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


Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |

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

-- [ Страница 4 ] --

Таким образом, подводя итоги обсуждению фотометрических моделей, можно сказать, что возможность объяснения линейности фазовых зависимостей блеска очень большой шириной области ОЭ, и соответственно, высокой плотностью упаковки кажется не оправданной. В первую очередь из-за получающейся таким образом исключительности тел Р-, и D-типов по сравнению со всеми другими, при том, что все они прошли схожие этапы столкновительной эволюции, играющей основную роль в формировании формы и структуры поверхности астероидов. С учетом наблюдательных фактов, приведенных выше и касающихся в первую очередь значений фазового наклона и геометрического альбедо, нам представляется наиболее приемлемыми следующие предположения о свойствах их поверхностей:


наличие крупных и не предельно плотно упакованных частиц, которые обладают сильным поглощением в широком диапазоне длин волн, и соответственно, имеют малые альбедо, что подавляет практически полностью эффекты многократного рассеяния.

4.2 Сравнение фазовых зависимостей блеска троянцев Юпитера, астероидов группы Гильды, астероидов главного пояса и кентавров Одна из важных глобальных особенностей рассматриваемых резонансных популяций – однородность по таксономическому составу.

Абсолютное доминирование тел P- и D типов позволяет, проведя измерения фазовых зависимостей нескольких тел этих типов, получить некоторое представление обо всей популяции.

Из 23 наблюдавшихся астероидов фазовые зависимости были измерены для 9, для 8 из которых включая область ОЭ. Были получены фазовые зависимости для представителей типов С (334 Чикаго), Р (1162 Ларисса) и D (1748 Модерли) из группы Гильды; и тел Р (4709 Энном) и D-типов (588 Ахилл, 884 Приам, 1143 Одиссей, 2207 Антенор, 2357 Ферекл) среди троянцев Юпитера, т.е. всех основных композиционных типов, в этих популяциях.

Причем для группы Гильды до проведенных в рамках этой работы наблюдений фазовая зависимость блеска была известна только для одного астероида Р-типа (190) Измена [186]. Полученные данные увеличивают число известных фазовых зависимостей астероидов в группе Гильды с одной до четырех, охватывая теперь все основные типы в группе Гильды.

Для троянцев Юпитера детальные фазовые зависимости блеска получены впервые. Измеренные нами фазовые зависимости блеска троянцев принадлежат четырем телам из группы L5 – 4 и двум из – L4. К тому же, это были и первые измерения фазовых зависимостей тел D-типа.

Результаты наблюдений представлены в таблицах 3.2 и 3.4. Одним из главных выводов, который следует из представленных данных, – это отсутствие, на уровне ошибок наблюдений, участка нелинейного роста блеска для астероидов типов P и D как из группы Гильды, так и из троянцев.

Полученный наблюдательный материал подтверждает предположение о малости амплитуды ОЭ у троянцев [73], и позволяет распространить его на все тела этих двух типов в рассматриваемых резонансных популяциях.

Только астероид (334) Чикаго, принадлежащий к малочисленному среди группы Гильды (3.9 а.е.), но доминирующему во внешней части главного пояса (2.7 – 3.3 а.е.) типу С, показывает типичную для тел данного типа фазовую зависимость с ОЭ.

Наклоны линейных участков фазовых зависимостей наблюдавшихся нами астероидов типов P и D имеют очень близкие, практически совпадающие значения. Иными словами, величины фазовых наклонов этих астероидов, в рамках существующей точности наблюдений, не зависят ни от принадлежности к конкретной резонансной группе (троянцы Юпитера или группа Гильды), ни от таксономическому типу (P или D). Отличие между данными типами заключается, в первую очередь, в спектральном ходе отражательной способности, при этом распределения альбедо представителей этих типов статистически не различимы (см. 4.3). Повидимому, наклон линейной части зависит прежде всего от альбедо поверхности, как и для астероидов главного пояса, для которых найдена тесная корреляция между наклоном линейной части фазовой зависимости и логарифмом альбедо: =a+b·lg(pV), где – наклон; pV – геометрическое альбедо; параметры a=0.013 и b=0.024 [23].

Уже первая детально измеренная фазовая зависимость троянца (588) Ахилл [186] показала отсутствие ОЭ и линейность вплоть до минимальных углов фазы. Другие троянцы, наблюдавшиеся нами [188, 191, 196, 198], имеют практически идентичные фазовые зависимости (рис.4.2). Среднее значение наклона линейной части для представленных на рис. 4.2 шести троянцев (см. табл.3.2) =0.042±0.002. Также не заметно отличий и между представителями групп L4 и L5, хотя для подтверждения этого необходимы дальнейшие наблюдения тел из L4. Такое подобие указывает, совместно с данными о показателях цвета [207] и альбедо [88] на то, что троянцы являются очень однородной группой. Такая однородность этой популяции относительно различных физических свойств может служить важным ограничением при анализе существующих гипотез о ее происхождении.





В статье [178] приведены полученные авторами фазовые зависимости 9 троянцев, но построенные без учета изменения блеска из-за вращения.

