АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 4, с. 337-344
УДК 523.44
СВИДЕТЕЛЬСТВА СЛОЖНОЙ СТРУКТУРЫ АСТЕРОИДА 21 ЛЮТЕЦИЯ
© 2007 г. В. В. Прокофьева-Михайловская*, Ю. В. Батраков**, В. В. Бочков*,
В. В. Бусарев***, Л. Г. Карачкина*
*НИИ Крымская астрофизическая обсерватория, пос. Научный, Крым, Украина **Институт прикладной астрономии, Санкт-Петербург, Россия ***Государственный астрономический институт им. П К. Штернберга, МГУ, Москва, Россия
Поступила в редакцию 28.08.2006 г.
Обсуждаются результаты анализа трех рядов наблюдений астероида 21 Лютеция - спектрофото-метрии, одновременной БУК-фотометрии и спектральных наблюдений, которые показывают, что астероид не является монолитным телом. Частотный анализ показателей цвета Б-У и У-К и величин V, которые были получены из одновременных БУК-наблюдений 2004 г. и вычислены по спектрофо-тометрическим наблюдениям 2000 г. (синтетические величины и показатели цвета), позволил показать полное отсутствие известного периода вращения астероида 8.472. На достаточно высоком уровне значимости было найдено шесть новых периодов: 2^0, 2.^93, 16^8, 1.25, 3^25 и 60^ При спектральных наблюдениях, выполненных в 2004 г. на 1.25-метровом телескопе, расположенном на Южной станции ГАИШ вблизи пос. Научный в Крыму, зарегистрированы спектры двух компонент, расположенных на расстоянии около 2.8''. Отмечены быстрые изменения отражательной способности компонент в коротковолновой области спектра, показывающие изменения их спектральных типов от S до С Исследования искусственных показателей цвета, определенных по спектрофото-метрическим наблюдениям 2000 г., подтвердили наличие быстрых спектральных изменений. Сделано заключение, что астероид 21 Лютеция является сложной спутниковой системой, что подтверждает анализ данных различных публикаций.
PACS: 96.30.Ys, 95.75.Fg
ВВЕДЕНИЕ
Наземные исследования астероида 21 Лютеция очень важны, так как 10 июля 2010 г. запланировано сближение с ним KA Rosetta (Birlan и др., 2006; Busarev и др., 2004). Наиболее важные характеристики астероида приведены нами в статье (Прокофьева и др., 2006), а также в статьях (Michalowski, 1996;. Tedesco и др., 1989; Чеботарев, Шор, 1976; Bell и др., 1989). До сих пор астероид считался монолитным, вращающимся с периодом 8.h172 (Michalowski, 1996). Отметим, что амплитуда кривой блеска переменна в широком диапазоне: от 0.m1 до 0.m25. Первое подозрение о сложной структуре астероида у авторов возникло при анализе его синтетических показателей цвета B-V и V-R полученных по спектрофотометрическим наблюдениям (Прокофьева и др., 2005). Специально проведенные в 2004 г. одновременные наблюдения в цветовых полосах B, V, R, и их анализ показали отсутствие периода 8.h172 в цветовых изменениях, что позволило авторам статьи (Прокофьева и др., 2006) предположить возможную сложную структуру астероида.
Учитывая важность полученных авторами данных о возможной двойственной или более сложной структуре астероида 21 Лютеция, его исследования были продолжены совместным кол-
лективом представителей разных учреждений, результатом чего и является настоящая статья.
ПОИСК ПЕРИОДА ИЗМЕНЕНИЯ БЛЕСКА АСТЕРОИДА 21 ЛЮТЕЦИЯ В ДИАПАЗОНЕ БОЛЕЕ ТРЕХ СУТОК
Результаты частотного анализа одновременных BVR-наблюдений астероида 21 Лютеция, полученных в 2004 г., показали полное отсутствие известного периода 0.d3405 (8.h172) с частотой 2.9363 cid. Результаты частотного анализа показателй цвета B-V и V-R и блеска в полосе V дали возможность выделить 5 периодов: P1 = 2.h0 (или 1.h8), P2 = 2.h93 (или 2h62), P3 = 0.d70 (16h8), P4 = 1.d25 и P5 = 3.d25 (Прокофьева и др., 2006). Отметим, что периоды Pb P2 и P4 были найдены по показателям цвета, что свидетельствует об их связи с вращением компонент. Период P3 найден по блеску астероида в полосе V, а его половина - по показателям цвета B-V и V-R. Период P5 был найден только по блеску в полосе V. Периоды 8.h93 и 12.h43, хотя и значимы, но, по-видимому, являются сопряженными периодами.
Отметим, что приведенные периоды нельзя считать реально существующими периодами вращения, так как неизвестно число цветовых пятен на поверхности астероида или его компонента. Кроме того, при выборе частоты можно случай-
р = 60а Ф0 = 2451788а4862
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0
Фаза
Рис. 1. Перидограммы (свертки) данных У-величин, полученных в 2004 г. Графики построены с указанными на них периодами 3.25 (верхний график) и 0.й70 (нижний график). Нулевая фаза использованных данных ГО2453313й.4232. Точки с вертикальными черточками указывают средние значения блеска в центрах восьми фазовых интервалов и их точность.
0.504 мкм
0.452 мкм
Величина отсчета
3500
3000
2500
2000
1500
1000
500 - к
0 1 • • • • ]М
0.403
мкм
120 125 130 135 140 145 Положение пикселя по оси Y
Рис. 2. Периодограмма (свертка) данных синтических У-величин, построенная с периодом 60й. Нулевая фаза указана на графике. Точки с вертикальными черточками - средние значения блеска в центрах шести фазовых интервалов и их точность (на фазах от 0.6 до 8.5 нет наблюдений).
