АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2011, том 45, № 1, с. 36-44
УДК 520.8;521.3;523.6
АСТРОМЕТРИЧЕСКИЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ УПАВШЕГО НА ЗЕМЛЮ АСТЕРОИДА 2008 ТС3
© 2011 г. Е. Ю. Алешкина, В. В. Куприянов, А. В. Девяткин, И. А. Верещагина, В. Ю. Слесаренко, В. Н. Львов, С. Д. Цекмейстер
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург Поступила в редакцию 25.03.2010 г.
На автоматизированном телескопе Пулковской обсерватории ЗА-320М в ночь с 6 на 7 октября 2008 г. были проведены оперативные астрометрические и фотометрические наблюдения астероида 2008 ТС3, открытого за 19 ч до его падения на Землю в районе северного Судана. На интервале в 4 ч выполнено 270 наблюдений в интегральной полосе телескопа, что составляет около одной трети всех мировых наблюдений данного астероида. На основе анализа всех наблюдений была проведена оценка физических параметров астероида. Получены оценки абсолютной звездной величины астероида Ыу = (30.6 ± 0.4)™, его размера (4.8 ± 0.8) м и массы (131 ± 5) т. Проведен частотный анализ рядов наблюдений, с помощью которого удалось выявить периодичности в изменении блеска астероида. Уточнены элементы гелиоцентрической орбиты астероида. Смоделирована траектория падения астероида с учетом сопротивления атмосферы и несферичности Земли.
ВВЕДЕНИЕ
6 октября 2008 г. в 6h 39m UTC Ричард Ковальски с помощью 1.5-метрового телескопа Catalina Sky Survey в обсерватории Маунт-Леммон в Аризоне открыл небольшой сближающийся с Землей астероид (McGaha и др., 2008). Первые расчеты его орбиты показали, что астероид упадет на Землю через 19 ч после его открытия предположительно на территории Северного Судана (Jenniskens и др., 2009). К моменту входа астероида в атмосферу Земли в 26 обсерваториях мира было проведено более 800 наблюдений данного астероида, получившего наименование 2008 ТС 3, треть из которых выполнены на зеркальном астрографе 3A-320M в Пулковской обсерватории.
Объект вошел в атмосферу над территорией северного Судана в 02h 45m 40s UTC с относительной скоростью 12.4 км/с и через пять секунд взорвался в атмосфере на высоте 37 км (Jenniskens и др., 2009; Kwok, 2009). Оставшиеся после взрыва фрагменты выпадали на Землю на протяжении траектории движения тела (Jenniskens и др., 2009). Поиск в районе предполагаемого падения осколков позволил обнаружить 47 метеоритов с общей массой 3.95 кг. Химический и спектральный анализ найденных обломков показал, что метеориты принадлежат к классу ахондритов, урелитов. При этом для данного класса метеоритов объект является аномальным: вместо обычной крупнозернистой структуры здесь наблюдается мелкозернистость с большими углеродными гранулами. Также необычным является высокое содержание металла и большая пористость (25%—37% вместо обычных 9%). На основании анализа найденных обломков были определены такие
важные характеристики для астероида, как альбедо, 0.046 ± 0.005 и плотность, 2.3 ± 0.2 г/см3. Из спектрального анализа было установлено, что упавший астероид принадлежал к таксономическому классу F (Jenniskens и др., 2009), редко встречающемуся среди астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ). Следует отметить, что для класса F данный астероид также является необычным, поскольку типичное значение плотностей для объектов данного класса составляет ~ 1.29—1.38 г/см3 (Виноградова и др., 2003). Среди АСЗ этот астероид был отнесен к группе Apollo.