Выводы, которые авторы делают, следующие: 1) наклоны линейных участков фазовых зависимостей лежат в интервале от 0.09 зв.вел./градус до -0.02 зв.вел./градус с медианным значением 0.05 зв.вел./градус; 2) это значение слишком велико для теневого механизма, поэтому должно доминировать когерентное усиление обратного рассеяния; 3) по характеристикам фазовых зависимостей троянцы неотличимы от тел, образовавшихся во внешней части Солнечной системы и кардинально отличаются от всех типов астероидов главного пояса. Все это, по мнению авторов, указывает на неверность традиционного взгляда на троянцев, как на реликтовую популяцию. Авторы находят в полученных ими данных подтверждение теории хаотического захвата этих объектов из внешней части Солнечной системы [152].

–  –  –

0.4 0.6 0.8 1.0

–  –  –

Рис.4.2. Сравнение фазовых зависимостей блеска троянцев Юпитера, полученных в данной работе.

Но, наблюдательный фундамент, на котором эти выводы построены в [178], оказался крайне непрочным сразу по нескольким причинам. Несмотря на то, что наблюдения были выполнены в Сьерро-Тололо (Чили) на телескопе с апертурой в 1.3 м., даже визуально заметен значительно больший разброс точек относительно полученных в данной работе (рис.2.2 в главе 2).

Причина заключается в том, что амплитуды кривых блеска троянцев в среднем составляет 0m.2 (см. [20], а изменения блеска с изменением фазового угла обычно не превышают ~0m.4. Т.е. эти величины сравнимы, и отсутствие коррекции за амплитуду кривой блеска привело к большой ошибке в определении фазового наклона. И даже к совершенно парадоксальному результату - отрицательному наклону у астероида (51378). Таким образом, очевидно, что использованный в [178] подход для построения фазовых зависимостей неверен с методической точки зрения и, соответственно, выводы, сделанные в этой работе, не имеют под собой достаточных оснований. Более того, дальнейший анализ полученных данных и сравнение параметров фазовых зависимостей приходят в прямое противоречие с выводами статьи [178].

Теперь перейдем к анализу полученных фазовых зависимостей блеска астероидов группы Гильды. Как уже упоминалось, к началу данной работы была измерена фазовая зависимость только одного представителя (190) Измена [185]. Из 12 астероидов, наблюдавшихся нами, фазовые зависимости получены для 3 астероидов. Таким образом, получены фазовые зависимости для представителей всех основных типов группы Гильды. Из них только для астероида С-типа наблюдался ОЭ, а у P и D фазовые зависимости линейные вплоть до предельно малых фазовых углов.

Отсутствие заметного нелинейного возрастания блеска вблизи оппозиции было обнаружено не только у астероидов группы Гильды и троянцев Юпитера Р- и D-типов, но и у некоторых низкоальбедных астероидов главного пояса. Информация о таких объектах собрана в табл. 4.2.

В ней приведены классификация по [215]; большая полуось; величины диаметров и альбедо из [88], а для астероидов 165, 190, 419 и 1143 – из [217];

показатель цвета U-B; диапазон фазовых углов, в котором наблюдался астероид, амплитуда оппозиционного эффекта mОЭ, определенная как

–  –  –

В результате проведенных наблюдений в данной работе этот список был увеличен более чем в два раза, т.к. дополнен еще 8 астероидами. Все тела, не показывающие ОЭ, являются низкоальбедными, относящимися к типам Р, D и F, или же предполагающие эти типы при неоднозначной классификации (X, CP, PD). Для всех этих тел характерны невысокие значения показателя цвета U-В, не превышающие 0.29.

Низкоальбедные астероиды главного пояса, демонстрирующие ОЭ, имеют показатель цвета U-B0.32. У астероида (334) Chicago, единственного объекта группы Гильды с ОЭ, показатель цвета U-B=0.38. При этом его фазовая зависимость совпадает с фазовыми зависимостями представителей С-типа из главного пояса (рис. 4.3 и 4.4) как по величине наклона линейной части, так и по амплитуде ОЭ и углу начала нелинейного роста блеска.

Все это может указывать на то, что за формирование фазовой зависимости вне области ОЭ (которую характеризует наклон линейной части) в наибольшей степени ответственна отражательная способность (т.е.

альбедо) астероида. В области же ОЭ включаются также факторы, которые формируют, или, по крайней мере, участвуют в формировании спектра тела в синей и ультрафиолетовой части (отсюда корреляция "U-B – амплитуда ОЭ"). Таким образом, зависимость амплитуды ОЭ от показателя цвета U-B, установленная ранее для астероидов главного пояса [23] оказывается справедливой и для тел, находящихся за его границей – в резонансных группах. Этот факт может служить еще одним доказательством в пользу того, что троянцы и астероиды группы Гильды близки по своим свойствам с телами главного пояса.

Несмотря на то, что число объектов сравнения мало и в различных группах различно, такое сравнение вполне оправдано, поскольку критерием для отбора объектов наблюдения было разнообразие их по динамическим и физическим свойствам, что приближает нашу выборку к репрезентативной.

Наиболее интересным представляется сравнение тел, принадлежащих к одному типу во всех трех группах: главном поясе, группе Гильды и троянцах.

Для троянцев наблюдательные данные в области ОЭ получены только для астероидов D-типа. Отсутствие наблюдательных данных для типа Р среди троянцев, не позволяет провести сравнение оптических свойств тел данного типа на различных гелиоцентрических расстояниях: от главного пояса и до троянцев Юпитера с учетом группы Кибелы и Гильды. Также как и отсутствие данных для тел D-типа в главном поясе и единичные данные для группы Гильды ограничивает возможность для сравнительного анализа по телам этого типа. Это задача для дальнейших исследований.

