Por Lauriston de Sousa Trindade, Alfredo Dal’Ava Jr, Cristovão Jacques Faria, Marcelo Zurita, Gabriel Gonçalves Silva
Resumo: A BRAMON, Brazilian Meteor Observation Network, reporta a descoberta de duas chuvas de meteoros, observadas depois de busca em seu próprio banco de dados. Para os meteoros da chuva #1042 SCP, um meteoro em 2015, seis meteoros em 2017, um meteoro em 2018, um meteoro em 2019 e três meteoros em 2020, ocorrendo entre as longitudes solares de 103º e 138º. A posição média do radiante está sob Ascensão Reta de 312,2º e declinação de -20,8º. Para a chuva de meteoros #1043 OSG, a evidência é baseada em um meteoro em 2014, um meteoro em 2015, três meteoros em 2016, oito meteoros em 2017, dois meteoros em 2018 e cinco meteoros em 2020, ocorrendo entre as longitudes solares de 100º e 126º. A posição média do radiante está sob Ascensão Reta de 297,3º e declinação de -26,7º. Os asteroides 2019 OK e 2017 NT5 foram identificados como os mais prováveis corpos parentais das partículas para as referidas chuvas de meteoros.
1 INTRODUÇÃO
BRAMON é uma rede de monitoramento de meteoros que foi criada em 2014 para registrar e estudar o meteoros registrados sobre o Brasil. As principais conquistas da rede são as buscas por novas chuvas de meteoros, tanto quanto os trabalho que fornecem mais detalhadas informações sobre bólidos brilhantes e meteoros geradores de meteoritos (Zurita et al. 2019). Aproveitando a vantagem de sua grande cobertura em latitude de 2° S a 30°S e privilegiada posição no hemisfério sul (Amaral et al., 2018). A BRAMON acumulou milhares de orbitas de meteoros ao longo de 7 anos de atividade. Os dados coletados tem permitido a busca por radiantes de meteoros e atualizar chuvas de meteoros já catalogadas com novas órbitas. Como resultado deste esforço, foi possível criar a própria base de dados da BRAMON disponível junto com o banco de dados da EDMOND (Amaral et al., 2018).
A produção de uma grande base de dados de meteoros e o estudo dos padrões de tais órbitas são a base dos estudos de chuvas de meteoros.
Por muito tempo, o fenômeno dos meteoros foi associado com efeitos atmosféricos de origem terrestre. Este modelo aristotélico permaneceu forte até o início do século XIX. Em 1861 Schiaparelli descobriu o asteroide Hesperia. Cinco anos depois, ele demonstrou que alguns meteoros tinham órbitas similares a alguns cometas e concluiu que as chuvas de meteoros eram detritos de cometas. Em específico, ele calculou que o cometa 1862 III era o corpo parental da chuva Perseidas e que o cometa 1866 I era a fonte dos leonídeos (Schiaparelli, 1867ª; 1867b).
A relação entre cometas e chuvas de meteoros foi somente aceita depois da confirmação, em 1872, da associação de uma intensa chuva de meteoros dos Andromedids com o cometa 3D/Biela, corretamente prevista anos antes (Weiss,1868).
Não somente cometas podem ser listados como corpos parentais de chuvas de meteoros. Muitos asteroides tem sido identificados como tendo orbitas similares a chuva de meteoros dos Taurídeos (Clube and Napler, 1984). Desde então, muitas outras associações com chuvas de meteoros têm emergido (Porubčan et al., 2004).
Há muitos exemplos de associações entre asteroides e chuvas de meteoros (Jopek and Williams, 2013): os Quadrantídeos (QUA) estão associados ao cometa C/1490 Y1 e ao asteroide 2003 EH1 (Jenniskens, 2004; Williams et al., 2004; Micheli et al., 2008); Os Geminídeos estão associados com o asteroide Phaethon (Whipple, 1983); e o Complexo Taurídeo está relacioando com o cometa P/Encke (Wipple and El-Din Hamid, 1952).
A origem das chuvas de meteoros foi então solucionada. Mas a percepção era que a trilha de meteoroides não era homogênea no espaço. Com observações sistemáticas ao longo de muitos anos, as flutuações nas taxas de ocorrências puderam ser monitoradas. Um exemplo disso ocorreu com os meteoros leonídeos. EM 1833 foi uma verdadeira tempestade de meteoros, mas nos anos seguintes a THZ (taxa horária zenital) permaneceu muito baixa, com flutuações cíclicas aumentando as taxas a cada 33 anos.
A atividade de meteoros pode ser classificada em dois grupos: chuvas anuais , as quais são visíveis todos os anos, com uma janela definida de datas e atividades previsíveis e os outbursts, nos quais a ocorrência de uma alta taxa de meteoros em um dado ano não necessariamente acontecerá novamente nos anos seguintes. Eventualmente, uma chuva de meteoros anual estabilizada pode apresentar um outburst, caracterizado por um notável incremento nas taxas de meteoros.
Os outburts podem ser vistos como provenientes de trilhas “jovens”, como a frequentemente observados para o radiante dos leonideos e sua associação com o cometa 55P/Temple-Tuttle (Yeomans and Yau, 1996). Trilhas de poeira mais estáveis podem ser um sinal de real estabilização, fazendo possível estimar a idade total da trilha de meteoroides. Este é o caso das perseidas e de seu corpo parental, o cometa 109P/Swift-Tuttle (Brown and Jones, 1998).