НАБЛЮДЕНИЯ АСТЕРОИДА 2008 ТС 3 И ИХ АНАЛИЗ
За 19 ч от момента открытия астероида 2008 ТС 3 до его падения на Землю было выполнено 859 наблюдений в 26 обсерваториях мира. На рис. 1 приведена диаграмма, отображающая количество наблюдений для разных обсерваторий. На долю Пулковской обсерватории приходится 270 наблюдений (Беууа1к1п и др., 2009), т.е. почти треть от общего числа. Наблюдения были выполнены на зеркальном астрографе ЗА-320М (Девяткин и др., 2004; Беууа1к1п и др., 2009). Астрометрическая и фотометрическая обработка наблюдений астероида 2008 ТС3 была выполнена с использованием программной системы АПЕКС-11 (Беууа1кт и др., 2007; 2010). Полученные астрометрические координаты и звездные величины (в инструментальной фотометрической полосе ЗА-320М) астероида 2008 ТС 3 доступны также на сайте по адресу: http://neopage.pochta.ru/ ENG/OBSERVS/2008tc3.txt.
54 50
133
270
] Pulkovo (084) | Nazaret (J47)
195 ЩШ Chante-Perdrix (A77) WTTÀ OAM (J75) ЩЩ Montcabre (213) Ц^Щ] Remanzacco (473) Others
Рис. 1. Количество мировых наблюдений астероида 2008 ТС 3.
Для фотометрического анализа наблюдений в данной работе использовались три разные группы мировых наблюдений: полученные в Пулковской обсерватории на 3A-320M в интегральной полосе телескопа (рис. 2), все наблюдения в фильтре R (рис. 3) и все наблюдения в фильтре V (рис. 4). На основе этих наблюдений была получена оценка абсолютной звездной величины астероида H в указанных полосах. При этом использовалось известное соотношение (Lagerkvist, Williams, 1987):
H = m - 5lg(M) + 2.5lg[(1 - G)Ф1 + GФ2], где Ф/ = ЖФ^ + (1 - Ж)Фl i = 1, 2,
W = exp ( -90.56tan2 (a/ 2)), фiS = 1 - Ci sin(a)/(0.119 + + 1.341sin(a) - 0.754sin2 (a)), фiL = exp (-Ai tan (a/2)^ ),
(1)
(2)
А1 = 3.332, В1 = 0.631, С1 = 0.986,
А2 = 1.862, В2 = 1.218, С2 = 0.238.
Здесь т — наблюдаемая звездная величина, г, А — соответственно гелиоцентрическое и топоцен-трическое расстояния объекта, Ф1 и Ф 2 — функции фазового угла а, G — параметр наклона, который является важной фотометрической характеристикой объекта. В формуле (1) присутствуют две неизвестные величины — абсолютная звездная величина Н и параметр ^ Таким образом, из формул (1) и (2) при наличии достаточного количества наблюдений методом наименьших квадратов можно оценить обе эти величины. Для этого
обозначим через На = т — 5 гА) абсолютную звездную величину астероида при фазовом угле а. Система условных уравнений для определения Н и G имеет следующий вид:
Hak = -2.5lg[a^ + о^Ф2k], к = 1,N,
(3)
m 16.0
15.2 14.4 13.6
12.3 12.0 11.2
6.93 7.00 7.07
Время, сутки
m 16.0
15.2
14.4
13.6
12.8
12.0
11.2
6.4
6.6
6.8
7.0 7.2 Время, сутки
Рис. 2. Фотометрические наблюдения в интегральной полосе астероида 2008 ТС 3, выполненные в Пулковской обсерватории на ЗА-320М.
Рис. 3. Фотометрические наблюдения астероида 2008 ТС 3, выполненные в разных обсерваториях в фильтре Я международной системы Джонсона.
m 16.0
15.2
14.4
13.6
12.8
12.0
11.2
6.3
6.6
• ; ".ft!
6.9 7.2
Время, сутки
Рис. 4. Фотометрические наблюдения астероида 2008 ТС 3, выполненные в разных обсерваториях в фильтре У международной системы Джонсона.
m 29.0
29.5
30.0
30.5
31.0
31.5
32.0
M
abs
16 17 18 19 20 21
Фазовый угол, град
Рис. 5. Зависимость звездной величины от угла фазы для астероида 2008 ТС3, полученная на основе Пулковских наблюдений в интегральной полосе.
