АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2014, том 48, № 5, с. 412-420
УДК 523.44,520.82
АСТРОМЕТРИЯ И ФОТОМЕТРИЯ АСТЕРОИДА (308635) 2005 YU55
© 2014 г. И. А. Верещагина, Е. Н. Соков, Д. Л. Горшанов, А. В. Девяткин, В. Н. Львов, С. Д. Цекмейстер, Е. С. Ромас, А. А. Мартюшева
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург e-mail: iraida.anna@gmail.com Поступила в редакцию 24.01.2013 г.
На автоматизированных телескопах Пулковской обсерватории 3A-320M и МТМ-500М в период, соответствующий максимальному сближению астероида (308635) 2005 YU55 с Землей, с 9 по 20 ноября 2011 г., были проведены его астрометрические и фотометрические наблюдения. Была определена измененная после тесного сближения с Землей новая орбита астероида. На основе данной орбиты было предвычислено тесное сближение с Венерой 19 января 2029 г. с оценкой расстояния в момент максимального сближения — 359 тыс. км. На основе анализа полученных фотометрических данных был уточнен период осевого вращения астероида, который составил 16.3 ± 0.4 ч. Получены оценки показателей цвета астероида B-V, V-R и R-I, на основе которых был определен таксономический класс астероида — B. Кроме того, из полученных нами фотометрических наблюдений астероида было обнаружено неизвестное ранее изменение блеска с периодом 0.9—1.2 ч, причина которого до конца не изучена.
DOI: 10.7868/S0320930X14040100
ВВЕДЕНИЕ
Изучение астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ), на сегодняшний день является одной из важных задач астрономии. За последние десять лет был достигнут колоссальный прогресс как в количестве ежегодно открываемых АСЗ, так и в методах оценки степени угрозы их столкновения с Землей. После открытия достаточно крупного объекта до того момента, пока для него не будут получены высокоточные наблюдения на значительной части орбиты, заранее неизвестно, какую опасность он может представлять для Земли в ближайшем или более отдаленном будущем. Большинство АСЗ являются слабыми по блеску, и мы можем их наблюдать только в моменты наибольшего сближения с Землей. Такие сближения могут происходить с интервалом в несколько лет, а то и десятилетий, что не дает возможности надежно определить орбиту АСЗ в короткий промежуток времени. Поэтому получение как можно большего числа наблюдений в текущем сближении астероида с Землей является единственной возможностью уточнить его орбиту перед предстоящим опасным или катастрофическим сближением. Таким образом, наблюдения АСЗ, орбита которых не определена еще с достаточной точностью, являются чрезвычайно актуальными. К числу подобных астероидов относится астероид (308635) 2005 Уи55, который в очередной раз сближался с Землей в ноябре 2011 г.
МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
Астрометрические наблюдения астероида 2005 YU55
Для исследования данного астероида были выполнены астрометрические и фотометрические наблюдения на интервале времени с 9 по 20 ноября 2011 г. Наблюдения выполнялись на автоматизированных телескопах 3A-320M и МТМ-500М Пулковской обсерватории. Обработка полученных наблюдений проводилась с помощью пакетов "Апекс-I" и "Апекс-II" (Девяткин и др., 2010). Центры изображений звезд определялись путем аппроксимации их профиля двумерной функцией Гаусса. Астрометрическая редукция кадров выполнялась методом восьми постоянных. В качестве опорного каталога для астрометрической редукции использовался каталог UCAC-3. За период наблюдений было получено 950 положений астероида.
Результаты астрометрической обработки были посланы в международный Центр малых планет (Devyatkin, Romas, 2013; Devyatkin и др., 2013), а также были использованы вместе с другими наблюдениями, выполненными в мире, для улучшения орбиты астероида (см. ниже).
Фотометрические наблюдения астероида 2005 YU55
Фотометрическая обработка осуществлялась методом дифференциальной фотометрии, который заключается в определении изменения блеска объекта относительно выбранных звезд (как
правило, 8—10 звезд) (см. Верещагина и др., 2009; 2010). Точность полученного результата главным образом зависит от качества изображений и погодных условий в ночь наблюдений. Поскольку опорные звезды выбираются на одном кадре с объектом, влияние атмосферной экстинкции можно считать пренебрежимо малым. В среднем, точность дифференциальной фотометрии при измерении относительных изменений блеска астероида составила 0.008™ для телескопа 3A-320M и 0.002™ - для МТМ-500М. Для определения показателей цвета астероида наблюдения проводились в четырех фильтрах B, V, R, I системы Джонсона.
Частотный анализ полученного ряда наблюдений
Первостепенной информацией, которая извлекается из полученных рядов наблюдений, являются данные о периодичностях в изменении блеска объекта. В частности, поскольку астероиды, как правило, имеют неправильную форму, в кривой блеска практически всегда присутствуют изменения, связанные с осевым вращением астероида. Это позволяет определить период осевого вращения объекта достаточно точно. Кроме того, блеск астероида будет изменяться в зависимости от площади освещенной поверхности, характеризуемой углом фазы. Периодические изменения в блеске астероида могут быть вызваны также и другими факторами, в частности прецессией оси вращения астероида (В1ш:е1, 1985).