A atual ciência de meteoros admite que as trilhas de meteoroides são formadas por partículas liberadas por cometas e alguns asteroides, muitos sendo cometas dormentes. Há muitos mecanismos conhecidos apara a formação de tais trilhas de meteoroides: ejeção, desintegração por impacto, instabilidade rotacional, repulsão eletrostática, pressão por radiação, estresse por desidratação, fratura térmica e sublimação de gelo (jewitt et al., 2015).
Embora os fragmentos dispersem em suas próprias órbitas, podem manter certa similaridade por muitos anos ou até séculos.
Considerando que asteroides e cometas dormentes tem baixas taxas de ejeção de material particulado e, considerando que o banco de dados da BRAMON possui poucos milhares de órbitas de meteoros, o melhor modo para a busca de novas chuvas de meteoros associadas com asteroides seria usar a lista de asteroides NEA como referência inicial.
Neste estudo, nós descrevemos a descoberta de duas novas chuvas de meteoros no hemisfério sul. Durante este trabalho, diferentes critérios de dissimilaridade foram aplicados combinados nas órbitas para garantir a validade das novas chuvas. A identificação dos mais prováveis corpos parentais para cada chuva de meteoros foi também possível usando-se a mesma metodologia de comparação. A descoberta das chuvas somente foi possível graças a cooperação entre a BRAMON e o SONEAR, um observatório do hemisfério sul, dedicado a pesquisa dos asteroides NEOs.
2 METODOLOGIA
2.1 CRITÉRIOS DE DISSIMILARIDADE
Todos os objetos do Sistema Sola podem ser caracterizados por seus elemtnos orbitais Keplerianos: a (semi-eixo maior); q (distância do periélio); e (excentricidade); i (inclinação, ω (argumento do periélio) e Ω (longitude do Nodo ascendente). Para meteoroides que são parte de uma chuva de meteoros, além dos elementos orbitais Keplerianos, é necessário comparar todas as órbitas usando critérios de dissimilaridade. O modo mais comum para medir a dissimilaridade entre as órbitas é através do conceito intitulado Critério discriminante ou D-Criterion. O método do D-criterion equivale à medida da distância entre dois pontos em um espaço com N-dimensões, usando os elementos orbitais de órbitas válidas.
Durante o desenvolvimento dos D-criteria, diferentes autores implementaram expressões matemáticas distintas, usando diferentes números de parâmetros orbitais. Nesta artigo, os autores usaram 5 elementos orbitais para os D-criteria propostos por Southworth and Hawkins (1963), Drummond (1981) e Jopek (1993).
O D-criterion Southworth e Hawkins (DSH) tem a seguinte expressão matemática, dada pela equação 1:
Onde eA e eB são as excentricidades, e qA e qB são as distâncias do periélio das duas órbitas , IBA é o ângulo entre os dois planos orbitais e πBA é a distância das longitudes dos periélios medidas da interseção das órbitas.
Drummond (1981) propôs algumas modificações no critério de dissimilaridade de Southworth & Hawkins (1963), resultando no D-criterion Drummond (DD), para qual a definição é mostrada na equação 2:
onde, I21 é o ângulo entre os dois planos orbitais e θ21 é o ângulo do ponto do periélio para cada órbita, definido na Equação 3:
onde, λ e β são, respectivamente, a longitude e a latitude eclíptica do periélio, definidas nas Equações 4 e 5.
Jopek (1993) concluiu que o DSH dependia muito da distância do periélio q e que o DD dependia muito da excentricidade e. Assim, ele propôs um novo método (DH), que tem a seguinte expressão matemática mostrada na Equação 6:
2.2 Busca pelas Chuvas de Meteoros
A busca começou com a seleção de 32 asteroides descobertos pelo SONEAR (Southern Observatory for Near Earth Asteroid Research) que tinham sido classificados como NEAs. Nós empregamos os elementos orbitais dados pelo IAU Minor Planet Center, disponíveis na Época 2459200.5 (2020-Dec-17.0).
A órbita de cada asteroide foi usada como dado de entrada em uma calculadora C++/Python que testou cada uma dessas órbitas contra o banco de dados da BRAMON e retornou resultados com limites de tolerância para DD, DSH e DH, previamente estabelecidos.
Os limites foram estabelecidos como Dc (Máximo valor discriminante tolerado). Então se: D(X,Y) < DC, as órbitas seriam suficientemente similares e o asteroide seria um candidato a ser associado ao meteoro testado.
Há diferentes métodos de determinar tais limites: Porubčan et al,. (2006) optou por um DSH de 0.3 no caso de associação de NEOs com o Complexo Taurídeo; Rudawska et al,. (2012ª) estabeleceu um limite de DSH de 0.084 e DH de 0.077 para a associação de asteroides e chuvas de meteoros. . Šegon et al. (2014) usou um limite de 0.15 para ambos DSH e DH para uma ssociação entre asteroides e chuvas de meteoros. Na busca por meteoros associados aos asteroides descobertos pelo SONEAR nós usamos os seguintes limites: DD < 0.09, DSH < 0.15 e DH < 0.15.
2.3 integração retroativa
Não é possível encontrar uma solução para o problema de N-body, de modo analítico, se mais do que três corpos massivos estiverem interrelacionados gravitacionalmente. SE temos três corpos no cálculo, só é possível proceder analiticamente, se um destes corpos puder ter sua massa desprezada. (Bhatnagar K.B. and Saha L.M., 1993).
