Hasta 2024, se creía que (761) Brendelia (descubierto en 1913) era un asteroide único, pero tenemos evidencias que -en realidad- se trata de un sistema de dos asteroides, próximos entre sí, que orbitan alrededor de un centro de masas común, que produce eclipses y que los periodos de rotación de sus componentes, están sincronizados con el periodo orbital.
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(761) Brendelia
(761) Brendelia pertenece a la “Familia de Coronis”, un centenar de asteroides que los científicos creen se trata de fragmentos de una colisión entre objetos más grandes, ocurrida en el cinturón principal, hace algo menos de 1000 millones de años. A esta misma familia pertenece el asteroide (243) Ida, visitado por la sonda Galileo de NASA en 1993, que permitió descubrirle su propia luna bautizada con el nombre “Dáctilo”.
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Asteroide (243) Ida con su satélite Dáctilo. Crédito: NASA/JPL
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Qué observamos?
Entre el 24 de julio y el 20 de octubre de 2024, observamos diez fuertes disminuciones del brillo del asteroide, que no se pueden explicar con la simple rotación del asteroide. Los dos primeros eventos fueron detectados por casualidad. Con la segunda caída de brillo, pensamos que se trataba de “eclipses” provocados por la alineación de dos asteroides con el Sol, no detectados con anterioridad.
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(761) Brendelia - Eclipses observados
Calculamos el tiempo transcurrido entre los dos supuestos eclipses, estimamos posibles periodos orbitales y obtuvimos efemérides para futuros eventos. Los eventos posteriores ocurrieron, y fueron observados, durante las predicciones calculadas, usando el periodo de 29 horas entre eclipses.
Las profundidades de las dos caídas de brillo son ligeramente diferentes. Una caída de brillo es algo superior a la otra.
Periodo de eclipses: 2.41750 d = 58.020 h
Eclipse 01 25/07/2024 02:19 TU Fase: 0.424
Eclipse 02 26/07/2024 07:19 TU Fase: 0.924
Eclipse 03 31/07/2024 03:22 TU Fase: 0.924
Eclipse 04 04/08/2024 23:24 TU Fase: 0.924
Eclipse 05 06/08/2024 04:25 TU Fase: 0.424
Eclipse 06 27/08/2024 22:35 TU Fase: 0.424
Eclipse 07 02/09/2024 23:38 TU Fase: 0.924
Eclipse 08 09/09/2024 00:41 TU Fase: 0.424
Eclipse 09 27/09/2024 03:50 TU Fase: 0.924
Eclipse 10 20/10/2024 03:02 TU Fase: 0.424
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(761) Brendelia: es un sistema binario?
De nuestras observaciones se deduce que (761) Brendelia se trata de un sistema binario, que emplea unas 58 horas para girar en torno a su centro de masas. Se registraron eclipses cada 29 horas, entre julio y octubre de 2024, cuando el Sol estaba en el mismo plano en el que coorbitan ambos asteroides.
Nuestro objetivo era medirle el periodo de rotación del asteroide y obtener la curva de luz completa. Todo indica que la alineación de los dos cuerpos con el Sol, no había sido observada con anterioridad, y en 2024 se dieron las condiciones para descubrir la naturaleza binaria.
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Características del sistema binario (761) Brendelia y algunas hipótesis que proponemos.
a) Sobre el sistema binario.
Las formas puntiagudas y de similares profundidades de las caídas de brillo que observamos, solo se explican si las dimensiones de los dos cuerpos son similares, es decir: son eclipses. Cuando las dimensiones son diferentes, las caídas de brillo se truncan (son: tránsitos y ocultaciones). Es por ello que hablamos de un “sistema binario” y no de un asteroide con satélite.
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Imagen recreada del aspecto que podría tener el sistema binario descubierto:
Los asteroides son, en realidad, Dinkinesh y Dimorphos que no están próximos entre sí. Crédito: NASA/JPL
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b) Sobre el sistema sincrónico.