Как правило, для оценки периода осевого вращения астероида из полученных рядов наблюдений используется метод инверсии (Каа8а1атеп и др., 2001), который основан на минимизации квадратичной формы, полученной из системы нелинейных уравнений, в которую входят несколько неизвестных параметров. Период оказывается в числе этих неизвестных параметров и определяется наряду с остальными из решения данной нелинейной системы. Но для того чтобы корректно применять этот метод, необходимо иметь априорные данные о периоде осевого вращения астероида, которые, как правило, визуально оцениваются на основании длительных плотных временных рядов наблюдений, охватывающих как можно больший диапазон изменения угла фазы и положения астероида. Такого рода наблюдения хорошо подходят для астероидов главного пояса, которые можно наблюдать на протяжении длительного интервала времени и с большим диапазоном изменения фазового угла. Напротив, быстролетящие АСЗ мы наблюдаем лишь в течение небольших интервалов времени, что не всегда позволяет оценить период визуальным методом. Кроме того, в случае с астероидом (308635) 2005 Уи55 период осевого вращения значительно превосходил длительность ряда наблюдений за одну ночь, что не позволило визуально сделать необходимую оценку. Поэтому в настоя-
щей работе были применены более общие методы частотного анализа, которые не требуют каких-либо предварительных знаний об объекте. В качестве таких методов использовались метод CLEAN (см. Витязев, 2001) и метод Скаргла (Scargle, 1982).
Метод Скаргла
Как правило, астрономические наблюдения представляют собой неравномерный временной ряд, поскольку наблюдения прерываются светлым временем суток. Практический спектральный анализ неравномерных временных рядов опирается на связь между двумя характеристиками временного ряда — периодограмму и спектр мощности. Спектр мощности представляет собой набор истинных гармоник, присущих данному ряду. Однако на практике мы можем получить лишь его оценку, которая называется периодограммой.
В методе Скаргла в основе вычисления периодограммы лежит аппроксимация исходного временного ряда простыми гармоническими функциями (Scargle, 1982). Периодограмма описывается следующей формулой:
P (Ю) = _L х
X 2N
(( Y (
^Xj cos o(tj - т) ^Xj sin o(tj - t)
w_
J + V í
^cos2 Gy(tj - т) ^sin2 &{tj - t)
Здесь N — число наблюдений, ] — принимает значения от 1 до N, X] — исходный временной ряд, ^— моменты наблюдений, ю — круговая частота данной гармонической функции, а величина т определяется из соотношения
tg(2®x) =
^ sin2®íj _J__
^ cos2®íj
Так как отсчеты периодограммы метода Скаргла являются экспоненциальными, для отделения искомых частот от шумовой компоненты достаточно воспользоваться сравнением пиков с пороговым значением, вычисляемым согласно методу, описанному в (Scargle, 1982).
Метод CLEAN
Метод CLEAN впервые был предложен в 1974 г. Хогбомом для чистки "грязных карт", получаемых при апертурном синтезе в радиоастрономии. Одномерная версия данного метода используется при частотном (спектральном) анализе неравномерных временных рядов. Данный метод исполь-
8—9 января 2011 г.
20 января 2029 г.
Рис. 1. Эволюция орбиты астероида 2005 YU55.
зует классическую периодограмму Шустера, которая имеет следующий вид:
D(w) =
X
N2
( N-1
X XP(tk )e
V k=0
Y
Здесь xp(tk) — значение ряда в момент времени tk, ю — соответствующая частота. По теореме Ди-минга (см. Витязев, 2001), периодограмма Шустера связана со спектром мощности g(w) следующим соотношением:
да
Дю) = J g(®')W(® - ®')d ю',
—да
где W(®) — спектральное окно. Данное обстоятельство позволяет при помощи спектрального окна производить очищение периодограммы от ложных пиков и получать "чистый" спектр, в чем заключается суть данного метода (Витязев, 2001). Это делает метод CLEAN наиболее эффективным при анализе временных рядов и более точным по сравнению с методом Скаргла.
РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
Орбита астероида (308635) 2005 YU55
Астероид (308635) 2005 YU55 является объектом, сближающимся с тремя внутренними планетами — Марсом, Землей и Венерой. В моменты сближения гравитационные возмущения от планеты существенно возрастают, что приводит к резким изменениям орбиты, хотя пока и в огра-
ниченных масштабах. Рисунки 1—3, полученные с помощью пакета программ ЭПОС (Львов, Цек-мейстер, 2012), показывают различные аспекты эволюции орбиты астероида.
Рисунок 1 иллюстрирует быстротекущие изменения орбиты (на промежутке времени в несколько часов) при тесных сближениях астероида с Землей 8—9 ноября 2011 г. (расстояние 325 тыс. км) и с Венерой 19 января 2029 г. (расстояние 359 тыс. км). Дополнительно показан сдвиг линий апсид и узлов.
Рисунок 2 показывает изменения за указанный промежуток времени тех элементов, влияние на которые наиболее заметно, а именно: аргумент перигелия ю, долгота узла Q и большая полуось а.
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.