АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2015, том 49, № 5, с. 353-358
УДК 523.64
МОДЕЛИРОВАНИЕ ПЫЛЕВОГО ХВОСТА КОМЕТЫ С/2012 S1 (ISON)
ПО РЕЗУЛЬТАТАМ НАБЛЮДЕНИЙ © 2015 г. С. В. Харчук1, А. В. Иванова1, П. П. Корсун1, Н. Н. Киселев1, А. С. Москвитин2
1Главная астрономическая обсерватория Национальной академии наук Украины, Киев, Украина 2Специальная астрономическая обсерватория Российской академии наук, Нижний Архыз, Россия
e-mail: kharchuk@mao.kiev.ua Поступила в редакцию 06.10.2014 г.
Представлены результаты динамического моделирования процесса формирования пылевого хвоста кометы C/2012 S1 (ISON). Изображения кометы были получены на метровом телескопе Zeiss-1000 в САО РАН. Для построения модельного пылевого хвоста были прослежены траектории 50 миллионов пылевых частиц. Модельно было воспроизведено распределение яркости в пылевом хвосте кометы. Согласно нашим модельным исследованиям, наблюденный хвост мог быть сформирован пылевыми частицами размерами от 0.5 до 16.6 мкм, скорости вылета которых составляли от 17 до 130 м/с, показатель степени закона распределения по радиусам равен —2.5, максимальный возраст пылевых частиц, которые сформировали хвост кометы, составляет 25 сут. В работе также представлены оценка блеска кометы на момент наблюдения и исследование морфологии пылевой комы с использованием цифровых фильтров.
Ключевые слова: комета С/2012 S1 (ISON), пылевой хвост кометы, морфология комы кометы. DOI: 10.7868/S0320930X15040052
ВВЕДЕНИЕ
Изучение природы комет важно в контексте понимания эволюции Солнечной системы. Кометы, находясь в окрестностях Солнечной системы, в поле слабой радиации, содержат первичное, практически не переработанное вещество, которое осталось со времен формирования Солнечной системы. Поэтому исследования динамически новых комет, впервые попадающих во внутренние части Солнечной системы, может дать новую информацию о физических условиях их формирования, свойствах их пыли и газа.
Динамически новая комета C/2012 S1 (ISON) была открыта Невским и Новичонком 21 сентября 2012 г. с помощью 0.4-метрового телескопа, который работает в рамках международной научной оптической сети в России (Novski и др., 2012). Первую активность комета проявила уже на гелиоцентрическом расстоянии 10 а. е. (Cochran, 2014). Комету относят к объектам облака Оорта, ее эксцентриситет составил e = 1.000004, а наклон орбиты i = 62.4° (Williams, 2013). Комета прошла перигелий 28 ноября 2013 года на расстоянии 0.0125 а. е., и полностью утратив летучее вещество, не пережила сближения с Солнцем и уже не наблюдалась после перигелия. Модельный анализ хвоста кометы вблизи перигелия, а также вопрос фрагментации и развала кометного ядра представлен в статье Se-kanina, Kracht, 2014).
Поскольку комета наблюдалась как в зоне, где сублимация водяного льда незначительна, так и в зоне, где сублимация водяного льда уже ответственна за вынос вещества с поверхности ядра кометы, что позволило исследовать эволюцию как ее активности, так и изменения свойств пыли и химического состава в различных диапазонах длин волн. Обобщая полученные данные для кометы, представленные в литературе, можно выделить несколько важных результатов. Так исследование кривой блеска кометы, за весь наблюдательный период, показало, что активность кометы носила вспышечный и непредсказуемый характер, а также что распад кометы вероятнее всего начался еще до перигелия (Sekanina, Kracht, 2014). Сам ход кривой блеска типичен для комет семейства Крейтца, которые наблюдаются на ИСЗ SOHO и STEREO (Knight и др., 2013; Curdt и др., 2014).
Что касается газопроизводительности H2O, то максимальное ее значение ~2 х 1030 мол/с было зафиксировано в комете за пять дней до перигелия. По спектральным данным было получено, что комета обеднена веществами CH3OH, C2H6 и CH4, содержит повышенное количество NH3 и показывает типичное содержание C2H2 и CHN (Dello Russo и др., 2014). Кроме того, наблюдения кометы на гелиоцентрических расстояниях от 1.2 до 0.3 а. е. показали, что содержание СО достаточно неизменно, а содержание H2CO постепенно менялось от обед-
ненного до повышенного содержания вблизи перигелия (Dello Russo и др., 2014; Disanti и др., 2014).
По результатам наблюдения кометы в инфракрасном диапазоне, на гелиоцентрическом расстоянии 1.15 а. е., в рамках проекта СОФИЯ, было получено, что в коме кометы доминировали частицы от 0.7 до 1 мкм (Wooden et al., 2014).
В данной работе представлены результаты моделирования пылевого хвоста кометы C/2012 S1 (ISON). Кроме модельного воспроизведения пылевого хвоста кометы, были исследованы морфология комы и хвоста кометы с использованием цифровых фильтров. Также оценена видимая и абсолютная звездные величины кометы.
НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ИЗОБРАЖЕНИЙ
Фотометрические наблюдения кометы C/2012 S1 (ISON) были выполнены на телескопе Zeiss-1000 в Специальной астрофизической обсерватории (САО РАН) 11 октября 2013 г., до прохождения кометой перигелия. В этот период комета находилась на расстоянии 1.45 а. е. от Солнца и 1.85 а. е. от Земли. В качестве приемника излучения использовалась ПЗС матрица EEV 42-40 с размерами 1044 х х 1046 пикселей. Размер полученных изображений и масштаб в режиме аппаратного биннинга 2 х 2 составлял 8' х 8' и 0.476"/пикс, соответственно.
