota 3
(16598) 1992 YC2 0,050 – 0,250 Jumlah anggota 3
(21509) Lucascavin 300-800 ky Jumlah anggota 3
(300163) P/2006 VW139 7.5 ± 0.3 my Komet Sabuk Utama
P/2012 F5 (Gibbs) 1.5 ± 0.1 Komet Sabuk Utama

 

Keluarga Hirayama

Ada pula pengelompokan keluarga asteroid ini yang berlaku bukan hanya untuk sebuah keluarga saja. Namun, beberapa keluarga di mana kumpulan keluarga ini merupakan satu keluarga yang lebih besar. Ibarat kita berkeluarga, maka bergabung dengan keluarga adik dan kakak kita menjadi satu keluarga besar dari Ayah dan Ibu.

Keluarga besar seperti ini sebagai contohnya adalah Keluarga Hirayama (KH) Kelompok asteroid ini merupakan kelompok asteroid yang memiliki kecenderungan jarak yang sama terhadap Matahari. Selain itu juga beberapa elemen orbit yang praktis mirip seperti jarak, periode orbit, inklinasi, dan eksentrisitasnya.

Secara sederhana, apabila kita ibaratkan daerah atau wilayah sebaran atau daerah distribusi asteroid ini seperti bagian ban sepeda, maka asteroid ini seperti kerikil-kerikil kecil yang menempel di kulit ban sepeda tadi. Dalam hal ini jarak anggota-anggotanya praktis sama satu dengan yang lain. Uniknya gerombolan asteroid ini tersebar pada beberapa lokasi di "ban sepeda tadi“.

Kini kita bayangkan apabila ban sepeda berputar, otomatis kerikil tadi ikut berputar dan kecepatan sudut putarnya juga sama antara satu dengan lainnya. Dalam hal ini artinya periode edar mereka juga sama.

Sekarang bayangkan bahwa terdapat bidang orbit asteroid di mana bidang khayal ini adalah bidang yang dibuat atau disapu oleh jejari sepeda yang berpusat di poros ban tersebut. Ingat kasus Asteroid Trojan. Jadi, sebut saja bahwa poros ban sepeda sebagai Matahari dan bentuk lingkaran ban sebagai bentuk bidang orbitnya.

Sekarang kita bayangkan sepedanya kita rebahkan sedemikian ban sepeda rata dengan permukaan jalan. Sebut permukaan jalan adalah bidang permukaan sebagai bidang acuan atau patokannya. Posisi sepeda yang direbahkan sama artinya bahwa ban sepeda memiliki inklinasi/kemiringan nol derajat. Apabila sepeda digunakan secara tegak (idealnya), sama artinya dengan inklinasi ban-nya tegak lurus permukaan, atau besar inklinasinya 90 derajat.

Dalam kasus inklinasi inilah bahwa KH juga disebut memiliki inklinasi bidang orbit yang mirip. Jadi, apabila kita anggap kerikil sebagai asteroid tadi berada di lokasi berdekatan satu sama lain yang serempak berputar, maka dapat dianggap kerikil tersebut punya besaran inklinasi yang sama (sebut: sebidang orbit).

Yang menjadi permasalahannya adalah jika membahas tentang eksentrisitas (faktor kelonjongan lintas edar). Kita tahu bahwa bentuk ban sepeda yang ideal pastilah berbentuk lingkaran. Dalam hal ini harga eksentrisitas-nya dinyatakan berharga nol. Berarti semua kerikil tadi punya eksentrisitas berharga sama, yaitu nol. Menjadi unik dan agak rumit apabila ban sepedanya lonjong (bayangkan yang naik sepeda tersebut pasti merasa naik dan turun secara berkala, makin lonjong ban sepeda makin besar naik dan turunnya). Kini bagaimana apabila lintasan asteroid berbentuk ellips seperti ban sepeda yang lonjong tadi? Mengibaratkan distribusi atau sebaran asteroid tadi layaknya kerikil yang tersebar di sepanjang lingkaran ban sepeda tadi menjadi agak rumit karena jaraknya ke Matahari dalam satu saat bersamaan jadi berbeda-beda. Satu-satunya jalan adalah posisi antar satu asteroid dengan yang lain dianggap sangat berdekatan. Kasus inilah yang juga dijumpai pada karakter KH.

