WWW.KONF.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Авторефераты, диссертации, конференции
 


Pages:   || 2 | 3 | 4 | 5 |   ...   | 6 |

«ГРУППА ГИЛЬДЫ: ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ПРОИСХОЖДЕНИЕ ...»

-- [ Страница 1 ] --

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ УКРАИНЫ

ХАРЬКОВСКИЙ НАЦИОНАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

ИМЕНИ В. Н. КАРАЗИНА

НИИ АСТРОНОМИИ

На правах рукописи

Слюсарев Иван Григорьевич

УДК 523.44

ТРОЯНЦЫ ЮПИТЕРА И ГРУППА ГИЛЬДЫ: ФИЗИЧЕСКИЕ

СВОЙСТВА И ПРОИСХОЖДЕНИЕ



Специальность 01.03.03 – Гелиофизика и физика Солнечной системы

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник НИИ астрономии ХНУ им. В.Н. Каразина Бельская Ирина Николаевна Харьков – 2015

ОГЛАВЛЕНИЕ

Список условных обозначений………………………………………………...4 ВВЕДЕНИЕ……………………………………………………………………….5

ГЛАВА 1. РЕЗОНАНСНЫЕ ПОПУЛЯЦИИ МАЛЫХ ТЕЛ: ТРОЯНЦЫ

ЮПИТЕРА И АСТЕРОИДЫ ГРУППЫ ГИЛЬДЫ (обзор литературы)…12

1.1. История открытия и общие характеристики популяций………... ………12

1.2. Распределения по абсолютным звездным величинам. Оценки общей численности популяции…...……………………………………………………16

1.3. Гипотезы о происхождении………………………………………………..21 1.3.1. Гипотезы, предполагающие реликтовость троянцев..……….….22 1.3.2. Гипотезы захвата тел из внешней части Солнечной системы….25

1.4. Физические свойства………………………………………………………28 1.4.1. Параметры осевого вращения..…………………………………...28 1.4.2. Альбедо и диаметры…...………………………………………… 30 1.4.3. Состав поверхности ……………………………………………....33 1.4.4. Структура поверхности…………………………………………...37 ВЫВОДЫ К ГЛАВЕ 1………………………………………………………….38

ГЛАВА 2. АППАРАТУРА, МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ И ИХ

ОБРАБОТКИ………………………………………………………………….40

2.1. Аппаратура…………………………………………………………………40

2.2. Методика наблюдений и обработки данных ……………………………42

2.3. Методика определения физических и оптических параметров астероидов по данным фотометрических наблюдений……………………...45

2.4. Точность наблюдений…………………………………………………….54 ВЫВОДЫ К ГЛАВЕ 2…………………………………………………………56

ГЛАВА 3. РЕЗУЛЬТАТЫ ПЗС-ФОТОМЕТРИИ ИЗБРАННЫХ

ТРОЯНЦЕВ ЮПИТЕРА И АСТЕРОИДОВ ГРУППЫ ГИЛЬДЫ………57

3.1 Троянцы Юпитера…………………………………………………………...57

3.2 Астероиды группы Гильды…………………………………………………76 ВЫВОДЫ К ГЛАВЕ 3…………………………………………………………..90

ГЛАВА 4. АНАЛИЗ ПОЛУЧЕННЫХ ДАННЫХ И ИХ

ИНТЕРПРЕТАЦИЯ …………………………………………………………...92

4.1 Механизмы, формирующие фазовые зависимости блеска астероидов и их теоретические модели………………………………………………………. ….92

4.2 Сравнение фазовых зависимостей блеска троянцев Юпитера, астероидов группы Гильды, астероидов главного пояса и кентавров……………………110

4.3. Критический анализ результатов определения альбедо и диаметров по данным спутниковых радиометрических обзоров WISE, Akari, Spitzer и IRAS……………………………………………………………………………..120

4.4 Распределение троянцев и астероидов группы Гильды по частотам вращения………………………………………………………………………...137

4.5 Асимметрия между группами L4 и L5 троянцев Юпитера……………….139

4.6 Обоснованность выводов гипотезы о происхождении троянцев из внешней части Солнечной системы………………………..………………….147

4.7. Открытые вопросы и будущие исследования…………………………....154 ВЫВОДЫ К ГЛАВЕ 4………………………………………………………….157 ЗАКЛЮЧЕНИЕ…………………………………………………………………160 СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ ….…………………...164 ПРИЛОЖЕНИЕ ………………………………………………….…………….188

СПИСОК УСЛОВНЫХ ОБОЗНАЧЕНИЙ

МРС (Minor Planet Center) – Центр Малых Планет IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) – Инфракарсный астрономический супутник НАСА WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) – супутник НАСА для широкоугольного инфракрасного обзора неба ОЭ – оппозиционный эффект

ВВЕДЕНИЕ

Актуальность. Начало 90-х годов ознаменовалось двумя открытиями, которые самым существенным образом повлияли на наши представления о ранних этапах эволюции Солнечной системы. Так, открытие тел пояса Койпера [106] ввело новый класс объектов в Солнечной системе. Попытка объяснить основные динамические особенности пояса Койпера, исходя из теории миграции планет-гигантов [126, 81], привела к новому взгляду на происхождение и эволюцию других популяций малых тел [152, 128, 133, 32].





Вторым событием стало открытие отдельных планет [144] и планетных систем [226] у других звезд, со значительным увеличением количества таких открытий за последние годы (см. например http://exoplanet.eu). До этого момента исследователи не имели возможности провести сравнительный анализ Солнечной системы и других однотипных объектов, находящихся на различных стадиях эволюции.

Однако, дальнейший прогресс в понимании процессов образования Солнечной системы, со всей остротой снова поставил вопросы, ответы на которые казались давно найденными. Один из таких вопросов связан с происхождением и эволюцией двух резонансных популяций малых тел в Солнечной системе: троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды. В первую очередь интерес к этим группам продиктован тем, что они связаны резонансом по собственному движению с Юпитером. Их динамика определяется взаимодействием с Юпитером и, таким образом, накладывает сильные ограничения на параметры моделей, предполагающих миграцию планет-гигантов на современные орбиты. В то же время, в рамках новой модели эволюции тел Солнечной системы [152] предполагается генетическая связь существующей популяции троянцев с планетезималями, выброшенными мигрирующим Нептуном из протопланетного диска, расположенного на расстоянии более 15 а.е. Такая значимость резонансных популяций для проверки различных гипотез о процессах в ранней Солнечной системе вызвала существенный рост числа исследований, посвященных изучению троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды.