Atualmente, existem muitos integradores orbitais que solucionam o problema N-body. Um dos integradores clássicos é o Integrador simplético hibrido MERCURY (Chambers, 1999). Integradores não simpléticos podem preservar a área na solução do problema N-body (Kinoshita et al., 1991). A escolha do integrador é particularmente importante porque, durante a integração, os tamanhos de variações dos passos de tempo podem acumular erros, se houverem muitos encontros próximos, dentro do intervalo de tempo estudado.
A integração retroativa das órbitas dos asteroides e da órbita média dos clusters de meteoros encontrados foi executada usando o pacote Rebound como integrador (Rein & Liu, 2012). Diferente do MERCURY, o Rebound tem uma interface mais ágil e amistosa, usando linguagem Python/C++ e uso de muitos algoritmos de integração. Outra vantagem do Rebound é que o mesmo tem um módulo que pode acessar diretamente (utilizando a INTERNET) o banco de dados do JPL Horizons da NASA. Isso dá a possibilidade de iniciar a integração retroativa com as mais precisas efemérides para os corpos massivos (baricentros) usados neste estudo (Sol, Mercúrio, Vênus, Terra, Lua, Marte, Ceres, Vesta, Jupiter, Saturno, Urano e Netuno).
O estudo inicial foi feito utilizando o algoritmo integrador WHFAST (Rein and Tamayo, 2015) porque ele implementa rápida e precisa resposta de um integrador Wisdom-Holman, permitindo realizar integrações de sistemas planetários com longos intervalos de tempo rapidamente. Assim, a integração foi feita por 5000 anos com um passo de tempo de 0.0007 dias, capturando 500.000 resultados intermediários para análises. O objetivo desta verificação inicial foi comparar a flutuação dos elementos orbitais dos múltiplos objetos ao longo do tempo.
È importante notar que não é possível especificar a data de ejeção dos meteoroides que tem colidido com a atmosfera da Terra, no passado de alguns anos, simplesmente usando uma integração retroativa. Para isso, seria necessário adicionar modelos de distúrbios não gravitacionais para as órbitas. Assim, há muita incerteza quando comparando a evolução do semi-eixo maior da órbita e a excentricidades dos candidatos (Egal et al., 2017; Vida et al., 2018).
3 RESULTADOS
3.1 identificação das chuvas e validação
16 meteoros no banco de dados da BRAMON foram encontrados e que poderiam ser associados com o asteroide 2019 OK A órbita média dos elementos orbitais do cluster foi comparada com a lista de todas as chuvas de meteoros no IAU Meteor data Center. A comparação foi feita usando os critérios de discriminação DD, DSH e DH usando os limites de 0.09, 0.15 e 0.15, repectivamente. Nenhuma chuva de meteoros no catálogo foi associada com o cluster e o grupo de tais meteoros foi identificado como um novo fluxo anual. Seguindo as regras de nomeação para chuvas de meteoros (Jenniskens, 2007;2008) a chuva foi chamada de 17 Capricornids recebendo do IAU MDC o número 1042 e o código SCP. Os dados orbitais da chuva SCP, tanto quanto os dados orbitais do asteroide 2019 OK podem ser vistos na Tabela 1 e Tabela 2.
Durante a busca, 20 meteoros foram encontrados no banco de dados da BRAMON e que poderiam estar associados com o asteroide 2017 NT5. O mesmo procedimento foi adotado para o segundo cluster. A média de elementos orbitais foi comparada com a lista de todas as chuvas de meteoros da IAU Meteor Data Center, usando os mesmos limites de DD, DSH and DH . Nenhuma chuva de meteoros do catálogo foi associada com o cluster. Consequentemente, concluímos que este grupo de meteoros integra uma nova chuva de meteoros anual. Novamente, seguindo as
regras de nomeação, o grupo foi chamado omega Sagittariids recebendo da IAU MDC o número 1043 e o código OSG. Os elementos orbitais da chuva OSG bem como os dados orbitais do asteroide 2017 NY5 podem ser vistos na Tabela 3 e Tabela 4.
Tabela 1 – Dados orbitais para os meteoros associados com a chuva #1042 SCP.