Сравнение с кентаврами, вообще говоря, необходимо проводить с учетом деления этой популяции на две подгруппы: т.н. "серых" и "красных" кентавров, в зависимости от величины наклона спектра. По спектральным свойствам наиболее близки к телам D-типа именно "серые" или нейтральные кентавры. Так, в статье [173] к Р-типу отнесены тела, спектральный наклон которых заключен в интервале от 1.5·10-5 -1 до 7.5·10-5 -1, к телам С-типа отнесены все объекты, чей спектр имеет наклон менее 1.5·10-5 -1, а к D-типу

– с наклоном, превышающим 7.5·10-5 -1. В работе [78] граница между типами Р и D проведена при наклоне 5.5·10-5 -1. Красные же кентавры имеют наклоны в диапазоне (20-30)·10-5 -1 (см. например, [167]).

Необходимо отметить, что на данном этапе сравнение троянцев и кентавров носит лишь предварительный характер, т.к. качественные измерения фазовых зависимостей в обеих популяциях есть пока только для отдельных тел. Кроме того диапазон возможных фазовых углов у кентавров существенно меньше чем у троянцев (7-8, против 12), и зачастую не превышает 5-6.

При сравнении с главным поясом, кроме отличия в диапазоне фазовых углов (10-12 против 20-25), проявляется и отличие в величине выборок. В главном поясе и группе Кибелы классифицировано 67 тел типов D и Р (по классификации [215]. Из них только для одного астероида Р-типа (102) и трех с недостаточно надежной классификацией между типами С или Р (50, 59, 91), измерены фазовые зависимости [183]. Все, кроме астероида (59) Элпис показывают ОЭ с амплитудой около 0.1 зв.вел. Но величины фазовых коэффициентов практически совпадают и альбедо близки между собой, и по этим параметрам они не отличаются от астероидов группы Гильды и троянцев. Для сравнительного анализа были также использовали фазовые

–  –  –

0.6 0.8 1.0 1.2

–  –  –

0.4 0.6 0.8 1.0 1.2

–  –  –

Рис.4.4. Сравнение фазовых зависимостей блеска астероидов С-типа из главного пояса (105) Артемида, (313) Халдея, (444) Гиптис, и из группы Гильды (334) Чикаго.

Сравнительный анализ фазовых зависимостей тел из группы Гильды, троянцев и тел главного пояса, имеющих тот же композиционный тип поверхности (рис. 4.3, 4.4, 4.5), показывает, что астероиды, относящиеся к одному типу, демонстрируют очень близкое поведение блеска с фазовым углом, по крайней мере, на линейном участке фазовой зависимости.

Насколько важна полученная информация о фазовых зависимостях блеска троянцев, в том числе и для поддержки различных гипотез об их происхождении, может служить работа [178]. Высказанное в ней предположение о четком отличии фазовых зависимостей троянцев и тел главного пояса, служит одним из доказательств, по мнению авторов, гипотезы захвата в рамках космогонической модели NICE. Для проверки слишком необоснованного с нашей точки зрения предположения представляется необходимым сравнить полученные нами фазовые зависимости троянцев с имеющимися в литературе зависимостями кентавров.

Для этого использованы фазовые зависимости трех кентавров, для которых они измерены наиболее точно и с учетом кривой блеска: (31824) Элад, (60558) Эхекл, и (10370) Хилонома. Из рисунка 4.6 видно, что фазовые зависимости троянцев Юпитера существенно отличаются от фазовых зависимостей кентавров [188]. Для кентавров фазовые коэффициенты близки к величине 0.14±0.05, что в три раза больше характерного для троянцев значения.

Относительная звездная величина

–  –  –

0.0 0.2 0.4 0.6

–  –  –

Рис.4.6.Составная фазовая зависимость блеска трех троянцев и трех кентавров.

Как видно из рис. 4.6., ни о какой неотличимости фазовых зависимостей, которую констатируют авторы [178] и даже схожести с телами внешней части Солнечной системы, речь не идет. В то же время, на зависимостях "фазовый наклон - альбедо", "U-B – фазовый наклон", троянцы и астероиды группы Гильды вместе с телами главного пояса представляют одну последовательность. Следовательно, выводы работы [178] полностью опровергаются приведенными результатами наших наблюдений.

Таким образом, можно кратко суммировать, что ход фазовых зависимостей блеска астероидов группы Гильды и троянцев Юпитера существенно отличается от фазовых зависимостей кентавров и совпадает с фазовыми зависимостями астероидов главного пояса тех же композиционных типов. Практически идентичное поведение степени поляризации излучения тел Р- и D-типов в зависимости от угла фазы, насколько можно судить по имеющимся данным, также указывает на близость свойств поверхности троянцев и группы Гильды. Схожесть тел этих двух резонансных популяций проявляется еще в одном очень важном явлении, а именно они вписываются в общую картину распределения числа астероидов различных композиционных типов в зависимости от гелиоцентрического расстояния (рис. 4.7). Иными словами имеет место непрерывный переход от астероидов главного пояса к этим группам.

1.0

–  –  –

Рис.4.7. Зависимость доли тел данного спектрального типа от расстояния до Солнца. Данные взяты из (http://sbn.psi.edu/pds/resource/taxonomy.html).

4.3. Критический анализ результатов определения альбедо и диаметров троянцев и астероидов группы Гильды по данным спутниковых радиометрических обзоров WISE, Akari, Spitzer и IRAS.