где N — количество наблюдений, ax и a2 — неизвестные коэффициенты линейной системы, вычисляемые с помощью метода наименьших квадратов. Величины H и G определяются из данных коэффициентов следующим образом (Lagerkvist, Williams, 1987):
H = -2.5lg (a1 + a2), G = a2/(a1 + a2). (4)
Результаты, полученные для всех трех групп наблюдений — мировых наблюдений в фильтрах V, R и Пулковских наблюдений в интегральной полосе телескопа — представлены в табл. 1. Очевидно, что величина параметра наклона не является значимой вследствие большой ошибки его определения. Это обусловлено ошибками наблюдений и малым диапазоном изменения угла фазы от 16.5° до 23°. Поэтому для оценки абсолютной звездной величины было использовано среднее для астероидов данного типа значение G = 0.15 (Виноградова и др., 2003; Jenniskens и др., 2009). Для каждого наблюдения в трех группах по формуле (1) вычислены и усреднены значения H (рис. 5—7). Из наблюдений с использованием фильтров R и V международной фотомет-
Таблица 1. Результаты определения абсолютной звездной величины Н и параметра наклона С астероида 2008 ТС 3 из наблюдений
Параметры Фильтр V Фильтр R Интегральная полоса (3A-320M)
H G 31.2m ± 2.3m -2.3 ± 5.4 29.9m ± 0.7m -1.4 ± 1.1 30.3m ± 1.4m -1.6 ± 2.4
рической системы Джонсона получена оценка показателя цвета V — R = +0.3m. Средние значения абсолютных звездных величин и показателя цвета приведены в табл. 2.
ЧАСТОТНЫЙ АНАЛИЗ КРИВЫХ БЛЕСКА АСТЕРОИДА 2008 ТС 3
Для выявления возможных периодичностей изменения блеска астероида 2008 TC3, которые могли бы быть вызваны, например, его вращательным движением, был проведен частотный анализ всех трех рядов наблюдений. Для этого были использованы три разных метода частотного анализа: метод CLEAN (Витязев, 2001а), метод Скаргла (Scargle, 1982) и вейвлет-анализ ( Витязев, 2001б). Все эти методы имеют разную математическую основу. Метод CLEAN использует преобразование Фурье. В основе метода Скаргла лежит метод наименьших квадратов. В вейвлет-анализе используется вместо преобразования Фурье трехмерная вейвлет-функция специального вида. Поэтому рассматриваемые методы можно считать независимыми и дополняющими друг друга.
По данным (Jenniskens и др., 2009) объект обладал двумя периодами 49 и 97 с. Очевидно, что второй период является гармоникой первого. Указанные периоды невозможно выявить из рядов наблюдений для фильтров V и R, поскольку интервалы времени между кадрами составляют несколько минут. Пулковский ряд наблюдений получен с интервалами между последовательными кадрами 10—20 с, что позволяет выявить такие короткие периоды. Наблюдения были сгруппированы в 8 серий, внутри которых можно было бы выделить общие звезды, чтобы использовать их в качестве опорных при фо-
И
аЬз
т 29.0
29.5
30.0
30.5
31.0
31.5
32.0
16 17 18 19 20 21 22 23 24 Фазовый угол, град
Рис. 6. Зависимость звездной величины от угла фазы для астероида 2008 ТС3, полученная на основе мировых наблюдений в фильтре К международной системы Джонсона.
т 29.0
29.5
30.0
30.5
31.0
31.5
Иа
аЪБ
14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24
Фазовый угол, град
Рис. 7. Зависимость звездной величины от угла фазы для астероида 2008 ТС3, полученная на основе мировых наблюдений в фильтре Я международной системы Джонсона.
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.