| Meteoro | λ☉ (°) | αg (°) | δg (°) | vg (km/s) | a (A.U.) | e | q (A.U.) | ω (°) | Ω (°) | i (°) | DD |
| 20150716_044925 | 113.15 | 305.3 | –20.3 | 25.5 | 2.01 | 0.785 | 0.431 | 107.98 | 293.15 | 0.34 | 0.048 |
| 20160705_052435 | 103.39 | 293.7 | –22.4 | 23.5 | 1.84 | 0.738 | 0.480 | 104.04 | 283.38 | 0.19 | 0.091 |
| 20160716_034824 | 113.82 | 302.1 | –22.8 | 24.9 | 2.37 | 0.794 | 0.487 | 100.12 | 293.83 | 2.14 | 0.073 |
| 20160718_044750 | 115.77 | 308.9 | –21.9 | 25.8 | 2.11 | 0.794 | 0.433 | 107.12 | 295.78 | 2.50 | 0.043 |
| 20160801_224158 | 129.85 | 318.2 | –19.1 | 25.2 | 1.96 | 0.777 | 0.434 | 107.92 | 309.86 | 3.08 | 0.052 |
| 20160802_015622 | 129.98 | 323.9 | –23.7 | 25.6 | 1.97 | 0.711 | 0.432 | 108.03 | 309.99 | 9.18 | 0.076 |
| 20160811_010933 | 138.58 | 328.7 | –15.6 | 23.0 | 1.79 | 0.731 | 0.479 | 104.29 | 318.59 | 2.69 | 0.068 |
| 20170715_000726 | 112.48 | 300.6 | –21.6 | 25.3 | 2.01 | 0.780 | 0.439 | 107.10 | 292.48 | 1.32 | 0.045 |
| 20170715_075327 | 112.78 | 310.6 | –24.7 | 21.9 | 1.37 | 0.677 | 0.440 | 113.74 | 292.79 | 3.68 | 0.060 |
| 20170728_021802 | 124.98 | 315.6 | –19.5 | 26.8 | 2.40 | 0.823 | 0.422 | 107.01 | 304.98 | 2.33 | 0.060 |
| 20170807_070646 | 134.74 | 328.0 | –17.2 | 25.6 | 2.11 | 0.793 | 0.434 | 106.54 | 314.74 | 2.36 | 0.068 |
| 20180718_071555 | 115.38 | 307.2 | –20.8 | 24.7 | 2.05 | 0.775 | 0.460 | 104.58 | 295.41 | 0.83 | 0.038 |
| 20190811_051129 | 138.01 | 329.4 | –17.8 | 25.6 | 2.52 | 0.813 | 0.470 | 101.25 | 318.01 | 4.19 | 0.064 |
| 20200707_063450 | 105.33 | 298.7 | –26.2 | 24.9 | 1.89 | 0.766 | 0.442 | 107.56 | 285.33 | 4.43 | 0.069 |
| 20200723_023833 | 120.44 | 307.7 | –20.1 | 24.1 | 2.19 | 0.774 | 0.495 | 100.08 | 300.46 | 0.90 | 0.052 |
| 20200727_040356 | 124.31 | 315.9 | –18.6 | 26.5 | 2.32 | 0.816 | 0.425 | 106.98 | 304.33 | 1.29 | 0.055 |
| Média | 120.82 | 312.2 | –20.8 | 24.9 | – | 0.772 | 0.450 | 105.90 | 300.82 | 2.59 | – |
| Mediana | 118.11 | 309.8 | –20.6 | 25.21 | – | 0.779 | 0.440 | 106.99 | 298.12 | 2.34 | – |
| 2019 OK | – | – | – | – | 1.87 | 0.757 | 0.453 | 106.09 | 302.04 | 2.09 | – |
Tabela 2 – Radiantes Sun-centered para os meteoros associados com a chuva #1042 SCP.
| NumCur | CatCod | MetCod | λ☉ (°) | λg – λ☉ (°) | βg (°) | vg (km/s) | No | Código |
| 1 | BR | 20150716_044925 | 113.158 | 189.6 | –0.8 | 25.5 | 1042 | SCP |
| 2 | BR | 20160705_052435 | 103.399 | 188.4 | –0.8 | 23.5 | 1042 | SCP |
| 3 | BR | 20160716_034824 | 113.825 | 185.5 | –2.6 | 24.9 | 1042 | SCP |
| 4 | BR | 20160718_044750 | 115.772 | 189.9 | –3.1 | 25.8 | 1042 | SCP |
| 5 | BR | 20160801_224158 | 129.858 | 185.0 | –2.9 | 25.2 | 1042 | SCP |
| 6 | BR | 20160802_015622 | 129.988 | 188.5 | –8.9 | 25.6 | 1042 | SCP |
| 7 | BR | 20160811_010933 | 138.582 | 186.9 | –2.8 | 23.1 | 1042 | SCP |
| 8 | BR | 20170715_000726 | 112.480 | 185.8 | –1.1 | 25.3 | 1042 | SCP |
| 9 | BR | 20170715_075327 | 112.789 | 193.7 | –6.2 | 21.9 | 1042 | SCP |
| 10 | BR | 20170728_021802 | 124.980 | 187.4 | –2.6 | 26.8 | 1042 | SCP |
| 11 | BR | 20170807_070646 | 134.740 | 189.6 | –4.1 | 25.6 | 1042 | SCP |
| 12 | BR | 20180718_071555 | 115.386 | 189.1 | –1.7 | 24.8 | 1042 | SCP |
| 13 | BR | 20190811_051129 | 138.010 | 187.4 | –5.1 | 25.6 | 1042 | SCP |
| 14 | BR | 20200707_063450 | 105.333 | 190.3 | –5.3 | 24.9 | 1042 | SCP |
| 15 | BR | 20200723_023833 | 120.440 | 184.6 | –1.1 | 24.1 | 1042 | SCP |
| 16 | BR | 20200727_040356 | 124.318 | 188.6 | –1.8 | 26.5 | 1042 | SCP |
Tabela 3 – Dados orbitais dos meteoros associados com a chuva #1043 OSG.