Практически одновременно, в конце 2011 г., были опубликованы результаты двух радиометрических обзоров, выполненных орбитальными космическими телескопами – американским WISE и японским Akari. В таблице 4.3 представлены характеристики этих и более ранних радиометрических обзоров инфракрасными телескопами IRAS (1983 г.) и Spitzer (2003-2009 гг.), указаны апертура телескопа, время активной фазы обзора, полосы в которых проводились измерения и число исследованных астероидов.

С появлением большого объема новых данных представляется целесообразным провести их сравнение. Важность такого сравнения связана с тем, что впервые определены такие фундаментальные параметры как альбедо и диаметр не для отдельных тел, составляющих лишь малую долю популяции, а практически для всех тел крупнее 20 км.

–  –  –

Поэтому так важно попытаться в сравнительном анализе выяснить наличие или отсутствие систематических ошибок в определении альбедо и диаметров. К тому же, в отличие от обзоров IRAS и Akari для получения значений диаметров и альбедо из измеренных WISE тепловых потоков использовалась другая методика.

Прежде чем приступить к анализу полученных в этих обзорах данных остановимся кратко на описании тепловых моделей, используемых для интерпретации измеренных потоков в тепловом диапазоне.

Сущность радиометрического метода определения диаметров и альбедо астероидов состоит в одновременном измерении потоков излучения от этих тел в видимом и тепловом диапазонах [123].

В общем случае интегральный поток в видимом диапазоне от сферического тела единичного радиуса равен [27]:

–  –  –

Очевидно, что поток в видимом диапазоне пропорционален величине отраженной энергии D2·p, энергия же поглощенная затем переизлучается в тепловом диапазоне и ее поток пропорционален D2·(1–А), где D – диаметр, А

– болометрическое альбедо Бонда, которое, в свою очередь, равно произведению p·q (p – геометрическое альбедо, q – т.н. фазовый интеграл).

Далее делается предположение о "серости" излучения, т.е. что спектр астероида имеет плоский вид и р=рv, т.е. болометрическое геометрическое альбедо считается равным альбедо в полосе V. В таком случае из закона сохранения энергии можно записать [123]

–  –  –

(4.29) где R – радиус астероида, S – величина солнечной постоянной на расстоянии, где находится астероид, – постоянная Стефана-Больцмана, – излучательная способность, – параметр, позволяющий компенсировать неламбертовость теплового излучения (т.е. его анизотропию), T(,) – распределение температуры по поверхности астероида.

Есть два предельных случая, позволяющие представить закон распределения температуры по поверхности в достаточно простом виде.

Первый – это случай не вращающегося астероида, когда распределение температуры симметрично относительно подсолнечной точки, т.е.

пропорционально TSScos(z), где z – зенитное расстояние Солнца над данной точкой поверхности, TSS – температура подсолнечной точки. Далее в этой т.н.

Стандартной Тепловой Модели (сокращенно - СТМ), делаются следующие предположения: 1) поверхность невращающегося астероида находится в тепловом равновесии с солнечным излучением; 2) измерение потока осуществляется при нулевом фазовом угле, т.е. подсолнечная точка и точка, в которой Земля расположена в надире, совпадают. В таком случае из-за симметрии условий освещения при /2:

–  –  –

(1 A) S 4 = TMAX (4.33) Стандартная тепловая модель подробно описана в работе [123] и широко используется до настоящего времени. Нужно отметить, что основные предположения, лежащие в основе СТМ, являются, очевидно, и ее самыми уязвимыми местами. Во-первых, предположение о нулевом фазовом угле практически никогда не выполняется, поэтому все измерения в ИК-диапазоне необходимо приводить к нулевому углу фазы. Для решения этой задачи необходимо знать фазовую зависимость астероида в тепловом диапазоне.

Даже в видимом диапазоне измерение фазовой зависимости трудоемкая работа, при переходе в ИК-диапазон задача многократно усложняется. Не говоря уже о том, что в идеальном случае необходимо для приведения на нулевой фазовый угол измерений некоторого астероида использовать фазовую зависимость этого же конкретного астероида, по крайней мере, важно знать типичное поведение тепловой фазовой функции для тел данного таксономического типа. Правда, последнее требование ослабляется тем, что закон излучения нагретого тела более универсален по сравнению с законами отражения света шероховатыми поверхностями, т.е. менее чувствителен к начальным условиям. Универсальность, очевидно, определяется близостью излучающей поверхности к абсолютно черному телу (АЧТ). На момент же создания СТМ [123] были измерены тепловые спектры только несколько астероидов, и на основании этих единичных измерений было принято среднее значение фазового коэффициента в ИК-диапазоне 0.011 зв.вел./градус, т.е. априори фазовая зависимость считалась линейной.

Следующее слабое место СТМ связано с переходом от болометрических величин, входящих в уравнения, к измеряемым в некоторой полосе потокам.