По современным представлениям эти тела содержат значительную долю льда, т.к. в обеих гипотезах эти группы образовались в области, где на самых ранних стадиях формирования протопланетного диска существовали условия для образования водяного льда. Кроме того, для объяснения малого альбедо на поверхности предполагается преобладание темного органического вещества. Поэтому изучение физических свойств этих тел позволит лучше понять условия возникновения жизни.

Таким образом, если предполагать реликтовость троянцев и группы Гильды, то исследование их физических свойств позволит лучше понять зависимость условий в протопланетном диске от расстояния до Солнца. Если же верна гипотеза о захвате тел данных групп из внешней части солнечной системы, то их изучение в принципе позволяют получить некоторую информацию и о телах пояса Койпера, генетическая связь с которыми предполагается в рамках гипотезы захвата.

Все это и определяет актуальность исследования физических характеристик астероидов из резонансных популяций за пределами главного пояса по результатам фотометрических наблюдений, проведеных в данной работе.

Связь работы с научными программами, планами, темами.

Диссертационная работа выполнялась в рамках госбюджетных НИР НИИ астрономии Харьковского национального университета имени В.Н.

Каразина: "Физические свойства астероидов, тел пояса Койпера и комет по данным фотометрии и поляриметрии" (2007 – 2009 гг., № гос. регистрации 0199U004412); "Оппозиционные эффекты малых тел Солнечной системы:

наблюдения и лабораторное моделирование"(2009 – 2010 гг., № гос.

регистрации 0109U001869); "Телескопические исследования астероидов, тел пояса Койпера и комет" (2010 – 2012 гг., № гос. регистрации 0110U001035);

"Физические свойства малых тел Солнечной системы по данным телескопических наблюдений и численного моделирования" (2013 – 2015 гг., № гос. регистрации 0112U006958); "Фотометрическая стандартизация светорассеивающих поверхностей в космических и астрономических исследованиях тел Солнечной системы" (2013 – 2014 гг., № гос. регистрации 0112U006961).

Цели, задачи и методы исследования. Целью диссертационной работы является исследование физических свойств избранных троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды по данным фотометрических наблюдений. А также проверка согласованности основных выводов гипотез об их происхождении с накопленными данными о физических свойствах этих тел.

Исходя из сформулированной цели, были поставлены и решены следующие задачи:

1. Проведение ПЗС-фотометрии в нескольких спектральных полосах избранных троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды в максимально доступном диапазоне фазовых углов, включая область оппозиционного эффекта.

2. Определение параметров вращения, а также оптических свойств поверхности избранных троянцев Юпитера и объектов группы Гильды по результатам проведенных наблюдений.

3. Сравнение фазовых зависимостей блеска троянцев Юпитера, объектов группы Гильды, астероидов главного пояса и кентавров.

4. Анализ имеющихся данных о свойствах троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды с точки зрения соответствия основным и выводам имеющихся гипотез о происхождении этих резонансных групп.

Объектами исследования являются троянцы Юпитера и астероиды группы Гильды.

Предмет исследования - физические свойства входящих в данные группы астероидов.

Методы исследования: ПЗС-фотометрия, обобщение и сравнительный анализ полученных данных.

Научная новизна полученных результатов.

1. Впервые с высокой точностью измерены фазовые зависимости блеска троянцев Юпитера и найдено, что у всех этих тел отсутствует нелинейный участок в области оппозиционного эффекта вплоть до предельно малых фазовых углов (0.1- 0.4). Впервые показано, что троянцы Юпитера и астероиды группы Гильды, относящиеся к композиционным типам Р и D, характеризуются одинаковыми с точностью до ошибок наблюдений линейными фазовыми зависимостями блеска, при этом они совпадают с фазовыми зависимостями астероидов главного пояса аналогичных композиционных типов и существенно отличаются по величине фазовых коэффициентов от кентавров.

2. Показано, что величины альбедо троянцев и астероидов группы Гильды, рассчитанные по данным радиометрических обзоров выполненных космическими ИК-телескопами систематически завышены из-за использования абсолютных звездных величин базы данных Центра малых планет. Для вычисления абсолютных звездных величин троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды предложено использовать линейную фазовую функцию, что позволяет существенно уменьшить систематические ошибки.

3. Впервые обнаружено статистически значимое отличие в распределениях наклонов орбит троянцев, принадлежащих группам L4 и L5, что накладывает ограничения на гипотезы об их происхождении.

4. По результатам анализа совокупности имеющихся данных о физических и динамических свойствах троянцев Юпитера сделан вывод о том, что вероятнее всего они являются реликтовыми телами, а не захваченными из внешней части протопланетного диска на ранней стадии эволюции Солнечной системы.

5. В течение 167 ночей проведены фотометрические наблюдения 11 троянцев Юпитера и 12 объектов группы Гильды. Впервые получены детальные фазовые зависимости блеска для 6 объектов, уточнены периоды вращения 8 троянцев и 7 астероидов группы Гильды, а для 4 представителей последней группы периоды определены впервые.

Показатели цвета V-R впервые определены или уточнены для 22 астероидов, а B-V – для 9. Амплитуды кривых блеска и абсолютные звездные величины определены для всех наблюдавшихся астероидов.

Практическое значение полученных результатов.

Практическая ценность диссертации и значение основных ее выводов обусловлены большим количеством новых фотометрических наблюдений, которые могут быть использованы в будущем как для изучения физических свойств астероидов группы Гильды и троянцев Юпитера, так и при сравнительном анализе наблюдательных данных других малых тел Солнечной системы. Полученные в данной работе результаты имеют также следующее практическое значение:

1. Кривые блеска, полученные в результате фотометрических наблюдений 23 астероидов, вошли в Международную базу данных "The Asteroid Lightcurve Database" и в дальнейшем будут использованы для определения формы, ориентации оси вращения, а также оптических свойств их поверхностей.