| Meteoro | λ☉ (°) | αg (°) | δg (°) | vg (km/s) | a (A.U.) | e | q (A.U.) | ω (°) | Ω (°) | i (°) | DD |
| 20140803_060048 | 130.64 | 315.8 | –23.3 | 20.3 | 2.15 | 0.710 | 0.621 | 86.20 | 310.65 | 3.17 | 0.068 |
| 20150702_231514 | 100.54 | 278.0 | –25.5 | 19.7 | 1.80 | 0.660 | 0.608 | 90.58 | 280.55 | 1.68 | 0.064 |
| 20160706_053735 | 104.36 | 291.9 | –29.6 | 20.7 | 1.80 | 0.680 | 0.575 | 94.18 | 284.36 | 5.15 | 0.067 |
| 20160707_064949 | 105.36 | 293.1 | –27.4 | 19.0 | 1.62 | 0.630 | 0.599 | 93.56 | 285.36 | 2.77 | 0.061 |
| 20160812_011335 | 139.54 | 318.2 | –24.8 | 18.2 | 1.98 | 0.660 | 0.676 | 80.63 | 319.55 | 4.78 | 0.070 |
| 20170703_013859 | 101.10 | 280.0 | –24.8 | 19.3 | 1.84 | 0.660 | 0.626 | 88.16 | 281.11 | 1.27 | 0.064 |
| 20170703_035627 | 101.19 | 282.2 | –35.4 | 20.4 | 2.12 | 0.700 | 0.638 | 84.54 | 281.19 | 8.35 | 0.070 |
| 20170715_002439 | 112.49 | 288.1 | –23.6 | 20.4 | 2.38 | 0.730 | 0.643 | 82.58 | 292.49 | 0.96 | 0.060 |
| 20170718_034313 | 115.49 | 295.8 | –28.8 | 19.6 | 2.16 | 0.700 | 0.656 | 82.11 | 295.48 | 4.51 | 0.026 |
| 20170723_013538 | 120.17 | 297.9 | –33.9 | 19.0 | 2.22 | 0.690 | 0.693 | 77.36 | 300.17 | 7.86 | 0.038 |
| 20170723_040407 | 120.27 | 302.6 | –32.4 | 21.5 | 2.68 | 0.760 | 0.638 | 81.94 | 300.27 | 8.06 | 0.062 |
| 20170725_043636 | 122.21 | 307.8 | –23.8 | 20.1 | 1.84 | 0.680 | 0.594 | 91.71 | 302.21 | 2.58 | 0.068 |
| 20170726_021756 | 123.07 | 301.0 | –27.0 | 19.4 | 2.29 | 0.710 | 0.673 | 79.34 | 303.07 | 4.20 | 0.029 |
| 20180716_003506 | 113.21 | 285.8 | –24.2 | 18.2 | 2.14 | 0.670 | 0.698 | 77.17 | 293.23 | 0.78 | 0.066 |
| 20180730_001439 | 126.56 | 302.2 | –18.9 | 19.3 | 2.22 | 0.700 | 0.663 | 80.91 | 306.77 | 0.03 | 0.049 |
| 20200719_234531 | 117.46 | 292.4 | –24.3 | 19.2 | 2.10 | 0.690 | 0.659 | 82.17 | 297.47 | 1.63 | 0.032 |
| 20200721_011019 | 118.47 | 294.7 | –24.5 | 20.1 | 2.44 | 0.730 | 0.660 | 80.29 | 298.48 | 2.07 | 0.049 |
| 20200721_054110 | 118.65 | 306.4 | –34.2 | 19.6 | 1.89 | 0.660 | 0.635 | 86.63 | 298.65 | 8.97 | 0.028 |
| 20200722_063521 | 119.64 | 304.4 | –22.5 | 19.2 | 1.85 | 0.660 | 0.630 | 88.04 | 299.67 | 0.49 | 0.048 |
| 20200806_013302 | 133.78 | 307.8 | –25.8 | 18.7 | 2.61 | 0.730 | 0.718 | 72.19 | 313.78 | 3.92 | 0.062 |
| Média | 117.21 | 297.3 | –26.7 | 19.6 | – | 0.690 | 0.645 | 84.01 | 297.23 | 3.66 | – |
| Mediana | 118.56 | 296.8 | –25.2 | 19.5 | – | 0.690 | 0.641 | 82.37 | 298.57 | 2.97 | – |
| 2017 NT5 | – | – | – | – | 1.87 | 0.676 | 0.605 | 88.94 | 293.57 | 6.04 | – |
Tabela 4 – Radiante Sun-centered para os meteoros associados com a chuva OSG (#1043).
| NumCur | CatCod | MetCod | λ☉ (°) | λg – λ☉ (°) | βg (°) | vg (km/s) | No | Código |
| 1 | BRAM | 20140803_060048 | 130.649 | 180.8 | –6.2 | 20.3 | 1043 | OSG |
| 2 | BRAM | 20150702_231514 | 100.541 | 176.7 | –2.3 | 19.7 | 1043 | OSG |
| 3 | BRAM | 20160706_053735 | 104.361 | 184.7 | –7.6 | 20.7 | 1043 | OSG |
| 4 | BRAM | 20160707_064949 | 105.363 | 185.1 | –5.6 | 19.0 | 1043 | OSG |
| 5 | BRAM | 20160812_011335 | 139.544 | 173.6 | –8.3 | 18.2 | 1043 | OSG |
| 6 | BRAM | 20170703_013859 | 101.102 | 177.9 | –1.6 | 19.3 | 1043 | OSG |
| 7 | BRAM | 20170703_035627 | 101.193 | 178.9 | –12.4 | 20.4 | 1043 | OSG |
| 8 | BRAM | 20170715_002439 | 112.491 | 174.0 | –1.2 | 20.4 | 1043 | OSG |
| 9 | BRAM | 20170718_034313 | 115.485 | 177.1 | –7.4 | 19.6 | 1043 | OSG |
| 10 | BRAM | 20170723_013538 | 120.174 | 173.3 | –12.6 | 19.0 | 1043 | OSG |
| 11 | BRAM | 20170723_040407 | 120.273 | 177.5 | –12.0 | 21.5 | 1043 | OSG |
| 12 | BRAM | 20170725_043636 | 122.205 | 182.1 | –4.7 | 20.1 | 1043 | OSG |
| 13 | BRAM | 20170726_021756 | 123.069 | 174.4 | –6.5 | 19.4 | 1043 | OSG |
