АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2008, том 42, № 3, с. 273-285
УДК 523.44
АНАЛИЗ СЛАБЫХ ПОЛОС ПОГЛОЩЕНИЯ В СПЕКТРАХ ОТРАЖЕНИЯ
А-АСТЕРОИДОВ
© 2008 г. Д. И. Шестопалов, Л. Ф. Голубева
Шемаханская астрофизическая обсерватория, Азербайджан Поступила в редакцию 18.04.2007 г.
Слабые полосы поглощения, обнаруженные в видимой области спектров отражения А-астероидов, указывают на различный минеральный состав их поверхности. Анализ этих полос приводит к выводу, что на одних астероидах этого оптического типа присутствуют как оливин, так и клинопирок-сен, на поверхности других - преимущественно клинопироксен с небольшими добавками хромсо-держащих минералов, предположительно хромитов. Новая оценка содержания форстерита в оливине астероидов 289 Ненетта и 446 Этернитас (Fo ~ 50%-60%), выполненная по полосе поглощения вблизи 500 нм в их спектрах, удовлетворительно согласуется с оценкой, полученной нами ранее при моделировании спектра отражения астероида Этернитас.
PACS: 96.30. YS
ВВЕДЕНИЕ
В современных оптических классификациях астероидов тип А объединяет относительно небольшое число объектов, спектры которых имеют сильный наклон континуума для длин волн короче 750 нм, умеренную глубину абсорбции в диапазоне 750-920 нм и, иногда, слабую полосу поглощения вблизи 630 нм (Tholen, 1989; Bus, Bin-zel, 2002). Только для четырех А-астероидов измерены спектры не только в видимой, но и в ближней ИК-области вплоть до 2500 нм. Таковые содержат единственную широкую и интенсивную полосу поглощения с минимумом вблизи 1000 нм, которая указывает на присутствие оливина на их поверхности. Остается неясным, однако, можно ли это утверждение распространить на остальные А-астероиды.
До настоящего времени нет согласия относительно минерального состава поверхности А-астероидов. Допуская что их поверхность состоит из чистого оливина, Lucey и др. (1998) привлекают эффект температурной зависимости оливиновых спектров, чтобы объяснить различия между спектрами А-астероидов и лабораторных образцов оливина, полученных при комнатной температуре. Другие авторы объясняют "красноватые" спектры А-астероидов оптическим созреванием оливиновой поверхности под действием космического выветривания (Hiroi, Sasaki, 2001) или же, напротив, присутствием на их поверхности невыветрелого оливина, но с добавкой FeNi-металла (Gaffey и др., 2003). В то же время моделирование спектра отражения А-астероида 446 Этернитаса привело к выводу о преобладании пироксена над оливином на его поверхности (Голубева, Шестопалов, 2001). Наконец, некоторые ангритовые метеориты, содержа-
щие примерно равное количество клинопироксена (фассаита) и оливина, имеют спектры отражения, очень похожие на спектры А-астероидов (Burbine и др., 2001).
Таким образом, мы видим, что вероятный состав поверхности А-астероидов в терминах метеоритной минералогии варьирует от оливиновых ахондритов (наподобие шассиньитов) через палласиты (оливин-металлический состав) к ангритам. Такая неопределенность, по нашему мнению, возникает вследствие того обстоятельства, что интенсивные полосы поглощения в области 950-1000 нм в спектрах оливинов и пироксенов перекрываются и, к тому же, спектры некоторых клинопироксе-нов, обогащенных кальцием, не имеют второй полосы поглощения вблизи 1900 нм. Поэтому наличие "оливиноподобной" абсорбции вблизи 1000 нм и отсутствие второй полосы при 1900 нм в спектрах отражения А-астероидов еще не является признаком того, что на поверхности этих астероидов нет пироксена.
В настоящей работе мы исследуем полосы поглощения в видимом диапазоне спектров А-астероидов с тем, чтобы ответить на вопросы, присутствует ли пироксен на поверхности этих астероидов и однородны ли в минералогическом отношении астероиды, объединенные в этот оптический тип.
КРАТКАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА А-АСТЕРОИДОВ
Список астероидов, спектры которых исследуются в настоящей работе, приведен в табл. 1. Как видно из этой таблицы, диаметр астероидов не превышает 65 км, а визуальное геометрическое альбедо изменяется в пределах от 8% до 60%. Для
Таблица 1. Некоторые физические характеристики А-астероидов
Астероид Оптическая классификация Альбедо3) Диаметр3)
Tholen (1989) SMASS1) S3OS22) (T) S3OS22) (BB) (км)
119 Алтея S Sl A Ld 0.23 58
246 Аспорина A A A L 0.17 61
270 Анахита S A Sl 0.22 51
289 Ненетта A A 0.24 34
446 Этернитас A A 0.24 46
459 Сигне S A Ld 0.14 30
625 Ксения Sa A Ld 0.22 29
728 Леонизида A Ld
753 Тифлис S L A L 0.26 24
822 Лалага DXCU A Sl
863 Бенкоэла A A 0.6 27
982 Франклина A Ld 0.18 33
1126 Отеро A 0.18 12
1246 Чака A Sl 0.24 18
1455 Мичелла A Sa
1506 Хоса A Sl
1509 Эсклангона S A Ld 0.23 8
1600 Высоцкий A A A
1656 Суоми S A Ld 0.3 8
1728 Гоуз Линк A Ld
1747 Райт AU: Sl A Ld 0.2 6
1943 Антерос S A Ld
1951 Лик A 0.08 6
1980 Тецкатлипока SU Sl A A
2074 Шумейкер S A Sa
2150 Никтимена A Ld
2234 Шмэдел A
2292 Сейли A S, Sl
2423 Ибаррури A
2501Лохья A A
2548 Лело A Sl
2577 Литва EU A Sl
2715 Миеликки A 0.18 13
2732 Витт A
2975 Спар A A
3635 Крейц S A A
3873 Родди S A A
4103 Шахин A D 0.32 14
4125 Лью Аллен A Ld
4142 Дерсу-Узала A
4375 Кийомори A A
4490 Бэмбери A Sa 0.22 8
4556 Гумилев A L
4713 Стил A A A
4931 Томск A Ld
4957 Брюсмюррей S A Ld
4982 Бартини A
5216 1941 НА A Sl
5641 Мак-Клиз A
6916 Льюиспиа A Sl
Примечания: Xu и др., 1995; Bus, Binzel, 2002.