Так, в уравнениях (4.17) и (4.19) тепловой поток от астероида является функцией его диаметра, болометрического альбедо Бонда и солнечной постоянной на расстоянии астероида. Поскольку, для получения болометрических величин необходимо проинтегрировать все приходящее излучение от астероида по всем длинам волн, что практически неосуществимо, то, во-первых, в СТМ используется вместо болометрических "квазимонохроматические" величины, т.е. измеренные в полосе V. Вовторых, для нахождения фазового интеграла нужно измерить полную фазовую зависимость блеска в диапазоне от 0 до 180, что в силу очевидных причин невозможно при наземных наблюдениях. Для нахождения фазового интеграла используется эмпирически найденное соотношение (2.15) – при использовании аппроксимирующей HG-функции или (2.16) при HG1G2 – функции. Иными словами, мы фактически заменяем реальную фазовую зависимость блеска астероида HG-функцией, определяя ее параметры по измеренному небольшому участку. Но, как было показано выше, эта функция совершенно непригодна для аппроксимации фазовых зависимостей троянцев и астероидов группы Гильды, у которых отсутствует участок нелинейного роста блеска на малых фазовых углах.

Еще одно слабое место в СТМ связано с определением величины, т.н.

лучевого параметра. Как видно из формулы (4.19), этот параметр корректирует температуру подсолнечной точки. Его введения обосновывалось следующими причинами: а) поскольку реальный астероид не удовлетворяет требованию (4.19), т.е. за счет не нулевой теплопроводности ночная сторона тоже излучает; б) каждая бесконечно малая площадка поверхности астероида излучает не изотропно, поскольку есть преимущественное направление – на Солнце. Отклонение углового распределения собственного теплового излучения от изотропного хорошо известно для Луны. Очевидно, что анизотропия теплового излучения сказывается наиболее сильно только вблизи нулевого фазового угла, иными словами имеет место также своеобразный "оппозиционный эффект".

Соответственно, параметр можно использовать только после приведения к фазовому углу в 0. Величина параметра была вычислена так, чтобы удовлетворить имеющимся измерениям диаметров нескольких астероидов, выполненным по покрытиям ими звезд. Для Цереры и Паллады диаметры, полученные радиометрическим методом, хорошо совпадают с диаметрами из покрытий звезд при значении =0.756±0.014. Именно это значение было использовано для вычисления альбедо и диаметров по данным спутника IRAS.

Перейдем теперь к сравнительному анализу полученных данных. Из сказанного выше, можно ожидать, удовлетворительного согласия между определенными величинами в обзорах Akari и IRAS, поскольку методика обработки результатов измерений в этих обзорах одинакова. В них использовалась СТМ с постоянным параметром =0.756. В то время как в обзоре WISE [88] использовалась другая модель – NEATM [99], разработанная для астероидов, сближающихся с Землей. Она была разработана, т.

к. ни СТМ, ни модель быстро вращающегося астероида не описывали удовлетворительно распределение энергии в спектре сближающихся с Землей астероидов. Астероид также как и раньше предполагается сферическим, а температура распределена по тому же закону, что и в СТМ. Однако входящий в формулу (4.33) параметр больше не полагается фиксированным по своей величине, а становится свободным. Еще одно отличие от СТМ – другой путь учета фазового угла. Если в СТМ фазовая зависимость в ИК-диапазоне полагается линейной, а ее наклон найден эмпирически по наблюдениям нескольких астероидов главного пояса на углах фазы до 30, то астероиды, сближающиеся с Землей имеют существенно больший диапазон изменения фазового угла, а аналогичных измерений тепловой фазовой функции для них нет. Поэтому в модели NEATM для гладкого сферического тела численно рассчитывается тепловой поток, приходящий к наблюдателю от части видимого диска.

Усредненные значения величин альбедо, диапазон диаметров и альбедо и размер выборок троянцев по разным обзорам сведены в таблице 4.4, а для группы Гильды эти данные даны в таблице 4.5. Заметно, что чем меньшие астероиды попали в выборку, тем больше среднее значение альбедо и величина максимального альбедо.

–  –  –

На рис.4.8 показано сравнение значений диаметров и альбедо троянцев, полученных по результатам космических миссий WISE [88], Akari [217] и IRAS [213] а также по данным наземных наблюдений [65]. Заметно наличие систематических отличий в величинах диаметров между результатами WISE и Akari, и практически отсутствие согласованности в результатах определения альбедо. Подобная ситуация возникает и при сравнении данных WISE и наземных наблюдательных данных [65]. В то же время результаты Akari и IRAS как по диаметрам, так и по альбедо показывают замечательное согласие. Различие между результатами WISE с одной стороны и результатами Akari и IRAS – с другой находит объяснение в отличии методик. Использование еще одного свободного параметра для подгонки наблюдательных данных WISE, улучшает сходимость результатов внутри выборки, но снижает достоверность полученных результатов.

Аналогичные выводы следуют и из сравнения значений альбедо и диаметров астероидов группы Гильды, полученных по данным обзоров в тепловом инфракрасном диапазоне космическими телескопами Akari, Spitzer, WISE и IRAS (рис.4.9). На основе проведенного сравнения можно сделать следующие выводы:

1. Значения диаметров троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды, определенных по результатам различных космических обзоров имеют систематические погрешности, что связанно, вероятнее всего, с использованием различных тепловых моделей.

2. Результаты определения альбедо троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды являются менее надежными по сравнению с величинами диаметров, а реальные погрешности в значениях альбедо гораздо больше, чем указанные авторами обзоров.

250 0.15

–  –  –

Рис. 4.8. Сравнение значений диаметров (слева) и альбедо (справа) троянцев по результатам различных обзоров: данные космических миссий WISE [88], Akari [217] и IRAS [213] а также данные наземных наблюдений [65] 250 0.20

–  –  –

0.10 0.05 0.00 0.00 0.05 0.10 0.15

–  –  –

Рис. 4.9. Сравнение значений диаметров (слева) и альбедо (справа) астероидов группы Гильды по результатам различных космических миссий WISE [89], Akari [217] и IRAS [213] а также Spitzer [174].