| 14 | BRAM | 20180716_003506 | 113.212 | 171.2 | –1.5 | 18.2 | 1043 | OSG |
| 15 | BRAM | 20180730_001439 | 126.564 | 173.7 | +1.2 | 19.3 | 1043 | OSG |
| 16 | BRAM | 20200719_234531 | 117.461 | 172.9 | –2.4 | 19.2 | 1043 | OSG |
| 17 | BRAM | 20200721_011019 | 118.472 | 173.9 | –3.0 | 20.1 | 1043 | OSG |
| 18 | BRAM | 20200721_054110 | 118.651 | 181.8 | –14.5 | 19.6 | 1043 | OSG |
| 19 | BRAM | 20200722_063221 | 119.64 | 181.8 | –2.7 | 19.2 | 1043 | OSG |
| 20 | BRAM | 20200806_013302 | 133.782 | 169.9 | –6.7 | 18.7 | 1043 | OSG |
O asteroide 2019 OK foi primeiro detectado em 24 de julho de 2019, a uma distância de 0,01 UA (1.500.000km) da Terra e tinha uma magnitude aparente de 14.7, sendo observado na constelação de Capricórnio. Com um MOID de 0,000381434 UA (NASA JPL) e uma magnitude absoluta 9H) = 23,3 (MPO 473725), ele foi classificado como NEO (Near Earth Object) da classe Apollo. O asteroide foi inicialmente detectado por Cristovão Jacques, Eduardo Pimentel e João Ribeiro no Observatório SONEAR, localizado em Oliveira, estado de Minas Gerais. Brasil.
Figura 1 – Primeira imagem do asteroide 2019 OK. Cortesia do Observatório SONEAR.
Figura 2 – Flyby (visão de topo) do asteroide 2019 OK.
Figura 3 – Flyby (visão lateral) do asteroid 2019 OK.
Figure 4 – Primeira imagem do asteroide 2017 NT5. Cortesia do Observatório SONEAR.
O asteroide 2017 NT5 foi primeiro detectado em 12 de julho de 2017, pelo Observatório SONEAR. Depois de mais observações, o asteroide teve seu MOID calculado como 0.00257522 UA (~335381km) e uma magnitude absoluta (H) = 22.9 (MPO 416462), sendo classificado como NEO (Near Earth Object) da classe Apollo. O flyby ocorreu em 14 de julho de 2017 as 16h06mUT, quando o asteroide atingiu uma distância mínima de 0,002859082 UA (NASA JPL). Este tem um tamanho estimado entre 49m e 160m com um período orbital de 2.55 anos (NASA JPL).
Usando os dados orbitais do 2019 OK e 2017 NT5, o radiante teórico (Neslušan et al., 1998) foi calculado para possíveis chuvas de meteoros que poderiam existir tendo tais asteroides como corpos parentais.
O radiante teórico calculado para o asteroide 2019 OK foi comparado com os radiantes observados para os meteoros da #1042 SCP (Figura 5) listado na Tabela 1 e Tabela 2. O radiante teórico para os asteroide 2017 NT5 foi comparado com os radiantes dos meteoros da #1043 OSG (Figura 6) listados na Tabela 3 e Tabela 4. Os resultados são apresentados na Tabela 5 e Tabela 6.
Tabela 5 – Radiante médio observado (SCP #1042) comparado com o radiante teórico (Asteroide 2019 OK).
| Objeto | λ☉ (°) | αg (°) | δg (°) | vg (km/s) | a (A.U.) | e | q (A.U.) | ω (°) | Ω (°) | i (°) | D–Dis |
| 2019 OK | – | – | – | – | 1.87 | 0.757 | 0.453 | 106.09 | 302.04 | 2.09 | – |
| SCP #1042 | 120.81 | 312.2 | –20.8 | 24.9 | 2.06 | 0.772 | 0.451 | 105.90 | 300.82 | 2.60 | – |
| 2019 OK Fitted orbit | 121.60 | 312.1 | –20.2 | 24.3 | 1.87 | 0.757 | 0.454 | 106.50 | 301.60 | 2.10 | 0.000 |
Tabela 6 – Radiante observado (OSG #1043) comparado com o radiante teórico (asteroide 2017 NT5).
| Body | λ☉ (°) | αg (°) | δg (°) | vg (km/s) | a (A.U.) | e | q (A.U.) | ω (°) | Ω (°) | i (°) | D–Dis |
| 2017 NT5 | – | – | – | – | 1.87 | 0.676 | 0.605 | 88.94 | 293.57 | 6.04 | – |
| OSG #1043 | 117.21 | 297.3 | –26.7 | 19.6 | 1.94 | 0.645 | 0.690 | 84.02 | 297.23 | 3.66 | – |
| 2017 NT5 Fitted orbit | 112.40 | 295.6 | –30.4 | 20.2 | 0.676 | 0.605 | 90.20 | 292.40 | 6.00 | 0.002 |
Figura 5 – O radiante SCP em coordenadas Sun-centered. Os círculos concêntricos representam distâncias de 5° e 10° a partir da média do radiante geocêntrico.
Figura 6 – Os radiantes OSG em coordenadas Sun-centered. Os círculos concêntricos representam 5° e 10° a partir da média do radiante geocêntrico.