2) Lazzaro и др., 2004. Классификация астероидов выполнена по методу Tholen (Т), Bus и Binzel (ВВ).
3) Tedesco и др., 2002.
большей части астероидов в таблице оптический тип не остается постоянным в классификациях Tholen (1989) и Bus, Binzel (2002), что объясняется, во-первых, тем, что используются различные статистические приемы для отнесения астероида к тому или иному оптическому типу, и, во-вторых, сами спектры астероида, полученные в разные оппозиции, могут также немного различаться. Причины, вызывающие неустойчивость результатов оптической классификации астероидов, обсуждаются подробнее в работе (Lazzaro и др., 2004). Большой диапазон изменения альбедо может указывать на то, что оптический тип А является неоднородным, но существующих данных об альбедо недостаточно, чтобы прийти к обоснованным суждениям. Отдать предпочтение одной или другой классификации в настоящее время не представляется возможным. Чтобы не вносить свою ошибку при отборе А-астероидов, мы преднамеренно расширили перечень рассматриваемых объектов до максимально возможного согласно существующим оптическим классификациям, а затем с помощью слабых полос поглощения в их спектрах отражения попытаемся выяснить насколько близки эти астероиды по своему минеральному составу. Поэтому условимся, что все астероиды, приведенные в таблице, будем называть А-астероидами, поскольку хотя бы в одной из двух классификаций они отнесены к этому типу.
Интересной особенностью большинства этих астероидов является то, что они не принадлежат к динамическим семействам в поясе астероидов. Причем эта картина наблюдается как для динамиче-ких семейств, обнаруженных Zappala и др. (1997) по выборке из примерно 12000 астероидов, так и для семейств, обнаруженных Mothe-Diniz и др. (2005) по выборке в десять раз большей. Можно предположить, что избегание семейств А-астероидами, а также относительная малочисленность А-астероидов могут быть связаны с тем, что они находятся на неустойчивых орбитах. Возможно, впрочем, что у большинства А-астероидов размеры еще меньше, чем приведенные в таблице, и тогда их число ограничивается проницающей силой телескопов в сочетании с применяемым спектральным оборудованием.
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ И ИХ ОБРАБОТКА
Мы используем ПЗС-спектры астероидов из первой и второй части каталога SMASS (Xu и др., 1995; Bus, Binzel, 2002) и каталога S3OS2 (Lazzaro и др., 2004). В приведенных ссылках можно найти все подробности о наблюдениях и обработке спектров. Поскольку использовалось различное спектральное оборудование, спектры отражения астероидов из этих фактически трех каталогов имеют различное разрешение, поэтому интервалы дискретизации спектров по длинам волн составляют 1, 2.5 и 0.4 нм в
порядке вышеприведенных ссылок. Кроме того, начиная с длин волн, бoльшиx 720 нм, спектры астероидов из всех каталогов, как правило, отягощены остатками теллурических полос поглощения воды и кислорода, что существенно ограничивает возможность поиска и анализа слабых полос поглощения в красной области спектра.
Относительные коэффициенты отражения в спектре астероида испытывают случайные флуктуации, вызванные ошибками измерения слабых световых потоков от астероида и звезд сравнения, временными вариациями прозрачности ночного неба, небольшими различиями в интенсивностях линий поглощения в спектрах Солнца и солнечных аналогов. Чтобы уменьшить эти случайные флуктуации коэффициентов отражения, но сохранить собственно полосы поглощения вещества астероида, мы использовали метод оптимального сглаживания спектров, предложенный в работе (Shestopalov и др., 2005) и примененный затем к спектрам V-астерои-дов (Golubeva и др., 2005; Shestopalov и др., 2007a).
Используемые нами каталоги содержат 56 спектров А-астероидов. Часть спектров (19) имеют высокую амплитуду случайных колебаний коэффициентов отражения и по этой причине оказываются не пригодными для поиска слабых полос поглощения. Остальные 37 спектров были оптимально сглажены и список обнаруженных в них полос поглощения приведен в табл. 2. Положение центра полосы Xe и ее полная интесивность (т.е. эквивалентная ширина W) рассчитывались в сглаженном спектре относительно линейного континуума, проведенного по крыльям полосы. Чтобы исключить ложные абсорбции, для каждой полосы рассчитывалось отношение суммарной интенсивности S шумовых колебаний коэффициентов отражения вдоль контура полосы к ее интенсивности W (т.е. п = S/W). Как было показано в работах (Shestopalov и др., 2005; 2007a) с помощью искусственных спектров, имитирующих спектры астероидов, если п < 15, то абсорбционную деталь
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.