Для проверки правильности использования тепловой модели необходимо сравнение радиометрических диаметров с диаметрами, определенными прямыми методами. В настоящее время прямыми методами измерены диаметры всего семи троянцев Юпитера. Для пяти из них: (884) Приам, (911) Агамемнон, (1437) Диомед, (1867) Деифоб и (2260) Неоптолем диаметры получены по данным покрытий звезд [56]. Для двух других – из прямых измерений: (624) Гектор наблюдался на HST (Hubble Space Telescope) [204], а (617) Патрокл – на телескопе Keck [138]. Сравнение диаметров троянцев, полученных прямыми и косвенными методами, представлено в таблице 4.4. Отметим, что различия в значениях диаметров значительно превосходят погрешности индивидуального определения.

Частично эти различия могут быть связаны с используемой тепловой моделью, но в большей степени неточности в определении диаметров определяются вытянутой и неправильной формой этих тел, из-за которой площадь проекции на небесную сферу постоянно меняется. А поскольку радиометрия, выполненная без учета кривой блеска, не чувствительна к форме астероида, а только к излучающей в тепловом диапазоне площади его видимой части, то при неодновременных наблюдениях в оптическом и ИКдиапазонах мы будем получать не согласующиеся результаты, чему лучшим примером служит (624) Гектор (см. табл. 4.6). Кроме того, сказывается и изменение аспекта наблюдений со временем. Значение же диаметра, найденное из покрытия, также относится только к определенной проекции.

Без информации, о том, на какой участок кривой блеска пришелся момент покрытия, невозможно установить к какой именно проекции относится измеренная величина диаметра.

Показательным примером упомянутых недостатков может служить троянец (4709) Энном, наблюдавшийся в данной работе. Его альбедо, найденное по наземным наблюдениям в ИК-диапазоне равно 0.18 [65], что более чем в два раза выше определенного в обзоре IRAS (см. табл. 3.1) значения 0.074. Такое высокое альбедо было интерпретировано как указание на наличие льда на поверхности данного астероида, были инициированы спектральные наблюдения [227] для подтверждения этого вывода. Однако никаких признаков полос поглощения льда в спектре обнаружено не было.

На ошибочность найденного высокого значения альбедо указывал также определенный в данной работе фазовый коэффициент, который коррелирует с альбедо поверхности [23]. На рис.3.16 в главе 3 также приведена аппроксимация HG-функцией фазовой зависимости (4709) Энном, чтобы показать насколько завышается величина Н по сравнению со значением, найденным исходя из линейной фазовой зависимости и доверительные интервалы для неё. Аспект во время наших наблюдений в 2011 году всего лишь на 20 по долготе и 5° по широте отличался от [65]. Была пересчитана абсолютная звездная величина из [65] с использованием линейного фазового коэффициента и получена H=8.58 зв. вел. Разница в значениях абсолютных звездных величин, определенных в данной работе и в работе [65], равна 0.29 зв.вел. Как было показано в [98] ошибки в определении абсолютной звездной величины оказывают влияние в основном на значение альбедо.

Используя формулу из [98], было получено альбедо 0.14 и 0.10 для двух калибровочных параметров 0.76 и 0.94, соответственно. Эти альбедо ниже, полученных [65], но выше значений, полученных по спутниковым радиометрическим обзорам (см. таблицу 3.1).

Независимое значение диаметра этого троянца (10891 км) было определено по результатам наблюдений покрытия звезды 11 августа 2011 г.

колаборацией наблюдателей Euraster (www.euraster.net/results/2011).

Наблюдения, выполненные в данной работе, позволяют определить точный момент затмения на кривой блеска (стрелка на рис. 3.15). Момент затмения оказался вблизи минимума, а абсолютная звездная величина на этот момент равна 8.85 зв.вел. с ошибкой ± 0.08 на 95% доверительном уровне.

Используя это значение и эквивалентный диаметр из покрытия, альбедо оказалось равным 0.053 ± 0.005, что существенно ниже всех ранее найденных значений и близко к типичному значению для троянцев [191].

–  –  –

[138] (указаны размеры отдельно первого и второго компонента); 2 [204]; 3 [208]; 4 [205]; 5 [56]; 6 http://www.asteroidoccultation.com есть указание на наличие спутника диметром 9 км.

Если типичные погрешности в определении диаметров радиометрическим методом составляют 20 – 25% (и существенно выше у тел с большой амплитудой кривой блеска), то в определении альбедо они могут доходить до 60%.

Это связано с тем, что для вычисления альбедо, во всех радиометрических обзорах, использовались абсолютные звездные величины из каталога MPC. В базе данных МРС абсолютная звездная величина, в большинстве случаев измерена с большой погрешностью. Это связано с тем, что основная цель наблюдений, по которым МРС рассчитывает абсолютную звездную величину, – астрометрия для уточнения орбит астероидов. При этом все наблюдения, полученные в разные оппозиции при различных аспектах и попавшие на разные участки кривой блеска, аппроксимируются нелинейной HG-функцией. Как показали проведенные фотометрические наблюдения (глава 3), из-за этого имеются систематические ошибки в определении абсолютных звездных величин троянцев Юпитера и астероидов группы Гильды, связанные как с недостатком высокоточной абсолютной фотометрии этих тел, так и с

–  –  –

0.20 0.15

–  –  –

Рис. 4.10. Сравнение абсолютных величин, полученных в данной работе и величин из каталога MPC (слева), и значений альбедо, вычисленных с новыми и старыми значениями абсолютных величин для диаметров из обзора WISE.