É uma dificuldade frequente determinar os limites de comparação entre as órbitas originais de asteroides e órbitas ajustadas (Neslušan et al., 1998). Dependendo do método usado para ajustes das órbitas nós podemos, eventualmente, descartar bons candidatos a corpos parentais. O DSH-Criterion aparece com um parâmetro para medida da incerteza a respsito da confirmação do radiante teórico (Svoren et al., 1993; 1994; Neslušan et al., 1998). A sugestão para uso do DSH como um discriminante (Neslušan et al., 1998) não é uma medida definitiva, mas somente uma forma de qualificar a aproximação entre a órbita original do asteroide testado e a órbita ajustada para uma interseção com a órbita da Terra. Assim, o D-Disc e DSH tem o mesmo conceito: ambos medindo dissimilaridade entre órbitas. É possível aceitar a similaridade entre a órbita média de uma chuva de meteoros e o corpo parental se D-Disc < 0.07 e se a distância entre os dois radiantes não excedam 5°. Temos também ser possível aceitar o D-Disc com máximo valor de 0.1 (Neslušan et al., 1998). Para o asteroide 2019 OK e a chuva de meteoros SCP, a distância de 0.6° entre o radiante teórico e o radiante observado. Para o 2017 NT5 e a chuva de meteoros OSG, a distância entre o radiante teórico e o radiante observado é 3,96°. Um outro critério usado para associar meteoros com corpos parentais também inclui a determinação para o radiante teórico (Neslušan et al., 1998) e tem as seguintes tolerâncias aceitáveis: Δλ☉ < 8º, Δα < 8º, Δδ < 8º and ΔΩ < 6 º (Guennoun et al., 2019). Ambas as chuvas SCP e OSG, atendem aos critérios sugeridos por Guennoun et al. (2019) para a associação com os asteroides 2019 OK e 2017 NT5, respectivamente.
3.2 integração retroativa
A interpretação dos gráficos, após a integração retroativa, mostrou que a evolução dos elementos orbitais médios dos clusters de meteoros (Williams and Jones, 2007) e seus candidatos asteroidais a corpos parentais, tiveram comportamento similar no intervalo de tempo estudado. Os limites de controle usados foram: DSH = 0.15; DD = 0.07 and DH = 0.15.
Figura 7 – A órbita (em verde) e a posição do asteroide 2019 OK na máxima aproximação em 2019 (visão de topo) e a órbita média para a chuva de meteoros SCP (em azul).
Figure 8 – A órbita (em verde) e a posição do asteroide 2017 NT5 na aproximação máxima em 2017 (visão de topo) e a órbita média da chuva de meteoros OSG (em azul).
O mesmo fluxo de trabalho foi aplicado na pesquisa para a chuva #1043 OSG e o candidato a corpo parental, 2017 NT5. Figure 8 mostra a posição dos planetas do Sistema Solar interno na data da aproximação máxima do asteroide 2017 NT5, bem como a órbita do próprio asteroide (em verde) e a órbita media dos meteoros OSG (em azul).
3.3. Elementos das novas chuvas de meteoros
SCP (#1042)
A chuva de meteoros SCP (#1042) pode ser encontrada no IAU Meteor Data Center (MDC), na secção “Listo f all shower” (Jenniskens et al., 2020). Os meteoros irradiam do radiante geocêntrico médio de RA = 312,2° e Dec = -20,8°, com velocidade geocêntrica de 24,93 km/s. A chuva de meteoros SCP (#1042) tem um pico estimado para λ☉ = 120,82° em 23 de julho de 2020 às 12h UT (equinox J2000.0). O grupo de 16 meteoros tem os seguintes elementos orbitais médios:
- a ~ 2.06 AU
- q = 0.450 AU
- e = 0.772
- i = 2.6°
- ω = 105.9°
- Ω = 300.8°
Depois de comparar a evolução dos elementos orbitais do asteroide 2019 OK e a chuva de meteoros SCP (#1042) em tempos passados, surgiu que existe similaridade pelos últimos 5000 anos (Figuras 9 a 14). A comparação entre a posição do radiante teórico para o asteroide e o radiante observado para a chuva de meteoros encontre parâmetros similares (Neslušan et al., 1998; Guennoun et al., 2019). Assim, o asteroide 2019 OK está selecionado como provável corpo parental da chuva de meteoros SCP (#1042).
OSG (#1043)
A chuva de meteoros OSG (#1043) pode ser encontrada no IAU Meteor Data Center, na secção “List of all Showers” (Jenniskens et al,.2020). Os meteoros irradiam de um radiante geocêntrico médio em RA = 297,3° e Dec = -26,7°, com velocidade geocêntrica de 19,59km/s. A chuva de meteoros OSG (#1043) tem pico estimado para λ☉ = 117.21° em 19 de julho de 2020 às 18h UT (equinox J2000.0). O grupo de 20 meteoros tem os seguintes elementos orbitais médios:
- a ~ 2.11 AU
- q = 0.6451 AU
- e = 0.69
- i = 3.7°
- ω = 84.01°
- Ω = 297.23°
Depois de comparar as evoluções dos elementos orbitais do asteroide 2017 NT5 e da chuva de meteoros OSG (#1043), surgiu que existe similaridade entre eles nos últimos 5000 anos. (Figuras 15 a 20).
Também, a comparação entre o radiante teórico do asteroide e o radiante observado para a chuva de meteoros possui parâmetros similares (Neslušan et al., 1998; Guennoun et al., 2019). Assim, o asteroide 2017 NT5 é considerado o provável corpo parental da chuva de meteoros OSG (#1043).
