УДК 523.44, 520.82
НАБЛЮДЕНИЯ АСТЕРОИДОВ В ИНФРАКРАСНОМ ДИАПАЗОНЕ (JHK)
НА ТЕЛЕСКОПЕ АЗТ-24
© 2014 г. Д. Л. Горшанов1, А. А. Архаров1, В. М. Ларионов1, 2
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург 2Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург Поступила в редакцию 27.02.2012 г.
В 2007—2010 гг. проведены наблюдения 10 астероидов в полосах JHK. По наблюдениям определены показатели цвета J-H и H-K. Их положения на двухцветной диаграмме в целом соответствуют областям, занимаемым астероидами соответствующих таксономических классов. Для двух астероидов (624) Hektor и (762) Pulcova построены кривые блеска в полосах J и H и кривые изменения показателя цвета J—H. Выявлены изменения показателя цвета J-Hвеличиной 0.05m—0.1m; можно предположить, что причина этого — неоднородность структуры или минерального состава поверхности. Для всех астероидов получены астрометрические положения. Определено, что наилучшим опорным каталогом для астрометрической обработки наблюдений астероидов в полосах JHK при малом поле зрения является обзор 2MASS.
Б01: 10.7868/80320930X14020017
ВВЕДЕНИЕ
В июне 2007 года, в августе—сентябре 2008 г. и в ноябре 2010 г. на телескопе АЗТ-24, оборудованном ИК-камерой 81ЯСАМ, были проведены пробные наблюдения астероидов. Целью этих наблюдений являлось выяснение возможности получения с помощью этого инструмента фотометрических характеристик малых тел Солнечной системы в ИК-области, построения их кривых блеска, а также попутного определения их астро-метрических положений.
Информация о показателях цвета астероидов в ИК-диапазоне позволяет, в частности, делать выводы о составе их поверхности. В случае обнаружения изменения показателей цвета со временем (если кривые изменения блеска имеют разную форму в разных фотометрических полосах) можно делать предположения о наличии неоднород-ностей на поверхности астероида. Для астероидов, у которых не определен период вращения, построение кривой блеска в любом диапазоне дает возможность этот период определить, а также сделать предположения о форме астероида и его возможной двойственности.
Помимо получения информации о блеске и цвете астероидов в ИК-области, представляет интерес выяснение возможности использования этих наблюдений для получения точных астро-метрических положений астероидов на моменты наблюдений, что можно использовать для уточнения орбит этих небесных тел.
НАБЛЮДЕНИЯ
Российский телескоп АЗТ-24, созданный на ЛОМО и принадлежащий Пулковской обсерватории (ГАО РАН), установлен на наблюдательной станции в Кампо-Императоре (Италия) на высоте 2150 м над уровнем моря (Э1 Рао1а, 2003). По официальному соглашению, заключенному между Пулковской обсерваторией, обсерваторией Рима и обсерваторией города Терамо, телескоп эксплуатируется ими совместно и наблюдательное время делится между программами трех обсерваторий.
АЗТ-24 выполнен по схеме Ричи—Кретьена с диаметром главного зеркала 1.1 ми фокусным расстоянием 7.9 м. В качестве приемника света используется ИК-камера 8'1ЯСАМ производства США. Она имеет матричный ИК-детектор Р1с№с размером 256 х 256 элементов, охлаждаемый жидким азотом до температуры около 75 К. Поле зрения телескопа с этой камерой составляет около 4.4 х 4.4, что соответствует угловым размерам пиксела 1 '.04 х 1 '.04. Камера позволяет проводить наблюдения в широкополосных фильтрах /, Н, К международной фотометрической системы, в нескольких узкополосных фильтрах, а также получать для ярких объектов ИК-спектры низкого разрешения.
Всего наблюдалось 10 астероидов (см. табл. 1). Один из них, 5407 = 1992 АХ, является астероидом, пересекающим орбиту Марса (почти сближающимся с Землей: перигелийное расстояние 1.33 а. е.); астероид (624) НеЙог — известный представитель группы Троянцев Юпитера; остальные принадлежат к Главному поясу. При обработке
Таблица 1. Определения показателей цвета астероидов в ближнем ИК-диапазоне. Кл. — таксономический класс по ТЬо1еп (информация с сайта JPL)
Астероид Кл. J-H H-K
CI s A N Nn CI s A N Nn
(32) Pomona S 0.34 0.07 0.29—0.42 9 5 0.12 0.06 —0.03—0.16 10 5
(111) Ate C 0.25 0.06 0.17—0.28 6 2 0.04 0.07 0.03—0.09 4 1
(121) Hermione C 0.37 0.06 0.34—0.42 8 2 0.03 0.03 0.01—0.07 5 2
(130) Elektra G 0.37 0.05 0.23—0.41 13 5 0.07 0.08 —0.08—0.11 11 5
(379) Huenna B 0.44 0.05 1 1 0.10 0.06 1 1
(624) Hektor D 0.47 0.04 0.44—0.49 6 2 0.14 0.05 0.09—0.23 9 3
(624) Hektor* 0.47 0.03 0.40—0.50 31 1
(702) Alauda C 0.40 0.03 0.37—0.41 4 2 0.13 0.05 0.10—0.19 4 2
(762) Pulcova F 0.38 0.05 0.37—0.40 7 2 0.19 0.03 0.11—0.22 10 3
(762) Pulcova* 0.35 0.02 0.32—0.38 41 1
5407 S 0.50 0.09 0.35—0.63 3 3 0.51 0.10 1 1
14685* 0.90 0.30 0.47—1.61 32 1
Примечания. С1 — средневзвешенное значение показателя цвета за период наблюдений, 5 — оценка точности средневзвешенного значения (ошибка единицы веса), А — диапазон значений, использованных для получения средневзвешенного, N — количество значений, использованных для получения средневзвешенного, Nn — количество ночей, в которые были получены значения показателя цвета. Звездочкой (*) отмечены строки, содержащие результаты для показателя цвета 1—Н, полученные при построении кривых блеска по длинным сериям кадров в 2010 г.; остальные результаты получены из коротких серий кадров в 2007-2008 гг.