2. Детальные фазовые зависимости блеска троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды, впервые полученные в данной работе и указывающие на высокую степень однородности этих двух групп по оптическим свойствам, могут быть использованы для более точного предсказания их видимого блеска при составлении эфемерид.

3. Результаты наблюдений и данные о физических свойствах астероидов группы Гильды и троянцев Юпитера представляют значительный интерес с точки зрения планирования космических миссий к этим телам и выбора конкретных целей.

Достоверность и обоснованность результатов исследования подтверждается достаточным количеством наблюдательных ночей, использованием отработанной методики наблюдений, что позволяет корректно учесть все основные факторы, влияющие на погрешности наблюдений при определении блеска объектов методами относительной и абсолютной фотометрии, также малым отличием показателей цвета, полученных в разные ночи и разные оппозиции для одних и тех же астероидов; апробацией результатов исследований в международных журналах и международных конференциях.

Личный вклад соискателя. В работе [188] автор участвовал в постановке задачи, в получении наблюдательного материала его обработке и анализе а также в написании статьи.

Статьи [13, 199] написаны автором самостоятельно, постановка задачи, обработка всех наблюдений и анализ полученных результатов также принадлежат автору.

В работе [191] автор принимал участие в наблюдениях, их обработке и обсуждении полученных результатов.

В работах [58, 223] автор принимал участие в части фотометрических наблюдениях их обработке.

В статье [14] автору принадлежит постановка задачи, отбор и анализ материалов, обзор литературы, написание статьи.

В работе [202] автор принимал участие в постановке задачи, выполнил анализ наблюдательного материала и обсуждении полученных результатов, а также написал сам текст.

Фотометрические наблюдения проведены совместно с В.Г. Шевченко, В.Г. Черным и Ю.Н. Круглым.

Апробация результатов диссертации. Основные результаты, полученные в диссертации, представлялись на научных семинарах НИИ астрономии ХНУ имени В.Н. Каразина и на 11 конференциях:

1) Международной научной конференции "40th Lunar and Planetary Science Conference", Тусон, США, март, 2009 г.

2) Астрономической школе молодых ученых, Херсон, май, 2009 г.

3) Международной научной конференции "Astronomy and Space Physics in Taras Shevchenko National University of Kyiv" Киев, май, 2010 г.

4) Международной научной школе NATO Advanced Study Institute conference on "Special Detection Technique (Polarimetry) and Remote Sensing", Киев, сентябрь, 2010 г.

5) Астрономическая школа молодых ученых, Чернигов, май, 2011 г.

6) На Всероссийской конференции «Современные проблемы дистанционного зондирования Земли из космоса», Москва, Россия, ноябрь, 2011 г.

7) Международной научной конференции "43rd Lunar and Planetary Science Conference", Вудландс, США, март, 2012 г.

8) Международной конференции молодых ученых "19th Young Scientists 'Conference on Astronomy and Space Physics", Киев, апрель, 2012 г.

9) Международной конференции "Asteroids, Comets, Meteors", Ниигата, Япония, май, 2012 г.

10) Международной научной конференции "44th Lunar and Planetary Science Conference", Вудландс, США, март, 2013 г.

11) Международной конференции "Asteroids, Comets, Meteors", Хельсинки, Финляндия, июнь, 2014 г.

Публикации. Результаты диссертационной работы представлены в 21 публикации, из них 6 статей опубликовано в специализированных реферируемых журналах (Icarus, Astronomy & Astrophysics, Meteoritics & Planetary Science, Астрономический Вестник) а 15 работ – в сборниках тезисов международных конференций.

ГЛАВА 1

РЕЗОНАНСНЫЕ ПОПУЛЯЦИИ МАЛЫХ ТЕЛ: ТРОЯНЦЫ ЮПИТЕРА

И АСТЕРОИДЫ ГРУППЫ ГИЛЬДЫ (обзор литературы) В данной главе представлен критический обзор данных о динамических и физических свойствах троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды, а также гипотез об их происхождении на момент начала работы по теме диссертации (2009 год). Развитие этих исследований и важные новые результаты, появившиеся за время выполнения данной диссертационной работы, подробно освещены и проанализированы в Главе 4.

1.1 История открытия и общие характеристики

Троянцы Юпитера. История изучения троянцев берет свое начало со знаменитой работы Ж.Л. Лагранжа (1736-1813) (см. [118], которую он подал на премию Парижской академии. В предисловии сам Лагранж, писал, что им дан метод для решения проблемы трех тел, отличный от всех ранее предложенных. Исходя из предположения, что три тела произвольной массы движутся в неподвижной плоскости, Лагранж поставил и решил следующую задачу: определить все те движения в проблеме трех тел, когда взаимные расстояния между телами сохраняют постоянные отношения. Из решения следовало, что все три тела движутся, находясь в вершинах равностороннего треугольника. Однако Лагранж не верил, что такая специфическая конфигурация может реально существовать в природе. В последующих работах Дж.У. Хилла (1838-1914), А.М. Ляпунова (1846-1911) и А. Пуанкаре (1854-1912) было показано, что, помимо точных решений Лагранжа, имеются еще и другие семейства решений в областях, окружающих точки либрации, т.н. периодические орбиты.

22 февраля 1906 г. на Гейдельбергской обсерватории Макс Вольф (1863открыл астероид (588) Ахилл, находящийся вблизи точки Лагранжа L4 системы "Солнце-Юпитер" – первый астероид-троянец. Через 8 месяцев на той же обсерватории немецким астрономом Августом Копффом (1882был открыт первый представитель группы L5 (617) Патрокл, а в феврале 1907 г. – второй представитель группы L4 – (624) Гектор. В 1908 г.

Вольфом был открыт астероид (659) Нестор, принадлежащий к группе L4, а в 1917 г., вблизи L5, – астероид (884) Приам. Идея называть объекты новой группы именами героев "Илиады" Гомера принадлежит венскому астроному Иоганну Пализе (1848-1925), определившему орбиты первых открытых троянцев. Астероиды, движущиеся вблизи точки либрации L4, было предложено называть в честь греческих воинов, осаждавших Трою, а в популяции L5 астероидам стали давать имена защитников города. Астероиды, носящие имена Гектора и Патрокла, двигаются в "лагерях" своих мифических врагов и являются исключениями из этого правила.