но попасть на сопряженный период. Так, например, по показателям цвета Б-У нами был взят период 2.ь62, в то время как возможно более реальным является сопряженный с ним период 2.ь93. Также при анализе показателей цвета нами был взят период 1.ь8, а не сопряженный с ним период 2.ь0. Последующее рассмотрение данных показало, что более реально существование периодов 2.ь93 и 2.ь0. Кстати, их отношение составляет около 3/2, что также указывает на их реальность.
Сложная картина наличия многих частот в изменениях блеска и показателей цвета астероида, полученная по наблюдениям 2004 г., поставила за-
дачу анализа имеющихся наблюдений на наличие периодов, превышающих 3 сут. Для этого был выбран самый длинный ряд наблюдений в интервале от ГО = 2451788.4862 до ГО = 2451869.3386, содержащий 52 значения синтетических У-величин, полученных по спектрофотометрическим наблюдениям, проведенным в течение 14 ночей с 31 августа по 20 ноября 2000 г. (Прокофьева и др., 2005). Частотный анализ этого ряда выявил величину периода 60а, свертка данных с которым приведена на рис. 2. Кривая имеет двугорбую форму и амплитуду 0.™16. Отметим, что в изменениях синтетических показателей цвета Б-У и У-Я периода 60а не оказалось. Частотный анализ показал присутствие второй и четвертой гармоник этого периода, которые имеют меньшую амплитуду и максимумы разной величины. Напомним, что в 2000 г. аспектный угол астероида изменялся в пределах 62°-67°, что позволяло все время регистрировать блеск обеих компонент.
Анализ ряда У-величин более короткого ряда одновременных БУЯ-наблюдений, полученных в 2004 г. в интервале времени 49 сут от ГО = = 2453292.4530 до ГО = 2453341.4175 и содержащих 293 измерения, показал присутствие 4-й гармоники 60-суточного периода, равной примерно 15а, с вероятностью р = 99.99%, рассчитанной по методу Юркевича. Известно, что наличие гармоник у периода подтверждает его реальность. Поэтому можно сделать заключение о существовании периода 60а. По-видимому, период 60а является периодом орбитального движения.
В предположении, что плотность астероида составляет 2.5 или 3.5 г/см3, мы сделали оценку радиуса орбиты спутника астероида и получили значения 3600 и 4000 км соответственно. Такая большая величина орбиты позволяет производить регистрацию компонент астероида наземными средствами, позволяющими повысить угловое разрешение.
СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ АСТЕРОИДА 21 ЛЮТЕЦИЯ
В 2004 и в 2006 гг. на южной станции ГАИШ на ПЗС-спектрографе, установленном на 1.25-метровом телескопе, В.В. Бусаревым были получены раздвоенные спектры астероида 21 Лютеция (Бшагеу и др., 2007). На рис. 2 и 3 приведены их разрезы в направлении, перпендикулярном дисперсии, сделанные в разных длинах волн, указанных на рисунках.
Сделано предположение, что наблюдались спектры двух компонент астероида, отличающихся по яркости на 10%-20%. Отмечена быстрая переменность обоих спектров (см. рис. 4 и 5). Исследования показали, что спектральный тип компонент изменялся от С до 8.
Качество изображений при спектральных наблюдениях было оценено как 2.5''-3''. Моделирование, проведенное сближением гауссиан, построенных с полушириной 2.5'', показало, что уменьшение интенсивности между пиками гауссиан порядка 20% наблюдается при расстояниях между центрами гауссиан около 2.8''. Поэтому можно считать, что расстояние между компонентами в момент наблюдений составляло 2.8'', что соответствует 2700 км. Эта величина меньше оценок радиуса орбиты спутника, приведенных выше.
4 марта 2006 г. в момент иТ = 22ь 44™ (ГО = = 2453799.4472) на том же телескопе снова были получены раздвоенные спектры астероида, что подтвердило полученные ранее результаты. Интересно отметить, что интервал времени между спектральными наблюдениями в ноябре 2004 г. и в марте 2006 г. - 482 суток - примерно равен длительности восьми периодов 60а. Это свидетельствует об одинаковом расположении компонент астероида в обоих случаях.
Таким образом, были зарегистрированы спектры двух объектов, причем было обнаружено достаточно быстрое изменение распределения энергии в спектрах каждого из них. Период таких спектральных изменений оценен В.В. Бусаревым порядка 2-3 ч. Для подтверждения таких быстрых изменений спектров был проведен частотный анализ искусственных (модельных) показателей цвета астероида, вычисленных по спектрофотометриче-ским наблюдениям астероида, полученным в КрАО в ноябре 2000 г.
АНАЛИЗ МОДЕЛЬНЫХ ПОКАЗАТЕЛЕЙ ЦВЕТА АСТЕРОИДА 21 ЛЮТЕЦИЯ
Было решено провести частотный анализ по данным спектрофотометрических наблюдений астероида, полученным в 2000 г. (Прокофьева и др., 2005). Целью являлось определение периодичности в изменениях распределения энергии в спектрах астероида. Для этого были созданы и рассчитаны искусственные показатели цвета. Были выделены три области спектра, преимущественно расположенные вне полос поглощения, которые указаны на рис. 6. Спектральные полосы ограничены вертикальными линиями в следующих диапазонах длин волн: 400-420 нм (полоса 1), 500-510 нм (полоса 2), 580-620 нм (полоса 3).
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.