АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2012, том 46, № 4, с. 333-339
УДК 523.64
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПЕРИОДА ВРАЩЕНИЯ КОМЕТЫ 29Р/ШВАССМАНА-ВАХМАНА 1 ПО ПЫЛЕВЫМ СТРУКТУРАМ (ДЖЕТАМ) В КОМЕ
© 2012 г. А. В. Иванова1, В. Л. Афанасьев2, П. П. Корсун1, А. Р. Баранский3, М. В. Андреев1, 4, 5, В. А. Пономаренко3
1 Главная астрономическая обсерватория НАНУкраины, Киев, Украина 2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Россия 3 Астрономическая обсерватория Киевского университета им. Тараса Шевченко, Украина 4Международный центр астрономических, медико-экологических исследований Национальной академии наук Украины 5 Терскольский филиал Института астрономии РАН, Россия Поступила в редакцию 18.07.2011 г. После исправления 14.11.2011 г.
В работе представлен анализ результатов фотометрических наблюдений кометы 29Р/Швассмана-Вахмана 1, которая показывает значительную активность на гелиоцентрических расстояниях больше 5 а. е., т.е. вне зоны сублимации водяного льда. ПЗС-изображения кометы получены в широкополосных фильтрах Я на 6-м телескопе САО РАН и 2-м телескопе /е188-2000 обсерватории Пик Тер-скол. Обработка изображений с помощью специальных цифровых фильтров позволила выделить активные структуры (джеты) в пылевой коме кометы. Методом кросс-корреляции определен период вращения ядра кометы 12.1 ± 1.2 дня и 11.7 ± 1.5 дня для периодов наблюдений кометы в декабре 2008 г. и феврале 2009 г. соответственно. Обсуждаются возможные причины различий периодов вращения ядра кометы, полученных разными авторами.
ВВЕДЕНИЕ
Комета 29Р/Швассмана-Вахмана 1 (в дальнейшем — Швассмана-Вахмана, SW1) открыта в 1925 году немецкими астрономами А. Швассма-ном и А. Вахманом. Большая полуось орбиты, эксцентриситет и орбитальный период кометы равны соответственно 5.99 а. е., 0.045 и 14.66 года. Оценки радиуса кометы показывают, что она обладает ядром, размеры которого больше, чем у типичных короткопериодических комет. Размер ядра кометы SW1 оценивается в 15—44 км в диаметре на основе анализа теплового излучения на 20 мкм (Cruikshank, Brown, 1983) и фотометрии в видимой области (Meech и др., 1993).
Комету Швассмана-Вахмана относят к классу Кентавров, которые, как полагают, являются "беглецами" из пояса Койпера. Комета проявляет эпизодическую вспышечную активность на протяжении многих лет наблюдений (Richter, 1941; 1954; Roemer, 1958; 1962; Whipple, 1980). Je-witt (1990) отмечал, что, несмотря на различную степень активности кометы на протяжении всего периода наблюдений, кома никогда полностью не исчезала. За время мониторинга кометы Швассмана-Вахмана с 2002 по 2007 гг. Trigo-Rodriguez и др. (2008) обнаружили 28 вспышек кометы. Авторы отмечают, что типичные вспышки кометы происходят с частотой 7.3 вспышки в год и
характеризуются резким увеличением блеска на 1—4 звездные величины. Никаких признаков периодичности вспышечной деятельности кометы обнаружено не было, причины непериодического характера вспышек также не установлены.
Что касается оценок периода вращения кометы Швассмана-Вахмана, то однозначного результата на сегодняшний день не получено. Первые попытки определить период вращения кометы проводились много лет назад (Whipple, 1980; Meech и др., 1993; Luu, Jewitt, 1993; Cabot и др., 1997). Из последних работ, которые были посвящены периоду вращения кометы Швассмана-Вахмана, можно выделить статью Stansberry и др. (2004). Они оценили период вращения кометы Швассмана-Вахмана, используя структуры, наблюдаемые в коме кометы, и получили значение в 60 дней. Тем не менее, как сообщают сами авторы, такая оценка периода вращения противоречит полученным ранее значениям 6 дней (Jewitt, 1990) или 14 часов (Meech и др., 1993). Близкий по значению период в 50 дней был получен испанской группой по двухгодичным данным наблюдения кометы, которые упоминались выше (Trigo-Rodriguez и др., 2010).
В данной работе мы исследуем активные структуры в пылевой коме кометы Швассмана-Вахманана на изображениях, полученных в разное время на 6-м телескопе БТА (САО РАН, Рос-
Журнал наблюдений
Дата, период наблюдений, UT Кол-во кадров A, a. e. r, a. e. P b
2008, дек., 3.130-3.323 15 5.413-5.401 6.084-6.085 280.6-280.4
2008, дек., 4.115-4.501 13 5.401-5.389 6.085 280.3
2009, фев., 14.901-14.903 3 5.244 6.106 104.4
2009, фев., 18.863-18.865 3 5.272 6.107 103.6
2009, фев., 19.721-19.725 5 5.292 6.107 103.4
b Позиционный угол продолженного радиус-вектора, представленный в градусах.
сия) и 2-м телескопе обсерватории Пик Терскол Международного центра астрономических и медико-экологических исследований (МЦ АМЭИ) для оценки периода вращения кометы и сравнения полученных результатов.
НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Наблюдения кометы Швассмана-Вахмана проведены с фокальным редуктором SCORPIO в прямом фокусе (//4) 6-м телескопа БТА (САО РАН, Россия) (Afanasiev, Moiseev, 2005) 3—4 декабря 2008 г. Фокальный редуктор SCORPIO использовался в фотометрическом режиме. Приемником излучения служила ПЗС-камера с матрицей 2048 х 2048 пикселей. Поле зрения приемника составило 6.1' х 6.1', масштаб изображения — 0.18'' на пиксель. Комета наблюдалась в широкополосном фильтре R в период высокой активности кометы. Получено 28 изображений кометы с экспозициями 60 с. Для увеличения отношения сигнал/шум была использована процедура (binning) объединения площадки 2 х 2 пикселя в один.
14—19 февраля 2009 г. комета Швассмана-Вах-мана наблюдалась на 2-м телескопе Zeiss-2000 обсерватории Пик Терскол (МЦ АМЭИ) с фокальным редуктором, расположенным в фокусе Кас-
сегрена (F/8). В качестве приемника излучения была использована ПЗС камера Photometries с матрицей 562 х 562 пикселей, охлаждаемая жидким азотом. Поле зрения приемника составило 8.5' х 8.5', масштаб изображения — 0.99'' на пиксель. Изображения кометы были получены с использованием широкополосного фильтра R.
Редукция полученных данных выполнялась с помощью программ, написанных на интерактивном языке IDL (http://www.ittvis.eom/idl). Первичная обработка наблюдательных данных заключалась в учете подложки (bias) матрицы, в очистке изображений от следов космических частиц и в учете плоских полей. В качестве плоских полей использовались изображения утреннего неба.
28 изображений кометы Швассмана-Вахмана были полученны на 6-м телескопе в декабре 2008 г. на протяжении трех ночей. 11 изображений, полученных на 2-х метровом телескопе в феврале 2009 г., дают нам возможность проследить изменение структуры комы за временной период в 5 суток.
Более детальная информация о проведенных наблюдениях (период наблюдения, количество кадров, гелио- и геоцентрическое расстояния, позиционный угол) представлена в таблице и на рис. 1.
N
Рис. 1. Изофоты кометы Швассмана-Вахмана. Показаны направления на север, восток, направление движения кометы (V) и направление на Солнце. Схематично показаны орбиты Земли, Юпитера, Сатурна и кометы. Отмечено положение кометы для двух периодов наблюдений и перигелий. Изображение кометы получено в фильтре Я.
ВЫДЕЛЕНИЕ ДЖЕТОВ НА ИЗОБРАЖЕНИЯХ КОМЫ
Для выделения малоконтрастных структур (джетов) на изображениях пылевой комы кометы мы использовали специальную программу Астро-арт (http://www.msb-astroart.com/), оснащенную рядом цифровых фильтров: нерезкое маскирование (unsharpingmask), Гауссово размытие (Gaussian blur) и фильтр Ларсона—Секанины (Larson, Sekanina, 1984).
Нерезкое маскирование. Его применение приводит к увеличению контраста на границах перепадов яркости. Техника обработки изображений данным фильтром основана на совмещении оригинала с его более нерезкой инвертированной копией.
Гауссово размытие. Фильтр основан на гауссовом распределении поверхностной яркости, формула которого (для двухмерного измерения) представлена ниже:
G(u,v) = -L. e V+v 2)/(2с\ 2па
где r2 = u2 + v2 — радиус размытия, а — отклонение распределение Гаусса.
Уравнение описывает концентрические окружности с распределением Гаусса от центра изображения. Значение каждого пикселя усредняется по отношению к соседним пикселям в зависимости от расстояния. Вышеупомянутые фильтры применялись следующим образом. Вначале оригинальное изображение обрабатывалось с фильтром "нерезкое маскирование" с радиусом в 1.5 пикселя. Затем копия полученного изображения обрабатывалась с помощью фильтра "Гауссово размытие" с радиусом 0.7 пикселя. В итоге находилось отношение первого изображения и изображения, обработанного фильтром "Гауссово размытие".
Фильтр Ларсона—Секанины. Этот фильтр наиболее часто используется для морфологического исследования комет. Он позволяет вычислять радиальные и вращательные градиенты поверхностной яркости изображений с помощью простого преобразования координат. В результате обработки с этим фильтром изображения теряют фотометрическую информацию, но при этом удается выделить слабые структуры в коме комет (например, джеты или оболочки). В нашей работе этот фильтр применялся следующим образом. К изображению, полученному после использования фильтров "Нерезкое маскирования" и "Гауссово размытие", применялся фильтр "Ларсона— Секанины" с радиусом 0.5 пикселя и углом 10°. Для исключения ложных деталей при интерпретации полученных изображений каждый из ука-заных фильтров применялся отдельно для каждого изображения.
Такая методика выделения структур в коме использовалась для кометы C/2002 C1 Икея—Занга в статье Manzini и др. (2007) и для комет Швассма-на-Вахмана и C/2003 WT42 (LINEAR) (Korsun и др., 2008; 2010) и показала хорошие результаты.
На рис. 2 можно видеть, что после применения цифровых фильтров к изображениям кометы Швассмана-Вахмана, полученным в декабре 2008 г., выделяются два джета, которые наблюдались на протяжении всего периода наблюдений. Джеты направлены от фотометрического центра кометы в сторону Солнца. На изображениях кометы, полученных в феврале 2009 г. (рис. 3), после обработки цифровыми фильтрами нам удалось выделить 3 структуры, которые направлены от фотометрического центра кометы в сторону от Солнца.
Использованные цифровые фильтры позволили уверенно выделить джеты на фоне яркой без-структурной комы. Однако по своей природе эти фильтры нелинейные, поэтому суще
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.