Вопрос о существовании, методах построения и устойчивости периодических орбит вокруг треугольных точек либрации в значительной степени стимулировал появление новых аналитических и численных методов исследования сложных нелинейных гамильтоновых систем, которые применяются и в других областях естествознания [см. 9]. Анализу особенностей движений тел на троянских орбитах посвящено много работ (см. обзор [143].

Следующие 7 троянцев - (911) Агамемнон, (1143) Одиссей, (1172) Эней, (1173) Анхиз, (1208) Троил, (1404) Аякс, (1437) Диомед были открыты Карлом Ренмутом в Гейдельберге между 1919 и 1949 годами. В Макдональдском обзоре [114] было открыто еще 6 троянцев, но последующее увеличение числа открытых троянцев было очень медленным.

Динамика этого процесса показана на рис. 1.1. Хорошо видно, что только с началом поисковых обзоров в 1970 – 1980 гг. а затем переходом от фотографических пластинок и фотометров к ПЗС-матрицам скорость открытий троянцев значительно увеличилась.

–  –  –

Рис. 1.1. Рост числа открытых троянцев системы Солнце – Юпитер, по данным Центра малых планет МАС (MPC) Таким образом, троянцами называют астероиды, совершающие помимо обычного обращения вокруг Солнца также и либрационное движение вокруг одной из треугольных точек Лагранжа L4 или L5 в системе "Солнце – Планета". В соответствии с уравнениями ограниченной задачи трех тел, условия устойчивости движения по троянским орбитам выполнены для всех планет Солнечной системы (см., например, [9]. Однако к настоящему времени многочисленная популяция троянцев открыта только у Юпитера.

Единичные же тела на троянских орбитах были обнаружены у Марса и Нептуна, а позднее у Земли и Урана (см. список троянцев на сайте Центра малых планет МАС www.minorplanetcenter.net/iau/lists/Trojans.html).

К концу 2009 г. по данным Центра малых планет было открыто около 2700 троянцев Юпитера. Однако орбиты определены достаточно точно только для примерно половины открытых троянцев, именно им присвоены постоянные номера. Эти троянцы наблюдались как минимум в двух оппозициях, их орбиты вычислены с учетом возмущений от всех планет, а расчетные положения хорошо совпадают с наблюденными.

Распределение астероидов по орбитальным элементам показано на рис.

1.2. Из рисунка хорошо видно, что троянцы представляют собой обособленную группу тел на орбитах со средним значением большой полуоси 5.2 а.е. Следует отметить, что в координатах "большая полуось – наклон орбиты" и "большая полуось – эксцентриситет" троянцы выделяются малыми, по сравнению с астероидами главного пояса и группой Гильды (большая полуось 3.9 а.е.), эксцентриситетами и большим диапазоном значений наклонов орбит.

Рис. 1.2. Диаграммы "большая полуось – наклон орбиты" (слева) и "большая полуось – эксцентриситет" (справа), построенные для астероидов с большой полуосью в диапазоне 1 – 6 а.е. по данным Minor Planet Center orbit database (ftp://cfa-ftp.harvard.edu/pub/MPCORB/MPCORB.DAT). Троянцы Юпитера хорошо видны как обособленная группа тел со средним значением большой полуоси 5.2 а.е. Астероиды группы Гильды также обособлены от главного пояса и имеют среднюю величину большой полуоси 3.9. а.е.

Астероиды группы Гильды. В 1875 г. Иоганном Пализой на Гидрографической обсерватории в Пуле (Австро-Венгрия, теперь Хорватия) был открыт первый представитель этой популяции - (153) Гильда, который и дал название всей группе. На тот момент он оказался самым удаленным из всех открытых астероидов.

К концу 2009 г. года было открыто около 1700 тел этой группы.

Значительный вклад в построение аналитической теории движения группы Гильды внес J. Schubart (см. например [179-181]. Тела группы Гильды, двигаясь по своим орбитам, образуют фигуру в виде треугольника со сторонами длиной 5 а.е. и толщиной менее 1 а.е., а также со сглаженными вершинами в точках либрации L4 и L5 Юпитера (во вращающейся системе отсчета, связанной с Солнцем и Юпитером). В вершинах треугольника, близким к точкам Лагранжа L4 и L5, они заходят в область движения троянцев Юпитера, а в пределах сторон треугольника – граничат с внешней частью главного пояса [5, 8]. Поскольку орбиты астероидов группы Гильды не пересекают орбиту Юпитера, то в отличие от троянцев, эти объекты могут иметь любую разность долгот с Юпитером, избегая, однако, опасных сближений с ним.

Астероиды группы Гильды динамически связаны с Юпитером резонансом 3:2 по собственному движению (средняя величина большой полуоси 3.9 а.е.). Их орбиты (рис. 1.2), по сравнению с астероидами внешней части главного пояса (а3.0 а.е.) и троянцами Юпитера имеют меньшие значения наклонов (i15). В отличие от главного пояса среди группы Гильды мало тел с е0.1, это также отличает группу Гильды и от троянцев, где преобладают тела с малыми эксцентриситетами (0.15).

1.2 Распределение по абсолютным звездным величинам. Оценки общей численности популяций Распределение любой популяции малых тел по размерам формируется, прежде всего, под действием их взаимных столкновений (см., например, [47].

Его вид зависит, соответственно, как от распределения орбит в пространстве, взаимных скоростей тел, так и от внутренней структуры астероидов (сил сцепления вещества). Поэтому детальное исследование распределения по размерам троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды может помочь лучше понять те условия в протопланетном диске, в которых формировались данные популяции, т.е. может служить одним из критериев проверки гипотез об их происхождении.

К 2009 году достоверные размеры были получены только для небольшой доли тел данных популяций, поэтому для анализа использовалось распределение по абсолютным звездным величинам, которое можно преобразовать в распределение по диаметрам, в предположении того или иного среднего альбедо поверхности.