Изображения были получены в широкополосных BVRc фильтрах. Эти фильтры достаточно близко реализуют полосы фотометрической системы Джонсона-Казинса. Зарегистрировано 8 кадров в фильтре Rc с экспозициями от 30 до 60 с, в фильтре B получено 8 кадров с экспозициями от 30 до 120 с и в фильтре V получено 5 кадров с экспозицией 30 с. В качестве плоских полей снималось сумеречное утреннее небо. Для абсолютизации фотометрических измерений, в ту же ночь, были получены изображения звездного поля PG1657 + 078 (Landolt, 1992). Спектральная зависимость коэффициента пропускания земной атмосферы бралась из работы Карташевой и Чунаковой (1978).
Для стандартной редукции ПЗС-кадров были созданы мастер-кадры электронного смещения и плоского поля. Все кадры с изображением кометы и стандартных звезд были исправлены за нуль-пункт и неравномерность чувствительности пикселей с помощью мастер-кадров. Фон неба был определен с помощью подпрограммы "sky" библиотеки IDL (Landsman, 1993).
Все кадры были приведены к единому центру, соответствующему координатам центра изображения кометы на одном из кадров, и просуммированы. Полученный набор кадров использовался для модельного анализа пылевого хвоста, оценки ее блеска и выделения структур в коме кометы.
ОЦЕНКА БЛЕСКА КОМЕТЫ
Звездные величины кометы С/2010 S1 (ISON) в B, V и Rc фильтрах, измеренные с апертурой радиусом 30", составили 14.1 ± 0.03, 13.6 ± 0.01 и 12.7 ± ± 0.01, соответственно. При вычислении ошибки звездной величины суммировались статистические ошибки, которые обусловлены соотношением S/N, для кометы и звезд сравнения, ошибки оценки коэффициента прозрачности атмосферы, а также ошибки каталожных звездных величин звезд-стандартов.
Мы получили также абсолютную звездную величину кометы в фильтре Rc, используя выражение:
mR (1,1,0) = mR - 5 lg(r А) - Ф(а),
где r и А — гелиоцентрическое и геоцентрическое расстояния в а. е., соответственно. Ф(а) — фазовая функция, где а это фазовый угол кометы, равный 32.4°.
Для кометы было получено абсолютное значение 9.2 ± 0.01 зв. величин. Полученная величина согласуется с аналогичной оценкой для гелиоцентрического расстояния 1.45 а. е., представленной для этой кометы в статье Sekanina, Kracht, 2014.
МОДЕЛЬ
Для модельного воспроизведения пылевого хвоста кометы С/2010 S1 (ISON) была использована модель, разработанная Корсуном для анализа пылевых хвостов отдаленных комет (Korsun и др., 2010), с перигелийным расстоянием больше 4 а. е. Предложенная модель базируется на статистическом методе Монте-Карло (Cashwell, Everett, 1959). В модели исследуется движение частиц с переменной массой, которые состоят из силикатного ядра окруженного органической компонентой, и покрытого мантией из водяного льда с углеродными включениями.
В нашем случае, при модельном анализе пылевого хвоста кометы С/2010 S1 (ISON), которая находилась на близком к Солнцу расстоянии (1.45 а. е., 11.10.2013 г.) мы учитывали, что ледяная компонента частиц полностью сублимировала, и мы анализируем движение сильно пористых тугоплавких частиц. Такой вариант модели уже был применен для моделирования хвостов комет C/1995 O1 (Hale-Bopp) и C/2006 P1 (McNaught), которые наблюдались также на малых гелиоцентрических расстояниях (Харчук и др., 2009; Харчук, Корсун, 2010).
Для построения пылевой атмосферы кометы в этой модели прослеживаются траектории каждой отдельной пылинки от зоны столкновений вокруг ядра до момента наблюдения. Траектории частиц, которые покинули зону столкновения, контролируются солнечной гравитацией и давлением солнечного излучения. Движение частиц рассматривается в неинерциальной кометоцентрической си-
МОДЕЛИРОВАНИЕ ПЫЛЕВОГО ХВОСТА КОМЕТЫ С/2012 81 (К(Ж)
355
стеме координат {%, п, и систему уравнений движения для них можно представить в следующем виде (СИбгпу, 2005, 2007):
| = и/1 - в)-%3 - 01 - бЧ - 2011 - И 1,
ух г
1 = 1 - в) П3 - ИсП3 - 00% + 021 - 204,
у3х3
С = 1 - в) ^ - Ис^ , у3х3
где = От, — солнечный гравитационный параметр, Ис = Отс— гравитационный параметр кометы,
г, 0,0 — гелиоцентрическое расстояние кометы, ее угловая скорость и угловое ускорение относительно
Солнца; х = л/%2 + 12 + С2 и у = л/( 1 + %)2 + 12 + С2■ Началом кометоцентрической системы координат является центр кометного ядра. Оси п представляют собой координаты плоскости орбиты кометы, где ось % направлена радиально на Солнце, ось п определяет гелиоцентрический вектор скорости кометы, взятый со знаком минус. Третья ось ^ направлена в перпендикулярном направлении относительно плоскости орбиты кометы.
Дополнительным уравнением в модели является скорость изменения размера частицы из-за ее сублимации:
йа _ У-тр 1
й р ^2п^тркТ
где ц — молекулярная масса испаряющихся молекул, тр — атомная единица массы, к — постоянная Больцмана, Т— температура частицы, и д, — давление
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.