кадров, полученных для построения кривой блеска астероида (762) Pulcova, было замечено, что на них присутствует изображение еще одного астероида - 14685 = 1999 XM172. Эти изображения были также обработаны для получения фотометрических и позиционных данных об этом астероиде. Семь из десяти астероидов являются двойными — кроме (32) Pomona, (111) Ate и 14685.
Наблюдения проводились в трех широких ИК-полосах J, H, K (средние длины волн этих полос — 1.25, 1.62, 2.2 мкм соответственно). Большая часть объектов в 2007 и 2008 гг. наблюдалась в течение нескольких ночей по нескольку точек за ночь. В 2010 г. были проведены наблюдения кривых блеска двух астероидов.
Положение телескопа выбиралось так, чтобы в кадр рядом с объектом попадало возможно большее количество звезд — для использования их в качестве опорных, и так, чтобы среди них по возможности были и достаточно яркие звезды.
Кадры, получаемые в ИК-диапазоне, характеризуются высоким и переменным уровнем шума, вызываемого тепловым шумом неба и аппаратуры. Для надежного выделения сигнала из шума применяется специальная методика наблюдений, называемая "dithering". Эта методика, принятая на телескопе АЗТ-24, предусматривает последовательное получение нескольких (обычно 5) кадров, смещенных друг относительно друга на 15 "—30" в различных направлениях. При этом время экспозиции каждого кадра дробилось на нужное число
субэкспозиций, количество и длительность которых определялись в зависимости от яркости объекта и звезд сравнения. Полное время экспозиции составляло в большинстве случаев около 150-200 с. Затем, после внесения поправки за так называемое "плоское поле" в каждый кадр и вычитания фона неба, получался итоговый кадр путем совмещения и сложения смещенных кадров.
В результате наблюдений имеются серии кадров, полученных в трех фотометрических полосах J, Н и ^размером около 230 х 230 пикселов (около 4'х 4), записанных в FITS-формате, с изображениями астероидов на фоне окружающих звезд. На рис. 1 приведены примеры таких кадров.
Большая часть астероидов главного пояса имела сравнительно высокий блеск: от 9т до 13.5т в полосе J (примерно 10т-15т в полосе V). Кроме того, в период наблюдений у них было сравнительно небольшое видимое движение: примерно 15 "-30 " за час. Это позволяло накапливать сигнал от них в течение экспозиции, а форма их изображений на кадре была такой же, как и у окружающих звезд (см. рис. 1а и 1в).
Астероид 5407 имел значительно меньший блеск: около 16.5т в полосе V и, соответственно, около 15.5т в полосе J. К тому же, он довольно быстро двигался в период наблюдений: порядка 110" за час. Это приводило к тому, что на кадре его изображение выглядело как след, распределенный по нескольким пикселам, имеющим очень небольшие отсчеты относительно отсчетов фона.
Рис. 1. Кадры с астероидами (указаны стрелками), полученные на телескопе АЗТ-24 в фильтре У: (а) — (624) НеЙог, 13 ноября 2010 г.; (б) - 5407, 23 июня 2007 г.; (в) - (762) Ри1соуа и 14685, 4 ноября 2010 г.
Причем они не увеличивались со временем экспозиции (в отличие от отсчетов пикселов в изображениях звезд), а увеличивалась длина следа -ситуация, обычная для наблюдений быстро движущихся астероидов (см. рис. 1б). По этим двум причинам результаты наблюдений этого астероида имеют весьма невысокую точность (и фотометрическую, и позиционную).
Астероид 14685, в силу своих малых размеров, выглядит на кадрах очень тусклым (около 17.5™ в фильтре У), на пределе видимости (см. рис. 1в); на некоторых кадрах он не виден совсем; в частности, на кадрах, снятых в полосе К, его изображение отсутствует. Точность его измерений получилась, естественно, еще хуже.
Особенность фотометрических наблюдений астероидов (в отличие от наблюдений звезд) состоит в том, что из-за их перемещения по небу астероиды невозможно привязывать к одним и тем же опорным звездам-стандартам на протяжении всего периода наблюдений. Каждую новую ночь они оказываются среди новой группы звезд (а в случае быстрого движения, как у 5407, - каждый новый час). Поэтому каждый раз приходится привязывать блеск астероидов к блеску звезд новой группы, что приводит к уменьшению точности измерений относительных изменений их блеска.
При построении кривой блеска астероидов, движущихся по небу с небольшой угловой скоростью, можно привязывать их блеск к одной и той же группе звезд в течение нескольких часов и, таким образом, получать лучшую точность относительных изменений блеска.
Для выполнения такой привязки необходим звездный каталог, имеющий достаточно высокую плотность звезд, особенно с учетом малого поля зрения инструмента (4' х 4). В нашем случае небольшое поле зрения заметно ограничивало выбор подходящих опорных звезд.
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПОКАЗАТЕЛЕЙ ЦВЕТА
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.