Sekarang hanya kita tinjau sebaran kerikil yang berdekatan saja, sedemikian jarak ke pusat, inklinasi, kecepatan sudut atau periode edar anggaplah sama (dalam skala Tata Surya dapat dikatakan sama), termasuk kelonjongan orbit sama (dan tidak nol). Nyatanya, tiap kelompok ini biasa ditemukan berdekatan layaknya kerikil-kerikil yang bergerombol atau berdekatan di ban sepeda tadi. Jadi, tetap menjaga bahwa jaraknya antara satu asteroid dengan asteroid lainnya besarnya sama terhadap Matahari.

Pada masa-nya, kecenderungan asteroid dengan sifat-sifat ini pertama kali diamati secara cermat oleh astronom Jepang, yaitu Kiyotsugo Hirayama pada tahun 1918 (berlanjut penelitiannya sampai 1933). Awalnya ditemukan ada 9 kelompok dengan ciri sama dalam hal jarak, periode orbit, inklinasi, dan eksentrisitasnya. Kelompok inilah yang kemudian digolongkan sebagai Keluarga Hirayama.

Sekarang ini telah ditemukan sekitar 100 keluarga Hirayama yang masing-masing keluarga ini terdiri dari sekitar 70 asteroid. Setelah diteliti sifat fisiknya, ternyata ada pula kemiripan antar anggotanya yang berlaku untuk masing-masing keluarga. Anggap saja ini keluarga manusia. Kita perhatikan sebuah keluarga. Satu keluarga, anggotanya punya rambut ikal dan semua dengan tinggi badan rata-rata 175 cm. Sementara keluarga lain rambutnya lurus dan tinggi rata-ratanya sama 175 cm. Berarti keduanya punya kemiripan tinggi badan. Keluarga lain lagi rambutnya ikal, dan tinggi rata-rata hanya 160 cm, tidak 175 cm. Ada yang sama, yaitu kelompok rambut ikal. Uniknya bahwa tiga keluarga tadi sama-sama berkulit sawo matang.

Dari kombinasi perbedaan dan kemiripan di atas, lahirlah dugaan bahwa KH berasal dari sebuah asteroid yang besar lalu pecah. Pecahan-pecahan ini tetap berkelompok membentuk satu keluarga. Contoh KH adalah kelompok 8 Flora (jarak 2,2 – 2,3 s.a), Koronis (2,9 s.a), Eos (3,0 s.a), 24 Themis (3,2 s.a), Maria (2,25 s.a), dan 25 Phocaea. Melihat kecenderungannya, bahwa setengah dari total jumlah asteroid yang telah diteliti ternyata membentuk Keluarga Hirayama.

Yang menarik dari kasus di atas adalah pecahnya asteroid menjadi kelompok-kelompok asteroid. Hal ini pada satu sisi memperkuat dugaan tentang adanya proses pecahnya asteroid besar menjadi remah-remah yang akhirnya menjadi materi Sabuk Asteroid. Salah satunya yang menanggapi hal ini adalah Dirk Brouwer (1951) atas dasar ketidakstabilan di daerah jalur Sabuk Asteroid akibat gangguan planet gas raksasa Jupiter (juga terkait dengan hipotesis tumbukan pada Celah Kirkwood). Penelitian dilanjutkan oleh J.R. Arnold (1969). Sementara J.C. Gradie dan kawan-kawan pada tahun 1982 berhasil menunjukkan bahwa memang sebagian keluarga asteroid berasal dari pecahan asteroid. Dilanjutkan penelitian ini sampai era sekarang ini oleh Andrea Carusi dari Istituto di Astrofisica SpazialeReparto di Planetologia – Roma, Italia. Caruzi sendiri secara terus terang menyatakan bahwa penelitian ini, dalam kelengkapan datanya dirasa masih sangat kurang. Kerjasama semua observatorium ternyata masih sangat diharapkan. Khususnya dalam menemukan kelompok yang bersifat sama secara dinamika orbitnya. Selain itu tentunya sekaligus penelusuran ini, sekali lagi, diselisik pada susunan atau komposisi unsur asteroid itu sendiri.

