АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2013, том 47, № 2, с. 83-91
УДК 523.64
СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ КОМЕТЫ C/2001 Q4 (NEAT) © 2013 г. А. В. Иванова*, П. П. Корсун*, С. А. Борисенко*, Ю. Н. Иващенко**
*Главная астрономическая обсерватория НАНУкраины **Андрушевская астрономическая обсерватория, Украина Поступила в редакцию 26.06.2011 г.
В работе представлены результаты спектральных наблюдений кометы C/2001 Q4 (NEAT), полученных на телескопе Zeiss-600 Андрушевской астрономической обсерватории в мае 2004 г. Спектр кометы получен в диапазоне 3600—8200 А. Мы отождествили ряд эмиссионных деталей в спектре кометы C/2001 Q4 (NEAT). В спектре кометы обнаружены эмиссионные полосы C2, C3, CN, CH, NH2, H2O+ и определены их интенсивности. С помощью модели Haser были оценены отношения газопроизводительности G(C2)/G(CN) = 0.23, G(C3)/G(CN) = -0.79 и G(NH2)/G(CN) = -0.029.
DOI: 10.7868/S0320930X13010039
ВВЕДЕНИЕ
Комета C/2001 Q4 (NEAT) была обнаружена 24 августа 2001 г. во время патрульных наблюдений астероидов, приближающихся к Земле, в рамках программы JPL's Near-Earth Asteroid Tracking (NEAT) с использованием 1.2-метрового телескопа Паломар (Pravdo и др., 2001). Комета Q4 была определена как объект ~20 звездной величины, находящийся на гелиоцентрическом расстоянии 10.1 а. е. Такие параметры орбиты, как 1/a = = 0.00071 (а. е.)-1, эксцентриситет е = 1.0006642 и наклон i = 99.6° (Marsden, 2002), позволяют отнести ее к классу динамически новых комет, впервые пришедших во внутренние части Солнечной системы. Кометы этой группы, как правило, показывают высокую фотометрическую активность. Как и прогнозировалось, в момент прохождения перигелия в середине мая 2004 г. комета C/2001 Q4 (NEAT) оказалась достаточно яркой, что позволило исследовать ее в широком спектральном диапазоне.
Комета показала значительную активность на больших расстояниях от Солнца. Так, на гелиоцентрическом расстоянии 8.6 а. е. у кометы наблюдались короткие струи (Tozzi и др., 2003). В результате обработки изображений кометы цифровыми фильтрами для выделения малоконтрастных структур было выделено множество структур с несколькими наборами переплетающихся оболочек. На основе полученных изображений кометы авторы (Lecacheux, Frappa, 2004) оценили период вращения этой кометы в 23.2 часа.
Спектральные исследования комет с использованием ИСЗ Hubble Space Telescope позволили обнаружить эмиссии атома дейтерия в кометах (Weaver и др., 2004). Для этой кометы также были получены спектральные данные в дальнем УФ-диа-пазоне с помощью спектрального зонда (FUSE). Fieldman и др. (2004) обнаружили колебания ин-
тенсивности линии СО, близкие к синусоидальным, с периодом 17 часов. Кроме линий молекулы СО и атомных линий O, H, N было найдено примерно два десятка линий, которые не удалось отождествить.
По спектральным данным за 5 дней до прохождения перигелия на длине волны в 10 мкм были обнаружены силикаты в коме кометы (Harker и др., 2004; Sitko и др., 2004; Wooden и др., 2004). Spasojevic и др. (2004) отождествили в спектре кометы эмиссии атомов кислорода и углерода, а также оценили производительность СО, ОН и Н2О.
Singh и др. (2006) отождествили полосы С2, CN в спектре кометы, а также оценили ее газо- и пы-лепроизводительность.
В данной работе мы исследуем спектральные данные кометы Q4, полученные на 60-см телескопе Zeiss-600 (Андрушевская астрономическая обсерватория, Украина) 14 мая 2004 г.
НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Спектральные наблюдения кометы C/2001 Q4 (NEAT) в мае—июне 2004 г. проводились на 60-см телескопе Андрушевской астрономической обсерватории (Украина). Представленные в статье результаты наблюдений кометы (14 мая) относятся к предперегилийному периоду. На момент наблюдения гелиоцентрическое и геоцентрическое расстояния кометы составляли соответственно 0.96 и 0.41 а. е.
В качестве приемника излучения была использована камера S1C-017 (1024 х 1024 пкс.), которая была прикреплена к спектрографу UAGS в фокусе Кассегрена (Иващенко и др., 2004). Фотометрическое ядро кометы помещалось на центр щели спектрографа. Составной спектр кометы получен в диапазоне 360—820 нм. Мы использовали ди-
Таблица 1. Журнал наблюдений
Дата наблюдений, UT Май 2004 г. А, а. е. r, a. e. Спектральный диапазон, А Порядок Дисперсия, А мм-1 Разрешение, А Апертура щели, (угл. с)2 Время экспозиции, с
14.7911 0.411 0.962 3611-4624 III 34 2.0 278 х 5.5 300
14.8257 0.411 0.962 4130-5750 III 34 2.0 278 х 5.5 300
14.8619 0.411 0.962 5361-6899 II 51 3.2 278 х 5.5 300
15.8206 0.411 0.962 6588-8198 II 51 3.2 278 х 5.5 300
фракционную решетку с 651 штрихом на мм и с углом блеска 28°. Наблюдения проводились во втором и третьем порядках спектра путем изменения угла поворота решетки.