После Макдональдского обзора [114] стало ясно, что число астероидов N (в логарифмической шкале) в некотором интервале изменения абсолютной звездной величины Н возрастает с увеличением Н приблизительно по линейному закону: lg(N)=a+bH, где a – константа, задающая число тел с Н=0, b – наклон прямой. Здесь и далее под Н подразумевается абсолютная звездная величина астероида в полосе V. Переходя от абсолютной звездной величины Н к радиусу R получим степенную зависимость N(R)=c·R-q, где с

– константа, R – радиус астероида, q – показатель степени, называемый иногда еще популяционным индексом. При таком виде распределений q=5·b.

По виду зависимости числа астероидов от абсолютной звездной величины можно оценить полное количество тел, больших заданного размера, а также, какая доля от этого числа уже открыта. Если помимо альбедо известны и плотности тел, составляющих популяцию, то становится возможным определить и ее полную массу.

Троянцы Юпитера. Первые оценки общего числа троянцев были сделаны после обработки данных Паломар–Лейденского обзора неба (1960Так, авторы [218], считая геометрическое альбедо для всех троянцев одинаковым и равным 4% (к моменту проведения этого обзора уже были известны результаты первых радиометрических наблюдений троянцев, показавшие крайне низкое значение их альбедо), нашли полное число троянцев ярче H=13.0 зв. вел. (это соответствует диаметрам, превышающим 20 км) вблизи L5 равным приблизительно 700 объектам. Позже, на основе этой же наблюдательной базы Ю. Шумейкер оценил полное число тел с диаметрами более 1 км примерно равным числу астероидов такого же размера в главном поясе [194]. Это указывало на то, что троянцы должны рассматриваться не как небольшая группа астероидов с пекулярными орбитами, а как отдельная многочисленная популяция малых тел Солнечной системы, исследование свойств которой может иметь исключительное космогоническое значение.

Распределение крупных троянцев в диапазоне абсолютных звёздных величин 8mН13m показан на рис. 1.3. Исходя из распределения троянцев по абсолютным величинам, а именно по месту перегиба на кривой и по темпам открытия новых троянцев можно заключить, что к концу 2009 г. нам были известны все астероиды-троянцы до абсолютной величины H=13.0 (см.

рис. 1.3).

Рис. 1.3 Слева показано распределение троянцев по абсолютным звездным величинам (MPC). На правом рисунке приведена кумулятивная функция распределения. Наклон прямой, аппроксимирующий зависимость lg(N) от Н в диапазоне Н от 7.9m до 9.3m равен b=0.88±0.03, а в области 10.1mН12.9m – b=0.389±0.004.

Было проведено несколько наблюдательных программ для исследования распределения в области более слабых абсолютных звездных величин.

Группа из Гавайского университета [107], исследовала область вблизи L4.

Обнаружено, что распределение 93-х троянцев в интервале значений абсолютных звездных величин 11mН16m следует степенному закону с показателем степени b=0.40±0.05. В то же время для троянцев с абсолютной звездной величиной ярче 9.m5 этот показатель равен 0.89±0.15. Изменение наклона распределения авторы трактовали как проявление существования двух подгрупп: первичной и вторичной, образовавшейся в результате столкновительной фрагментации. Для оценки полного числа троянцев ими была проведена коррекция за наблюдательную селекцию. Отметим, что процедура коррекции сама по себе является непростым, и сильно зависящим от модели, процессом. Так как авторы наблюдали только часть роя L4, то они, аппроксимировав распределение троянцев по небесной сфере функцией Гаусса (с центром в точке либрации) оценили полное число тел в L4 до Н=16m равным 1.6·105, считая альбедо независимым от размеров тел и равным 4%.

Эта оценка согласуется с более ранней оценкой Шумейкера и др. [194]. В предположении средней плотности троянцев в 2 г/см3, авторы получили суммарную массу тел с радиусом большим 1 км равную 9·10-5 от массы Земли или 5.4·1023г [107].

С использованием 8.2 м телескопа Subaruбыла предпринята аналогичная попытка уточнить оценку наклона распределения троянцев по размерам [231]. Был исследован участок на небесной сфере площадью 3 квадратных градуса в 30° от L4, на котором был обнаружен 51 троянец в диапазоне абсолютных звездных величин 13.m7Н20m (что соответствует интервалу диаметров 0.7 кмD12.3 км в предположении альбедо 4%). Для троянцев диаметром от 2 км до 10 км авторы получили среднее значение наклона q=1.89±0.1, хорошо согласующееся с полученным в работе [107]. Они также отметили изменение наклона при значениях Н=16m (диаметр 5 км при альбедо 4%). Для тел с диаметром меньшим 5 км наклон равен 1.3±0.1, тогда как для астероидов крупнее 5 км наклон возрастает до 2.4±0.1. Эффект постепенного уменьшения наклона распределения по размерам ранее был отмечен и для астероидов главного пояса в работе [230]. Используя значение наклона 1.3, авторы нашли полное число троянцев с диаметрами большими 1 км равным 5.9·105, что близко к оценке полного числа астероидов главного 6.7·105, полученного [104] по данным обзора SDSS-MOC3 (Sloan пояса Digital Sky Survey - Moving Objects Catalog 3). Отметим, что конечная оценка полного числа троянцев крупнее 1 км, сделанная в работе [231] в три раза превышает предыдущую оценку [107].

Авторы [232] продолжили свое исследование, включив в рассмотрение 62 троянца из L5. Как оказалось, распределения троянцев в диапазоне 2 кмD5 км, принадлежащих L5 и L4, имеют разные наклоны. Если в L4 наклоны различны для тел с диаметрами большими и меньшими 5 км, то для объектов из L5 такого разделения нет, а наклон равен 2.1±0.3. В своей следующей работе [233] авторы сделали новую оценку полного числа троянцев с диаметрами, большими 2 км. Для этого они использовали двухмерную асимметричную функцию гауссового типа, в отличие от предыдущих работ, где использовалось изотропное гауссово распределение.

Согласно их оценкам полное число троянцев, крупнее 2 км, в L4 и L5 составляет (6.4±1.0)·104 и (3.4±0.5)·104. Таким образом, более ранние оценки полного числа троянцев, полученные с использованием изотропного нормального распределения, являются завышенными в 3-4 раза.