 

Asteroid 1999 Hirayama

Terkait KH, bahwa asteroid 1999 Hirayama sendiri ditemukan oleh Lubos Kohoutek pada tanggal 27 Februari 1973 saat bekerja di Observatorium Bergedorf (Hamburg Observatory). Berawal dari Stintfang di Hamburg yang hancur karena perang, lalu dibangunlah di Millerntor tahun 1825 (musibah juga, terbakar), lalu pindahlah ke Bergedorf. Ref.: Bergedorf Obs.). Identifikasi lain dari asteroid ini adalah 1973 DR, 1935 GF, 1940 EH, 1951 EY1, 1951 FA, 1965 UF, 1969 NB, atau 1975 NE. Lokasinya ada di daerah Sabuk Asteroid (sabuk utama. Namun, pada bagian paling jauh dari Matahari). Penamaannya sendiri merujuk pada penghormatan terhadap astronom Jepang, Kiyotsugu Hirayama (1874 – 1953) yang menjadi perintis penelitian adanya keluarga besar asteroid (Keluarga Hirayama di atas). Juga penghargaan terhadap Palisa, kini dikenal adanya penamaan Kawah Hirayama di Bulan.

 

Kiyotsugu Hirayama – Awal Kepakaran
Hirayama lahir di Sendai – Jepang bagian timur-laut pada tanggal 13 Oktober 1874. Kala itu merupakan tahun ke 7 pada periode atau era Meiji (1868 – 1912). Tahun kelahirannya adalah tahun yang sama di mana terjadi fenomena transit Venus (Desember) yang dapat dilihat dari seluruh wilayah Jepang. Selama periode tersebut, yang terkenal dengan kepemimpinan Tokugawa Shougun di Edo (Tokyo), pada tahun 1877 berdirilah Universitas Tokyo. Pada kisah parallel, Tisserand dari Perancis yang saat transit Venus berkunjung dan meneliti di Jepang akhirnya menerima H. Terao untuk belajar di Universitas Paris (1878). Setelah lulus dalam 4 tahun, Terao menjadi professor pertama dalam bidang Astronomi dan tahun 1888 menjadi kepala Tokyo Astronomical Observatory yang dibangun oleh Universitas Tokyo. Tahun yang sama ada pula Hirayama yang lulus dari universitas tersebut, yaitu Shin Hirayama yang berhasil menemukan asteroid 498 Tokio (bukan Tokyo; transliterasi Jerman) dan 727 Nipponia. Shin juga nantinya menjadi kepala Observatorium Tokyo ke 2 (1920) dan Vice-President IAU periode 1922-28.

Hirayama yang kita bahas di sini sendiri masuk Universitas Tokyo tahun 1894 dan lulus 3 tahun kemudian dan berkarya di Observatorium Tokyo di bawah bimbingan H. Terao di mana ketertarikan Hirayama muda adalah justru pada teori mekanika benda langit yang dikembangkan oleh Tisserand. Bidang keahliannya juga termasuk geodesi bahkan diperbantukan untuk menentukan batas teritori antara Jepang dan Rusia berbasis bidang ilmu tersebut yang akhirnya menggiring pada telaah ephemeris objek Bulan dan planet. Tahun 1906 dipromosikan sebagai associate professor dalam Astronomi. Hasil karyanya banyak dijadikan rujukan. Oleh karenanya, sebagai penghargaan atas pencapaiannyalah akhirnya kini dikenal adanya Keluarga Hirayama dalam telaah asteroid dan terdapat nama Kawah Hirayama dalam penelitian tentang Bulan (Ref.: 1994ASPC...63....1K).

 

Pengamatan terhadap keberadaan asteroid ini telah dilakukan sejak tanggal 1 April 1935. Hingga tanggal 24 Juni 2017 tidak kurang dari 1973 pengamatan telah dilakukan oleh Minor Planet Center dan yang digunakan dalam pembahasan karakter di sini berbasis 1868 kali pengamatan, yaitu sejak 5 Maret 1951 dan merujuk pada salah satunya dari McDonald ObservatoryFort Davis hingga terakhir (untuk dapat data di sini) tanggal 24 Juni 2017 dari ATLAS-MLO – Mauna Loa Hawaii). Dari sini akhirnya diketahui serba sedikit sifatnya dan tampak pada tabel di bawah.

