АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2009, том 43, № 4, с. 305-314
УДК 523.44
НЕКОТОРЫЕ ОСОБЕННОСТИ КРИВЫХ БЛЕСКА АСТЕРОИДОВ (39) ЛЕТИЦИЯ, (87) СИЛЬВИЯ, (90) АНТИОПА И 2006 УУ2
© 2009 г. И. А. Верещагина1, Д. Л. Горшанов1, А. В. Девяткин1, П. Г. Папушев2
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, С.-Петербург 2Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск Поступила в редакцию 03.04. 2008 г.
Приводятся результаты фотометрических наблюдений астероидов (87) Сильвия, 2006 VV2, (90) Антио-па и (39) Петиция в 2006-2008 гг. Для каждого объекта рассматриваются особенности полученных кривых блеска. В частности, для астероида (87) Сильвия выявляются возможные взаимные явления, происходящие в данной тройной системе. Астероид 2006 VV2 проявляет сильную зависимость формы кривой блеска от цвета фильтра, что говорит о присутствии неоднородностей на его поверхности. Кроме того, для данного астероида был получен неизвестный до сих пор период изменения блеска продолжительностью около трех суток. Для двойного астероида (90) Антиопа была замечена сильная зависимость его блеска от фазового угла, что может говорить об очень сплюснутой форме компонентов. Значительные изменения со временем формы кривой блеска астероида (39) Петиция могут свидетельствовать либо о его сложной форме, либо о его двойственности.
PACS: 95.85.Kr, 96.25.De, 96.30.Ys
ВВЕДЕНИЕ
На сегодняшний день существование двойных и кратных астероидов в Солнечной системе уже не вызывает сомнения. Такие объекты встречаются не только в главном астероидном поясе, но и в группе астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ), и даже среди транснептуновых объектов (http:// www.johnstonsarchive.net/astro/asteroidmoons.html).
Изучение кратных астероидов представляет интерес с разных точек зрения. Прежде всего, информация о таких объектах может пролить свет на ряд задач космогонии. Исследование динамики сложных систем является интересным для задач небесной механики. Кроме того, уточнение и получение новой информации о конкретных астероидах также представляет отдельный интерес.
Фотометрические наблюдения являются классическим методом получения информации об объектах сложной формы и структуры. В случае астероида, имеющего сложную форму, фотометрические наблюдения дают кривую блеска, отражающую форму объекта и период его осевого вращения. В том случае, если астероид кратный, кривая блеска может иметь свои, характерные особенности, связанные с взаимными явлениями в сложной системе. Так, вследствие затмений и покрытий компонентов друг другом может меняться амплитуда кривой блеска астероида. Также амплитуда может меняться и вследствие прецессии орбиты одного или обоих компонентов (Michalowski и др., 2002). Кроме того, для кратных астероидов суммарный блеск системы может иметь дополнительные периодические
изменения, вызванные, например, вынужденной прецессией оси вращения одного или обоих компонентов (Binzel, 1985; Верещагина, Шор, 2006). Для выявления таких особенностей необходимо проводить фотометрические наблюдения на длительном интервале времени.
В Пулковской обсерватории с 1997 г. проводятся фотометрические наблюдения тел Солнечной системы (Devyatkin и др., 2002; 2007; Descamps и др., 2008; Девяткин и др., 2008; 2009). В рамках настоящей работы были проведены наблюдения избранных астероидов в течение периода времени с октября 2006 г. по январь 2008 г. Для данного иследования были выбраны следующие объекты: тройной астероид главного пояса (87) Сильвия, двойной астероид группы АСЗ 2006 VV2, двойной астероид главного пояса (90) Антиопа и астероид (39) Летиция, который имеет достаточно сложную кривую блеска с постоянно меняющейся амплитудой.
Наблюдения проводились на автоматизированном комплексе на базе телескопа 3A-320M Пулковской обсерватории (Девяткин и др., 2004; Канаев и др., 2002). Данный инструмент оснащен ПЗС-ка-мерой FLI IMG 1001E (1024 х 1024 пикселей, поле зрения 28' х 28') и имеет параметры: D = 320 мм, F = 3200 мм. Для фотометрических наблюдений имеется блок фильтров международной фотометрической системы B, V, R, I. Кроме того, часть наблюдений астероида (87) Сильвия была выполнена на телескопе А3Т-33ИК Саянской обсерватории Института солнечно-земной физики (ИСЗФ СОР АН) (Камус и др., 2002), который имеет диа-
метр главного зеркала D = 1680 мм и оснащен ПЗС-фотометром с диапазоном чувствительности 0.3-1.1 мкм.
В результате проведенного исследования были получены и обработаны длинные фотометрические ряды наблюдений для указанных объектов, а также ряд кривых блеска, полученных в течение одной ночи. В настоящей работе приводятся результаты анализа всех этих данных.
ОБРАБОТКА ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ
Наблюдения организовывались следующим образом. Для каждого объекта в течение его нахождения в зоне видимости в период с октября 2006 г. по январь 2008 г. в каждую ясную ночь проводились наблюдения с интервалом в 20-30 мин. При этом, в зависимости от погодных условий, объекты наблюдались либо без фильтров (интегральная полоса), либо в фильтрах R или V. Полученные таким образом длинные ряды наблюдений впоследствии обрабатывались программным пакетом APEX-II (Devyatkin и др., 2007) с привязкой к опорным каталогам USNO-A и TYCHO-2. Точность таких рядов составляет 0m. 05-0m.1.