Группа Гильды. Распределение по абсолютным звездным величинам для астероидов группы Гильды впервые было исследовано в работе [43] на основе двух обзоров: Паломар – Лейденского [218] и UESAC (Uppsala-ESO Survey of Asteroids and Comets, [116]. Авторы, используя простую модель коррекции данных за наблюдательную селекцию (5 поправочных коэффициентов), оценили полноту известной на тот момент популяции. Так, предельная звездная величина оказалась равной по данным Паломар – Лейденского обзора 13m.4, а число тел с Н13.4 равно 140, в обзоре UESAC – 13m.3 и 116, соответственно. Эти значения оказались близкими к числу открытых на тот момент представителей группы Гильды – 163.

Несмотря на то, что со времени публикации этой работы прошло 15 лет и в группе Гильды к концу 2009 г. было известно в 10 раз больше астероидов, новых исследований этого вопроса не проводилось. Если построить распределение по абсолютным звездным величинам по данным MPC, то можно определить, что к этому моменту были открыты практически все астероиды группы Гильды с Н14.5m.

–  –  –

Рис. 1.4. Распределение астероидов группы Гильды по абсолютным звездным величинам MPC (слева) и кумулятивная функция распределения (справа).

Наклон прямой, аппроксимирующей зависимость lg(N) от Н в области

9.1mН11.1m равен b=0.48±0.01, а в диапазоне Н от 12.1m до 15.1m равен b=0.355±0.004.

1.3 Гипотезы о происхождении

Троянцы Юпитера. С момента открытия первого астероида-троянца прошло более ста лет, однако единого взгляда на проблему происхождения троянцев пока нет. Основные задачи

, которые стоят перед любой гипотезой о происхождении троянцев, – это количественно объяснить не только численность наблюдаемой популяции, но и ее основные динамические характеристики, т.е. распределение элементов орбит. Различия в элементах орбит могут быть результатом возмущений от планет, либо являются следствием изменения конфигурации Солнечной системы при миграции планет-гигантов.

Так или иначе, все гипотезы происхождения троянцев включают в себя явление захвата, и их можно разбить на две группы, исходя из места формирования тел, захваченных на троянские орбиты:

а) гипотезы, рассматривающие троянцев как реликтовую группу, сформировавшуюся там, где сейчас она и находится;

б) гипотезы, предполагающие, что на ранней стадии формирования нашей планетной системы тела, образовавшиеся за областью формирования планет-гигантов, были захвачены на троянские орбиты.

Гипотезы, предполагающие реликтовость троянцев. До начала 2000-х гг. господствовало мнение, что астероиды-троянцы являются остатками планетезималей из зоны питания прото-Юпитера (см., например, [194]. Еще в работе Рабе [172] было обращено внимание на важность влияния изменения массы Юпитера на процесс захвата тел на троянские орбиты.

Другая идея была развита в работе [229], а именно переход на троянские орбиты малых планетезималей под влиянием сопротивления среды и их дальнейший рост в результате взаимных столкновений.

В работах [171, 140, 141, 68] было показано, что захват планетезималей на либрационные орбиты мог произойти на конечных стадиях роста протопланеты, когда процесс аккреции газовой атмосферы становится неустойчивым, а ее темп резко увеличивается. В этом случае необходимо принимать в расчет экспоненциально быстро меняющееся гравитационное поле протопланеты, что и было сделано в работе [140, 141]. Основываясь на результатах численного моделирования динамики пробных частиц в рамках пространственной задачи четырех тел (Солнце, Юпитер, Сатурн и пробная частица) авторами было показано, что до половины всех тел, двигавшихся в торе сечением 0.8 а.е. вокруг прото-Юпитера, могло быть захвачено на либрационные орбиты. Захват происходил на ранних стадиях аккреции газовой атмосферы прото-Юпитером, причем эффективность захвата слабо зависит от временной шкалы роста массы протопланеты.

В рассматриваемую модель было включено также влияние потери энергии планетезималями за счет взаимодействия с газовой составляющей протопланетного диска [141]. В ограниченной задаче трех тел с постоянными массами динамика в L4 и L5 полностью одинакова, однако, учет изменения массы одного из центральных тел и диссипации энергии при не нулевом эксцентриситете орбиты Юпитера приводит к определенной асимметрии [166, 111]. Так, с уменьшением размера от 1 км до 0.07 км доля тел, захваченных на орбиты вокруг L4, сокращается с 40% до почти нуля. В то же время для тел, попавших на орбиты вокруг L5 - растет от 40 % до 60%.

Предсказываемое отличие в численности групп L4 и L5 имеет место только для тел субкилометровых размеров и, следовательно, недоступно для проверки современными наблюдательными средствами.

Основные трудности возникают при попытке объяснить в рамках рассматриваемой модели наблюдаемое распределение орбитальных элементов троянцев. Захваченные тела должны иметь значительные амплитуды либрации, а действие хаотической диффузии на троянцев с наибольшими амплитудами либрации, за время существования Солнечной системы привело бы к их выбросу [125]. Значительно более серьезная проблема связана с объяснением распределения троянцев по наклонам орбит. Согласно теоретическому рассмотрению и численным расчетам, наклон орбит при быстром росте массы Юпитера остается постоянным [140].

Поэтому, наблюдаемое распределение эксцентриситетов и наклонов должно быть реликтовым, т.е. таким, как во время формирования Солнечной системы. Сам механизм захвата растущим гравитационным полем протоЮпитера обладает той особенностью, что захватываются тела лишь с определенными орбитальными элементами. Так, доля захваченных тел падает от 30% до 6% с ростом эксцентриситета планетезималей от 0.05 до

0.3. А для тел с наклонами орбит в диапазоне 20 - 40 эффективность захвата падает от 30% до нуля, в то время как для тел с наклонами 0 - 20 она постоянна и составляет 30% [141].

Эти недостатки модели были очевидны и ее авторам, поэтому ими были высказаны различные предположения относительно механизмов, способных снять указанные противоречия. Было показано, что наклон орбит троянцев может быть увеличен от первоначального значения до 20-30 за счет включения в модель влияния вековых резонансов [141, 142, 229]. В частности, резонанс Лидова-Козаи при разумных предположениях относительно эксцентриситетов тел, захваченных на троянские орбиты, позволяет объяснить рост наклонов на 10 [141]. Влияние вековых резонансов 16 и 5 (подробнее см. [143] ввиду избирательности также не эффективно. Так первый резонанс воздействует на орбиты троянцев, наклоны которых лежат в диапазоне между 15 и 20, второй же действует только на сильно наклоненные орбиты (i40).