Nuestro modelo de sistema binario lo proponemos formado por dos elipsoides (tipo balón de rugby), coorbitantes sincrónicos, es decir: ambos alcanzaron un acoplamiento de marea, por lo que tienen el mismo periodo de rotación y es igual al periodo de revolución de 58 horas. Si esto ocurre, se explica fácilmente la existencia de dos valles y dos crestas en los diagramas de fases publicados, en armonía los diagramas del modelo bimodal clásico de un cuerpo único.
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c) Sobre el sistema eclipsante y la forma del diagrama de fases.
Las observaciones de los eclipses, se realizaron cuando el asteroide estaba en oposición al Sol.
La alineación de ambos componentes con el Sol ocurrió cuando los ejes principales de ambos balones apuntan al Sol. Es por eso que los eclipses ocurrieron en el mismo momento que se produjeron los mínimos del diagrama de fases.
Los máximos del diagrama se produjeron cuando se observaron a ambos balones con geometría ecuatorial, es decir: vistos “de costado” y sin eclipses.
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d) Datos iniciales del descubrimiento.
El Físico Robert Johnston estimó que el diámetro equivalente de cada asteroide es D = 14,7 km. En base a los datos reportados por GORA, este científico estimó que la distancia media entre los asteroides es a = 72 km.
Johnston no estimó valores para las excentricidades.
Si suponemos una separación máxima -entre los componentes del sistema binario- de unos 100 km, la separación angular máxima -visto desde la Tierra- rondaría los 0,07”. Este valor hace imposible fotografiarlos con telescopios comunes. Tengamos en cuenta que la resolución del telescopio espacial Hubble = 0,1”.
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e) Modelo de órbitas circularizadas.
Nuestro diagrama de fases, muestra que el tiempo entre eclipses es de unas 29 hs, tanto desde el primario al secundario, como desde el secundario al primario. Esta igualdad indicaría que las órbitas no serían elipses, salvo que el Sol se haya encontrado justo sobre la línea del eje mayor de las eventuales elipses.
En nuestro modelo proponemos que e = 0. Esta suposición se fundamenta en que todo acoplamiento de marea induce a la sincronización de las rotaciones, pero también a que las órbitas disminuyan sensiblemente sus excentricidades, tendiendo a la circularización.
El cálculo del diámetro de cada componente, lo hicimos imaginando superficies reflectantes equivalentes, a partir del diámetro estimado (20,763 km) y publicado para un cuerpo único.
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f) Datos actualizados del sistema binario:
Diámetros equivalentes de cada componente: D = 14,7 km. (Estimado)
Densidad media de los componentes: rho = 1,6 gr/cm^3. (Estimado)
Periodo de revolución de componentes coorbitantes: P = 58 h. (Medido)
g) Con estos datos, calculamos:
Semieje mayor de las órbitas de los componentes: a1 = a2 = 36,6 km.
Tiempo máximo del eclipse (con eclipse total): Dtmax = 3,71 h
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h) Tiempos de los eclipses medidos por GORA:
Los tiempos de eclipses medidos varían entre 3,2 h y 3,6 h. Estimamos un valor promedio de 3,3 h.
Estos tiempos medidos fueron poco inferiores al tiempo máximo teórico (Dtmax = 3,71 h) lo que indica que los eclipses se aproximaron a las características de eclipse total.
Estos resultados afianzan los datos propuestos: diámetros (estimados a partir de albedos medios), densidad media (estimados a partir de análisis espectrales) y el modelo de órbitas circularizadas.
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Tareas futuras.
Actualmente estamos completando el diagrama de fases para medir el periodo de rotación y la amplitud del cambio de brillo de los componentes. Cuando tengamos cubiertas el 100% de las fases, podremos hacer un diagrama único que incluya: rotación y eclipses.
Ya hicimos los trámites para informar a la IAU sobre el descubrimiento, a fin de hacer reservas para el crédito del hallazgo. El descubrimiento ya fue incorporado a la base de datos compilada por Wm. Robert Johnston:
https://www.johnstonsarchive.net/astro/ ... 00761.html
Cuando contemos con toda la información necesaria, redactaremos un paper para presentarlo ante la revista especializada Minor Planet Bulletin.
También intentaremos observar ocultaciones asteroidales para encontrar otras evidencias independientes que confirmen la existencia del sistema binario.
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