 

TABEL 7
Karakter 1999 Hirayama

Parameter MPC JPL Satuan
Inklinasi 12,52882 12,52881476998499 derajat
Eksentrisitas 0,1152227 0,1152225701212241  
Perihelion 2,7575287 2,757528978829694 s.a
Aphelion 3,476 3,475742543947522 s.a
Periode Edar 5,5 5,50 tahun
Gerak Geser di Langit 0,17913270 0,1791327526200854 derajat/hari
Kecerlangan Mutlak (M) 10,9 11,0  
Diameter   30,08 – 38,277 km
Periode Rotasi   15,63 jam
Albedo 0,0674 0,053  
Keluarga MB-O    
Kelas C (Tholen Taxonomy)    

Rujukan tabel di atas:
1999 Hirayama
JPL Small-Body Database Browser: 1999 Hirayama
LCDB Data for (1999) Hirayama
Wikipedia.org/wiki/1999_Hirayama
Dictionary of Minor Planet Names – (1999) Hirayama
Dictionary of Minor Planet Names

 

Pengantar

Sejauh ini sudah dibahas beragam tema tentang asteroid, dari artikel bagian pertama hingga yang kali ini. Namun, rasanya masih begitu banyak pertanyaan yang belum terjawab dan justru menimbulkan lebih banyak lagi kernyit di dahi dan membuat penasaran. Usaha manusia untuk mengungkap satu demi satu permasalahan untuk mencari benang merahnya terus bergulir tiada henti dan berharap tiada pula berkesudahan. Tiga bagian yang sudah tersaji di sini sekedar ataupun ibarat sekalimat pendek keterangan di bagian pendahuluan dari sebuah serial ensiklopedia tentang asteroid, masih setitik bagian kulitnya saja. Walau demikian, semoga masih berdayaguna untuk menambah wawasan pengetahuan bagi kita semua. Bagaimanapun asteroid “sudah mengada” di salah satu sudut jagad semesta, dan apapun dalil terkait dengannya sekedar “ucapan salam kita untuknya”. Sebagai salah satu “makhluk”, “mengadakannya” – kehadirannya di jagad semesta ini tentunya bukanlah untuk sesuatu yang sia-sia. Tinggal kita manusialah yang mencoba memahaminya, yang salah satunya melalui ke-astronomi-an dan mencoba mencari tahu untuk apa mereka ada. Berharap pada bagian berikut dapat didongengkan lagi kisah lainnya seputar objek unik yang satu ini. Salam Astronomi.–WS–

 

Daftar Pustaka

Lihat Daftar Pustaka pada artikel Asteroid Bagian 1 dan 2 dengan tambahan:

  • Brož, M., Vokrouhlický, D., 2008, Asteroid Families in the First-order Resonances with Jupiter, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society – MNRAS 390 (2), p.715–732
  • Dasch, P. (ed.), 2002, Planetary Science and Astronomy – Space Science Volume 2, Macmillan Reference USA – Thomson Gale, New York, p.176
  • Gomes, R., Nesvorny, D., 2016, Neptune Trojan Formation During Planetary Instability and Migration, Astronomy and Astrophysics 592, A146; ©ESO 2016 – published by EDP Sciences
  • Kozai, Y., 1994, Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids, ASP Conference Series, vol. 63, p.1-6 (Provided by the NASA Astrophysics Data System)
  • Nesvorny, D., et al, 2002, The Recent Breakup of an Asteroid in the Main-belt Region, Nature 417 (13 JUNE 2002); ©2002, Nature Publishing Group
  • Nesvorny, D. et al, 2015, Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families, dalam Patrick M., Francesca E. D., dan William F. B. (eds.), Asteroids IV, University of Arizona Press, Tucson, ISBN: 978-0-816-53213-1, p.297-321 (Nesvorný D., et al, DOI: 10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch016)

 

Situs

Lihat Daftar Situs pada artikel Asteroid Bagian 1 dan 2 dengan tambahan:

1994ASPC...63....1K 
434 Hungaria - Wikipedia
a breakdown of numbered discoveries by year
Asteroid family - Wikipedia
aubrites
By semimajor axis
ESA
Heavens Above
Highly impactful - 10 facts about ESAs Asteroid Impact Mission
JPL Solar System Dynamics
NASA
NASA's WISE mission
NEOWISE
New ones
PHAs
STScI
Tabulations and plots
https://www.esa.int/spaceinimages/Images/2015/09/AIM_Infographic_-_general
https://en.wikipedia.org/wiki/1999_Hirayama
https://en.wikipedia.org/wiki/44_Nysa
https://ssd.jpl.nasa.gov/
Termasuk yang tertera pada artikel.