Другой возможностью для разрешения вышеуказанного противоречия может служить процесс, аналогичный предложенному в работах [225] и [169] и предполагающий наличие в популяции троянцев массивных тел, которые своим гравитационным полем при многократных сближениях возбудили популяцию и были выброшены из зоны троянцев взаимными возмущениями.

Численное моделирование с учетом столкновений, диссипативных процессов в газопылевом протопланетном диске, вековых резонансов и/или в присутствии возмущающих тел планетных масс, а также орбитальной эволюции тел, образовавшихся при столкновениях, не проводилось. Поэтому нет достаточных оснований утверждать, что модель локального захвата удовлетворительно описывает наблюдаемое распределение орбитальных параметров троянцев.

В настоящее время, частично под влиянием вышеупомянутых причин, модели, предполагающие реликтовость троянцев, перестали активно разрабатывать. Основное внимание исследователей переключилось на развитие гипотезы захвата тел из внешней части Солнечной системы при миграции планет-гигантов.

Гипотезы захвата тел из внешней части Солнечной системы. В работах [64, 135, 136, 90, 91, 82] детально разрабатывались гипотезы влияния миграции планет-гигантов на раннем этапе эволюции Солнечной системы на популяции малых тел.

Необходимым исходным пунктом в этой гипотезе является более компактное изначальное расположение планет-гигантов по сравнению с современным. Предполагается, что в процессе миграции Юпитер двигался к Солнцу, а Сатурн, Уран и Нептун удалялись от Солнца [80], при этом Юпитер и Сатурн какое-то время могли находиться в резонансе 2:1. Согласно работам [79, 147, 152, 216] во время прохождения этого резонанса регион, в котором находятся троянцы Юпитера, становится полностью нестабильным, и, следовательно, все тела, находящиеся в нем, должны быть выброшены. Но если в первых двух работах из этого результата делался вывод о том, что эта конфигурация так и не была реализована, и троянцы являются реликтовой популяцией, то авторы третьей работы [152] делают противоположный вывод. Предполагается, что после выброса из области нестабильности практически всех тел, захват на троянские орбиты новых тел происходит в короткий промежуток времени сразу после прохождения Юпитером и Сатурном резонанса 2:1.

Механизм, обеспечивающий проникновение этих тел в троянскую область, т.н. хаотический захват, довольно специфичен, и работает только при пересечении планетами (Юпитером и Сатурном) резонанса 2:1. В этой же работе высказана гипотеза, что источником захватываемых тел являются именно те тела, за счет взаимодействия с которыми планеты и совершают миграцию, и которые под воздействием мигрирующих протопланет выбрасываются со своих орбит. Согласно модельным расчетам, доля пробных частиц, которые будут в дальнейшем захвачены на троянские орбиты, составляет лишь 10-6.

Также согласно модели [152], до захвата на троянские орбиты, выброшенные при миграции тела, прошли стадию больших эксцентриситетов. Причем около 70% тел на протяжении 104 лет имели перигелийное расстояние менее 2 а.е. Т. е. за время пребывания на орбитах с большими эксцентриситетами тела, выброшенные при миграции планетгигантов из внешней части Солнечной системы, могли потерять со своей поверхности все летучие компоненты. Однако остается неясным, какой механизм ответственен за уменьшение эксцентриситетов со значений, характерных для кометных орбит, до малых величин, характерных для современной популяции троянцев.

Сильной стороной этой модели (т.н. Nice model) является то, что удалось связать в единую цепь такие события в ранней истории Солнечной системы, как выброс тел из области пояса Койпера во внутреннюю часть Солнечной системы мигрирующими прото-гигантами и фаза поздней бомбардировки Луны [83]; захват части этих тел на троянские орбиты [152]; а также объяснение основных динамических свойств пояса Койпера [127]. Эта модель продолжает активно разрабатываться, например, в работах [134; 128;

133].

Группа Гильды. Исследования динамической эволюции группы Гильды стимулировались необходимостью проверки ее устойчивости на космогонических интервалах времени и оценка чувствительности распределения орбитальных элементов к параметрам моделей миграции.

Специально вопрос происхождения конкретно этой популяции малых тел не ставился. Считалось, что, как и троянцы, это реликтовая популяция, стабилизированная на всем времени существования резонансом с Юпитером [74]. По-видимому из-за того, что распределение наклонов орбит в группе Гильды в два раза уже, чем у троянцев, и не отличается от распределения астероидов главного пояса, динамика тел этой группы не исследовалась столь же подробно, как в случае троянцев. Но, после предсказания возможности миграции планет-гигантов, была сделана попытка рассмотреть последствия миграции Юпитера [71] и резонанса 2:1 между Юпитером и Сатурном на эту популяцию [30]. Основное внимание было обращено на адекватное воспроизведение наблюдаемого распределения т.н.

квазисобственных эксцентриситетов (т.е. величин эксцентриситетов, усредненных на длительном интервале времени). В первой работе показана устойчивость группы Гильды на интервале в 2·109 лет и, что при начальном распределении эксцентриситетов пробных тел в диапазоне 0 – 0.05, миграция Юпитера к Солнцу на 0.45 а.е. за время t105 лет приводит к удовлетворительному согласию с наблюдаемым распределением.

В работе [30] подтверждено существование двух семейств, генетически связанных с астероидами (153) Гильда и (1911) Шубарт. Так, семейство (1911) Шубарт имеет граничную скорость отделения 60 м/с и в него входит 60 астероидов. Наклон распределения по абсолютным звездным величинам этих астероидов равен -0.48±0.02, что существенно выше среднего значения для всей группы Гильды. Это семейство образовалось при разрушении родительского тела размером 120 км ударником в 25 км [30]. Используя данные SDSS авторы, относят тела семейства к С-типу, а возраст семейства оценивают в (1.7±0.7)·109 лет. Семейство (153) Гильды выделяется лучше:

граничная скорость 150 м/с, число членов ~ 200, наклон распределения по абсолютным звездным величинам равен -0.50±0.02. Это семейство образовалось 4 млрд. лет назад при столкновении с 210 км родительским телом тела в 50 км. Семейство (153) Гильды таким образом, оказалось одним из старейших семейств астероидов. Это может служить еще одним указанием на то, что группа Гильды является реликтовой.