Figura 9 – Valores de DSH para a órbita do asteroide 2019 OK comparada com a órbita média dos meteoros SCP nos últimos 5000 anos.
Figura 10 – Valores DD para a órbita do asteroide 2019 OK comparada com a órbita média dos meteoros SCP nos últimos 5000 anos.
Figura 11 – Valores de DH para a órbita do asteroide 2019 OK comparada com a órbita média dos meteoros SCP nos últimos 5000 anos.
Figura 12 – Evolução da inclinação da órbita do asteroide 2019 OK e da órbita média das órbitas dos meteoros SCP nos últimos 5000 anos.
Figura 13 – Evolução do argumento do periélio ω do asteroide 2019 OK e da órbita média dos meteoros SCP nos últimos 5000 anos.
Figura 14 – Evolução da longitude do Nodo Ascendente Ω do asteroide 2019 OK e da órbita média dos meteoros SCP nos últimos 5000 anos.
Figura 15 – Valores de DSH para a órbita do asteroide 2017 NT5 comparado coma órbita média dos meteoros OSG nos últimos 5000 anos.
Figura 16 – Valores de DD para a órbita do asteroide 2017 NT5 comparada com a órbita média dos meteoros OSG nos últimos 5000 anos.
Figura 17 – Valores de DH para a órbita do asteroide 2017 NT5 comparada com a órbita média dos meteoros OSG nos últimos 5000 anos.
Figura 18 – Evolução das inclinações da órbita do asteroide 2017 NT5 e da órbita média dos meteoros da chuva OSG nos últimos 5000 anos.
Figura 19 – Evolução do argumento do periélio ω da órbita do asteroide 2017 NT5 e a órbita média dos meteoros OSG nos últimos 5000 anos.
Figura 20 – Evolução da longitude do Nodo Ascendente Ω do asteroide e da órbita média dos meteoros da chuva OSG nos últimos 5000 anos.
4 CONCLUSÃO
Usando diferentes critérios de dissimilaridade e adotando limites de controle bastante restritivos, foi possível encontrar no banco de dados da BRAMON dois distintos grupos de meteoros que correspondem a duas novas chuvas de meteoros no hemisfério sul: as chuvas SCP (#1042) e OSG (#1043). Os elementos orbitais médios destas chuvas foram obtidos e comparados com outras chuvas já aceitas para garantir seu ineditismo. Assim, estas duas chuvas vem a ser a terceira e quarta chuva, do hemisfério sul, estabelecidas pela BRAMON com todos ou quase todos os meteoros sendo encontrados em seu próprio banco de dados. Finalmente, usando um estrito critério de dissimilaridade e a integração retroativa de chuvas e asteroides, foi possível localizar os mais prováveis corpos parentais das partículas das chuvas de meteoros. Os asteroides 2019 OK e 2017 NT5 mostram grande similaridade com as chuvas e foram descobertos pelo Observatório SONEAR, mostrando boa interação das pesquisas desenvolvidas por essas duas instituições brasileiras.
AGRADECIIMENTOS
Nós gostaríamos de agradecer a todos os operadores de estações da BRAMON, engajados na produção de dados para os estudos de meteoros. Um especial agradecimento aos operadores que contribuíram especificamente com órbitas usadas neste estudo:
Estações e operadores que contribuíram com dados para a descoberta da chuva SCP (#1042):
- ADJ1: Alfredo Dal’Ava Júnior;
- ARL1, ARL 2: Andrei Lima;
- CFJ3, CFJ4: Heller & Jung Observatory (Carlos Jung);
- ISL: Zaac Leite;
- JPZ2: Marcelo Zurita;
- LSA1: João Amâncio;
- OCA3: Leonardo Amaral;
- RCP2: Renato Poltronieri;
- ROO: Vandson Guedes;
- SMZ4, SMZ6: Sergio Mazzi;
- SON: Sonear Observatory (Cristovão Jacques);
- VRG: Wellington Albertini;
- UNB1: Ubiratan da Nóbrega Borges.
Estações e operadores que contribuíram com dados para a descoberta da chuva OSG (#1043):
- AAC: Alcione Caetano;
- ADJ1: Alfredo Dal’Ava Júnior;
- BFB: Bruno Bonicontro;
- CFJ4, CFJ6, CFJ8: Heller & Jung Observatory (Carlos Jung);
- DLM: Daniel Leal Mateus;
- GZT: Gabriel Zaparolli;
- JJS: Jocimar Justino de Souza;
- JZL: Juliano Cezar Vieira Zaikievicz;
- LSA: João Amancio;
- OCA3: Leonardo Amaral;
- RCP2: Renato Poltronieri;
- RSC: Rafael Compassi;
- SMZ6: Sergio Mazzi;
- SON: SONEAR Observatory (Cristovão Jacques);
- WSR: William Siqueira.
Os autores também gostariam de agradecer a Lubos Neslušan por providenciar o algoritmo para cálculo do radiante teórico (Neslušan et al., 1998) e ao Western Meteor Physics Group pela implementação dos algoritmos de critérios de dissimilaridade (Vida., 2019).
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*Versão em português por Lauriston Trindade. Artigo originalmente publicado em 17/04/2021: https://www.meteornews.net/2021/04/17/identification-of-new-meteor-showers-1042-scp-and-1043-osg-and-their-associations-with-the-asteroids-2019-ok-and-2017-nt5/