Так, нужно с осторожностью относиться к некоторым выводам, сделанным по результатам обзора с помощью космического телескопа WISE, который охватил практически все троянцы Юпитера с диаметрами больше 15-20 км. Однако, один из наиболее важных выводов – о высокой однородности популяции троянцев крупнее 10 км (предельный размер выборки) по величине альбедо [88], особо не подвергается сомнению. Другой вывод из результатов обзора WISE говорит об отличии среднего альбедо троянцев и астероидов группы Гильды [88]. Причем оказалось, что среднее альбедо троянцев выше среднего альбедо группы Гильды: 0.07±0.03 против 0.055±0.018. Это кажется достаточно странным, поскольку таксономический состав этих групп очень близок (см. раздел 1.4.3), а отличия в альбедо между двумя основными типами P и D ранее не обнаруживалось. Поэтому можно предположить, что такое отличие не имеет отношения к реальности, а является следствием систематических погрешностей в определении альбедо.

Так как троянцы в среднем находятся на 1.3 а.е. дальше астероидов группы Гильды, то они на 1 – 2 звездных величины слабее, и, соответственно, предельный размер выборки меньше для группы Гильды (рис.4.11). Как видно из рис. 4.12 относительные ошибки альбедо растут с уменьшением диаметра.

При этом малые астероиды с диаметрами менее 30 км показывают значительно более широкий диапазон значений альбедо: от 2% до 20% (см.

Рис.4.11). Более ранние результаты определения диаметров и альбедо в рамках модели NEATM малых троянцев по данным космического телескопа "Spitzer" [66] и аналогичные измерения малых астероидов группы Гильды [174], привели авторов к странному выводу о росте альбедо с размером.

Данные WISE опровергают этот вывод, лишенный физической обоснованности. Однако при анализе данных WISE для тел крупнее 50 км наблюдается схожее явление (см. рис. 4.11 и рис. 4.13). На рис. 4.13.

изображена зависимость среднего альбедо от диаметра для группы Гильды и троянцев по данным WISE, причем значения альбедо усреднялись по интервалам диаметров в 20 км. Хорошо видно, что поведение среднего альбедо для обеих групп одинаково вплоть до 50 км, при уменьшении диаметров средние альбедо астероидов группы Гильды систематически меньше чем троянцев. Тут нужно учесть степенную зависимость числа тел от диаметра, из-за чего тел меньше 30 км в 10 раз больше, чем тел, размеры которых больше этого значения.

–  –  –

0.1 0.01 Рис. 4.11. Альбедо троянцев и астероидов группы Гильды по данным WISE.

Видно качественное изменение в поведении альбедо тел меньше 30км.

0.6 0.6

–  –  –

0.4 0.4 0.3 0.3 0.2 0.2 0.1 0.1 0.0 0.0

–  –  –

Рис. 4.12. Относительные ошибки альбедо как функция диаметра троянцев (слева) и астероидов группы Гильды (справа) по данным WISE.

0.100

–  –  –

0.050 0.025 0.000

–  –  –

Рис. 4.13. Среднее альбедо троянцев и астероидов группы Гильды как функция диаметра (по данным WISE, альбедо усреднялось по интервалам диаметров в 20 км.).

Таким образом, учитывая рост относительных ошибок альбедо и числа астероидов с уменьшением диаметра, сомнение в реалистичности вывода об отличие среднего альбедо группы Гильды и троянцев Юпитера, становиться более чем оправданным.

На основе проведенного критического анализа результатов определения диаметров и альбедо троянцев и астероидов группы Гильды в различных радиометрических обзорах можно сделать следующие выводы:

1. Имеются систематические ошибки в величинах альбедо, рассчитанных по данным радиометрических обзоров из-за использования некорректно полученных абсолютных звездных величин базы данных МРС.

2. Небольшое систематическое отличие диаметров троянцев и астероидов группы Гильды, найденных в различных радиометрических обзорах, объясняется использованием различных тепловых моделей при анализе данных.

3. Обнаруженная в данной работе линейность фазовых зависимостей блеска для тел типов D и P, доминирующих среди троянцев Юпитера и группы Гильды, говорит в пользу того, что эти тела относятся к самым темным в Солнечной системе и, соответственно, могут использоваться в качестве своеобразных реперных объектов для тестирования тепловых моделей.

4. Для решения задач таксономической классификации по данным обзора WISE пригодны только тела, чьи диаметры превышают 30 км., а таковых всего 196 среди 1742 троянцев и 60 среди 1089 астероидов группы Гильды. По этой же причине представляется сомнительным обнаруженное отличие в величине среднего альбедо между троянцами Юпитера и группой Гильды, т.к. основной вклад в величину среднего альбедо вносят малые астероиды для которых альбедо определено значительно менее надежно.