Троянцы Юпитера как и группа Гильды, согласно имеющимся гипотезам об их происхождении, образовались за т.н. "снеговой линией", т.е.

за границей области, в которой при формировании тел в протопланетном облаке имели место условия для конденсации водяного льда [36, 203]. Так что совсем неудивительно ожидать наличие следов водяного льда на поверхности этих тел. К тому же у тел, размером сравнимых с крупнейшими троянцами и астероидами группы Гильды, нет внутренних источников тепла, достаточных для плавления ледяной фазы, а скорость сублимации водяного льда на расстоянии группы Гильды и Юпитера мала, для полной сублимации поверхностных льдов за время нескольких миллиардов лет.

1.4. Физические свойства Существующие к настоящему времени модели захвата троянцев и астероидов группы Гильды предполагают различные места их происхождения, а значит и различные физические свойства. Именно это делает изучение их физических свойств столь важным для проверки гипотез о происхождении.

1.4.1 Параметры осевого вращения. Одной из физических характеристик любого астероида является вектор момента импульса, который определяется тензором инерции и вектором угловой скорости. В случае если вращение происходит вокруг одной из главных осей инерции, то вектор момента импульса пропорционален вектору угловой скорости и по величине совпадает с ним по направлению, а коэффициентом пропорциональности служит момент инерции относительно оси вращения.

Для полного описания вектора угловой скорости (т.е. определения его величины и направления) необходимы длительные ряды разнесенных по времени наблюдений. Значительно проще, по наблюдениям кривых блеска астероида, определяется модуль этого вектора – частота вращения.

Троянцы Юпитера. Первым астероидом-троянцем, для которого был определен период вращения, стал (624) Гектор [57]. В этой пионерской работе, помимо периода вращения по наблюдениям за период 1957 – 1968 гг., также были определены координаты полюса этого астероида. За указанный период наблюдений амплитуда кривой блеска Гектора изменялась от 0.1m до

1.2m, что указывало на экстремально вытянутую форму этого тела. Позже были выдвинуты предположения о том, что Гектор представляет собой контактно двойную систему [100].

Число троянцев с известными периодами вращения росло довольно медленно, вследствие трудностей их наблюдений из-за удаленности от Солнца и, соответственно, слабого блеска. Накопленные к началу 1990-х наблюдения кривых блеска проанализированы в работе [25]. Для 10-ти из 31го троянца имелись только нижние оценки периодов вращения, а более или менее точно периоды были определены только для 8 тел. Еще через 10 лет количество троянцев с измеренными кривыми блеска возросло до 75 [20].

Анализ их распределения по скоростям вращения показал, что среднее значение скорости вращения троянцев 2.14±0.12 об/сут. статистически не отличается от выборки тел из главного пояса. Отметим, что диаметры большинства из рассмотренных троянцев лежат в интервале 70-150 км. Более того, распределение троянцев по скоростям вращения значительно лучше соответствует максвелловскому [21]. Этот факт интерпретировался как указание на более интенсивную столкновительную эволюцию по сравнению с астероидами главного пояса.

С задачей измерения кривых блеска непосредственно связана и возможность обнаружения двойных астероидов [124] среди троянцев. Поиск двойных троянцев [137], показал, что из 114 наблюдавшихся объектов два:

(17365) 1978 VF11 с амплитудой 0m.98±0m.02 и (29314) 1994 CR18 с амплитудой 1m.05 ± 0m.03 могут быть контактными двойными системами, к таковым относят и (624) Гектор [37].

Группа Гильды. Первые фотометрические наблюдения астероида из группы Гильды были опубликованы в 1976 [209] – для астероида (1212) Франчетте была получена оценка амплитуды кривой блеска и периода вращения (0.04 зв.вел. и 16 часов – величины, не проверенные повторными наблюдениями до сих пор). К середине 1990-х по данным работ [102, Zappal`a et al. 1989, 224, 25, 49, 115, 209] были получены удовлетворительные кривые блеска только для 7 астероидов группы Гильды и еще для 8 – сделаны оценки значений периода и амплитуды. Ситуация изменилась благодаря работам [44, 46], в которых изложены результаты семилетнего фотометрического обзора тел группы Гильды. Анализ измереных кривых блеска 47 астероидов показал, что средняя амплитуда тел группы Гильды (0.31 зв.вел.) заметно больше чем у астероидов главного пояса тех же размеров, а распределение по скорости вращения существенно отличается от максвеллового из-за большого избытка медленно вращающихся тел. Более половины наблюдавшихся тел имели периоды вращения свыше 12 часов.

После этих работ фотометрические наблюдения тел группы Гильды практически прекратились.



Pages:   || 2 | 3 | 4 | 5 |   ...   | 6 |


Похожие работы:

«Академия наук Республики Таджикистан Институт языка, литературы, востоковедения и письменного наследия им. Абуабдулло Рудаки Гасеми Тахте Чуб Насрин Структурно-семантические особенности астрономических терминов в словаре «Kaf-ul-luot va istilohot» Sur-i Bahor Специальность: 10.02.22языки народов зарубежных стран Европы, Азии, Африки, аборигенов Америки и Австралии (иранские языки) Диссертация на соискание ученой степени кандидата филологических наук Научный руководитель:...»

«УДК 522.33-38:523.81 Шульга Александр Васильевич МОНИТОРИНГ ОБЪЕКТОВ ОКОЛОЗЕМНОГО КОСМИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА НАЗЕМНЫМИ ОПТИЧЕСКИМИ И РАДИО СРЕДСТВАМИ 01.03.01 – Астрометрия и небесная механика Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук Научный консультант доктор физико-математических наук профессор Пинигин Г.И. Киев СОДЕРЖАНИЕ №...»

«Бурданов Артем Юрьевич Результаты поиска кандидатов в транзитные экзопланеты на телескопе МАСТЕР-II-Урал Коуровской астрономической обсерватории 01.03.02 – Астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата...»







 
2016 www.konf.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Авторефераты, диссертации, конференции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.