Кроме того, для ряда объектов наблюдались плотные кривые блеска в течение одной ночи несколько раз за указанный период времени. В этом случае наблюдения проводились либо поочередно в четырех полосах международной фотометрической системы в последовательности B, V, R, I, B, V, R, I, либо, как правило, в фильтре R или V. Полученные таким образом ПЗС-кадры обрабатывались с помощью программного пакета ApEX-I. По ним определялось изменение блеска объекта относительно избранных окружающих звезд (как правило, 9-10), сравнимых по блеску с объектом. В процессе обработки блеск выбранных звезд взаимно контролировался (т.е. контролировалось постоянство разностей их блеска). Те из них, блеск которых заметно изменялся относительно остальных, из обработки исключались. По такому взаимному поведению опорных звезд оценивалась точность получаемых фотометрических оценок. В среднем она составила 0m .01.
Для каждого астероида все кривые блеска, полученные в течение одной ночи и предназначенные для объединения друг с другом по фазе, были центрированы с целью их приведения к общему нуль-пункту. Для этого в отрезки наблюдательных рядов, охватывающих не менее одного периода изменения блеска объекта, вписывалась синусоида. Смещение горизонтальной оси этой синусоиды относительно нуля принималось за поправку, которая в дальнейшем вычиталась из всех значений ряда.
Очевидно, что фотометрические наблюдения отражают, помимо изменений блеска, связанных с самим объектом, еще дополнительные его измене-
ния, обусловленные движением астероида и Земли вокруг Солнца и изменением их взаимного расположения относительно друг друга. Вследствие этого меняются как топоцентрическое и гелиоцентрическое расстояния до астероида, так и площадь освещенной поверхности астероида, что отражается в изменении блеска наблюдаемого объекта.
Чтобы отделить для длинных рядов изменения блеска, связанные с взаимным перемещением астероида и Земли вокруг Солнца, от возможных колебаний блеска, вызванных динамикой сложной системы (вынужденной прецессией и т.п.), упомянутые эффекты необходимо смоделировать и исключить из полученного ряда наблюдений. В качестве такой модели использовалась достаточно простая формула (Ален, 1977) по аналогии с тем, как это было сделано в работе (Devyatkin и др., 2002) для спутников планет:
rR
m0 = m-5lg—+ ф(а), (1)
r 0 R0
где m - полученная из наблюдений звездная величина объекта,
r, R - топоцентрическое и гелиоцентрическое расстояния до объекта,
r0, R0 - соответствующие расстояния для момента наибольшего сближения астероида с Землей, а - фазовый угол,
ф(а) - функция, учитывающая изменение площади освещенной поверхности.
В качестве функции изменения площади освещенной поверхности использовался закон Лом-меля-Зеелигера:
ф(а) = 2 (1 + cos а). (2)
Разумеется, данная модель фазы является очень грубой и, строго говоря, непригодной для заведомо сложных систем, но использовать другие модели не представляется возможным, поскольку все они требуют дополнительных сведений относительно формы и отражательных свойств объекта, которыми мы в настоящий момент не располагаем.
Применяя заведомо упрощенную модель для учета изменения площади освещенной поверхности астероида, мы тем самым, возможно, оставляем в полученном ряде наблюдений остаточные колебания блеска астероида, которые связаны с изменением фазового угла и представляют отдельный интерес. Их выявление и изучение может дать недостающие сведения о форме и отражательных свойствах объектов.
Для выявления периодичностей в полученных рядах наблюдений использовались три разных метода частотного анализа: метод "clean" (Витязев, 20016), метод Скаргла (Scargle, 1982) и вейвлет-ана-лиз (Витязев, 2001a).
-0.4
-0.3
-0.2
-0.1
0
0.1
0.2
0.3 Ат
Фаза
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0
п-1-1-1-1-1-1-1-1-1
Фильтр Я
Рис. 1. Кривая блеска астероида (87) Сильвия в фильтре Я, полученная в период с февраля по апрель 2007 года. Начало фазы соответствует 2007-02-07.85 UTC. Разными символами показаны наблюдения, выполненные в разные даты. Сплошными треугольниками показаны наблюдения, полученные в обсерватории Монды.
-0.4 -0.3 -0.2 -0.1 0 0.1 0.2
0.3
Ат
Фаза
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0
п-1-1-1-1-1-1-1-1-1
Без фильтров
Рис. 2. Кривая блеска астероида (87) Сильвия в интегральной полосе. Начало фазы соответствует 2007-02-07.85 UTC. Разными символами показаны наблюдения, выполненные в разные даты.
АСТЕРОИД (87) СИЛЬВИЯ
Астероид главного пояса (87) Сильвия является тройным. Главный компонент имеет средний диаметр 286 км. Два его спутника, Рем и Ромул, имеют диаметры 7 и 18 км соответственно. Рем отстоит от главного компонента на расстояние 706 км, а для Ро-мула это расстояние составляет 1356 км. Соответствующие орбитальные периоды равны 1.4 и 3.6 сут. Период осевого
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.