Для привязки спектра кометы к длинам волн использовался спектр лампы Ме—Лг—М+. В качестве спектрофотометрических стандартов использовались звезды HD 77350 и HD 79158. Спектральные значения для них были взяты из работы (ЬеВог§пе и др., 2003).
Для вычисления потока излучения от кометы использовалась формула:
FC(X) = Ft (X)
I c(X)
I st(^)J
-AM
(X),
где Fst — внеатмосферные потоки и 1с, — относительные отсчеты от кометы и стандартной звезды соответственно, Р(Х) — коэффициент прозрачности атмосферы, АМ — разность воздушных масс для звезды и кометы. Для наших наблюдений разница воздушных масс не превышала 0.1.
Для обработки спектров применялось программное обеспечение ГОЬ, которое используется для анализа и визуализации научных данных (http://www.ittvis.com/idl), а также программа 8РБ, разработанная в Крымской астрофизической обсерватории. После удаления темнового сигнала и следов космических частиц неравномерная чувствительность матрицы корректировалась делением изображения на плоское поле.
Калибровка интенсивности проведена путем деления кометного спектра на кривую реакции наблюдательного комплекса с учетом атмосферной экстинкции и разницы воздушных масс кометы и звезды.
Для оценки спектра ночного неба использовались данные наблюдений звезды-стандарта, где тоже был зарегистрирован спектр ночного неба. Поскольку звезда-стандарт наблюдалась на других зенитных расстояниях и не всегда с теми же экспозициями, что и комета, то уровень спектра приводился к уровню спектра ночного неба в ко-метных спектрах. Оценки уровня спектра ночного неба в спектрах кометы брались в окнах, где нет протяженных кометных эмиссий.
Более детальная информация о проведенных наблюдениях представлена в табл. 1.
ОТОЖДЕСТВЛЕНИЕ ЭМИССИИ
Для выделения эмиссионного спектра кометы мы компенсировали непрерывный спектр кометы путем вычитания спектра Солнца из кометно-го спектра (Kurucz и др., 1984). Для обработки наблюдений был взят наблюдательный спектр высокого разрешения в диапазоне 296—1300 нм из атласа (Kurucz и др., 1984). Спектр Солнца был приведен нами к спектральному разрешению кометы при помощи свертки с функцией Гаусса, имеющей соответствующую полуширину профиля (FWHM). Солнечный спектр смещался таким образом, чтобы его уровень был как можно ближе к нижней границе кометного спектра в спектральных окнах, где преобладал континуум.
Как можно видеть в красной области наблюденного спектра, полностью скомпенсировать фраунгоферовы линии поглощения в спектре кометы не удалось, это связано с тем, что спектр кометы был получен не в высокогорных условиях (Андрушевская обсерватория, Житомирская область, Украина), в отличие от спектра Солнца, и поэтому фраунгоферовы линии поглощения в нем более глубокие, чем в солнечном спектре.
Для отождествления эмиссий мы использовали весь диапазон спектра (табл. 1).
Для правильного отождествления эмиссионных деталей мы учитывали движение кометы относительно наблюдателя, таким образом длины волн в нашем спектре были исправлены за эффект Доплера.
Для отождествления эмиссий в спектре кометы С/2001 Q4 (NEAT) были рассчитаны теоретические спектры молекул, а также использовались лабораторные спектры (например, для молекул С3, C2, NH2), которые ранее наблюдались в спектрах других комет.
Для непосредственного сравнения наблюденного и вычисленных спектров последние приводились к спектральному разрешению наблюденного путем свертки с гауссианой с полушириной, соответствующей спектральному разрешению.
Теоретические интенсивности вращательных линий исследуемых молекул были рассчитаны в приближении термодинамического равновесия. Приближение дает возможность описывать заселенность вращательных и колебательных уровней
распределением Больцмана, варьируя значения вращательной и колебательной температур. В реальных условиях термодинамическое равновесие в кометах не реализуется, а заселенности уровней определяются поглощением и переизлучением солнечных квантов.
Для данных расчетов вращательная и колебательная температуры выступают в качестве параметров и не являются характеристикой физического состояния кометного вещества.
Несмотря на это, данное приближение не раз применялось для отождествления кометных эмиссий (Arpigny, 1972; 1976; Korsun, Lipatov, 1993).
CN. В голубой области спектра нами отождествлена колебательная полоса фиолетовой системы молекулы CN. Система принадлежит электронному переходу В2Е+—Х2Е+. Теоретический спектр для этой молекулы построен с использованием программы LIFBASE, с помощью которой рассчитываются электронные спектры ряда двухатомных молекул (Luque, Crosley, 1999). Вращательная структура полосы в наблюдательном спектре не разрешилась. Мы смогли выделить лишь канты полос (0—0) и (0—1). Длины волн и относительные интенсивности для отождествленных полос приведены в табл. 2.
CH. В голубой области отождествлены эмиссии молекулы CH, которые принадлежат электронным переходам В2Д—Х2П и А2Д—Х2П. Было выделено семь эмиссионных деталей. Теоретические спектры были получены с использованием программы LIFBASE.
CH+. Были отождествлены две эмиссии электронного перехода А1П—X1Z+ иона CH+. Спектр был рассчитан на основе данных (Douglas, Herzberg, 1942).
C3. В районе 4000 Ä отождествлена группа эмиссий С3. В районе 3900 Ä эмиссии C3 бленди-руются полосами CH электронного перехода B2Z+—Х2П. Для отождествления использов
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.