4.4 Распределение троянцев и астероидов группы Гильды попериодам вращения

К моменту начала исследований по теме диссертации кривые блеска были известны для приблизительно 75 троянцев. За время работы объем данных о периодах вращения троянцев существенно возрос. В первую очередь благодаря работе [159], в которой представлены результаты измерений кривых блеска 80-ти троянцев в рамках наблюдательной программы, длившейся более 20 лет. Для 56-ти троянцев периоды вращения были определены впервые, для 13-ти – подтверждены ранее опубликованные значения, а для 9-ти – показана ошибочность принятых значений периодов вращения. Результаты еще одного менее масштабного обзора опубликованы в работе [77]. Представлены новые данные о вращении 24 троянцев (19 из них принадлежат L4). Для 21 был определен период вращения и амплитуда кривой блеска. Таким образом, к началу 2014 г. периоды вращения измерены у 131 троянца (53 из L5 и 78 – из L4). Периоды распределены в интервале от

3.16 часа (129602 1997 WA12) до 740 часов (4902 Тессандр), при этом период вращения более 100 часов обнаружен у 6 объектов. Максимальная амплитуда кривой блеска у (624) Гектор, а всего у 12 тел она превышает 0.5 зв.вел.

Что касается астероидов группы Гильды, то число тел с известными параметрами кривой блеска росло крайне медленно, и фактически в последние 12 лет не было определено ни одного нового периода вращения. В рамках данной работы для 9 астероидов определены, в т.ч. для 6 существенно улучшены ранее известное значение, а для трех - получены первые оценки периода вращения.

Распределение по скоростям вращения троянцев и астероидов группы Гильды приведено на рис. 4.14., где также показана аппроксимация функцией Максвелла, которая, как принято считать, в какой-то мере характеризует степень столкновительной эволюции популяции (см., например, [47]).

–  –  –

Рис. 4.14. Распределение частот вращения 571 астероида внешней части главного пояса (a), 106 троянцев (b), 56 астероидов группы Гильды (c), и с диаметрами крупнее 40 км и периодами меньше 100 часов. Для распределения по частотам вращения приведена также аппроксимация функцией Максвелла.

Для сравнения, на рис.4.15 представлено распределение по частоте вращения объектов внешней части Солнечной системы – тел пояса Койпера и кентавров. По размеру выборки они практически совпадают с троянцами. Из всех, представленных в данном разделе распределений, эти тела наилучшим образом аппроксимируются максвелловским распределением.

–  –  –

Рис. 4.15. Распределение частот вращения тел пояса Койпера и кентавров.

4.5 Асимметрия между группами L4 и L5 троянцев Юпитера Накопление новых данных о физических свойствах позволило поставить ряд вопросов, на которые пока нет ответа в существующих теориях об их происхождении. Один из наиболее интригующих, связан с возможной асимметрией между группами L4 и L5 как по динамическим, так и по физическим свойствам. Первое обсуждение этого вопроса представлено в [143].

С самого начала изучения троянцев наблюдалось различие в числе открытых объектов между двумя группами троянцев, движущимися вокруг точек Лагранжа L4 и L5. Отличие сначала приписывалось эффекту наблюдательной селекции [143], и как серьезная проблема не обсуждалось.

Однако разница в числе каталогизированных троянцев, принадлежащих L4 и L5, с каждым годом возрастала (рис. 4.16). Однако, следует указать, что на тот момент уже имелся ряд теоретических работ, указывавших на возможные различия в динамике тел, принадлежащих L4 и L5. Например, отличия в размере областей стабильности в L4 и L5 из-за возмущений Сатурна [59, 72, 182], миграции [79] или же действия диссипативных сил [163, 166, 140, 141].

Только после результатов обзора SDSS, показавших существенную величину отношения числа тел в L4 к числу тел в L5 (1.6±0.1) [207] о различии числа тел стали говорить как о реальном эффекте. В дальнейшем, близкие оценки были получены в обзорах SMBAS [232] и WISE [88].

Но, во всех этих случаях, населенность групп L4 и L5 рассчитывалась экстраполяцией данных на малом, по сравнению с полной площадью занимаемой L4 и L5, участке небесной сферы, на котором зафиксировано некоторое число астероидов. Исправление за наблюдательную селекцию осуществлялось при помощи некоторой модельной функции, которая, как предполагалось, описывает распределение троянцев по небесной сфере. Это вносит дополнительную неопределенность через параметры используемой функции. Но отличие в числе троянцев наблюдается и в не искаженном эффектом селекции диапазоне абсолютных звездных величин – до 13.9 зв.вел. (левые части рис.4.16). Видно, что распределение полностью идентично для групп L4 и L5, а число троянцев из L4 превышает число из L5 на всем этом диапазоне абсолютных звездных величин, и отношение возрастает с увеличением H. Этот вполне достоверный результат требует своего объяснения. При этом количество крупных тел с диаметром больше 100 км в L4 и L5 приблизительно равно, 11 и 12, соответственно [88].

Данные последнего обзора WISE [88], после учета наблюдательной селекции показали меньшее отличие в числе тел, крупнее заданного значения, принадлежащих L4 и L5, а именно 1.4±0.2. Следует отметить, что выборка значительно полнее в [88]: 1739 троянцев против 860 представленных в работе [207], причем авторы первой работы отмечают, что ими проделана только предварительная коррекция за наблюдательную

–  –  –

Рис. 4.16. Отличие численности групп L4 и L5, выраженное как распределение абсолютных величин (слева) и как отношение численностей (справа). Данные базы Центра малых планет MPCORB.

Наклоны кумулятивной функции распределения абсолютных звездных величин астероидов из L4 и из L5 практически не отличаются (рис.4.18). В работе [232] обнаружено отличие в наклоне распределения по размерам троянцев в L4 от L5 на интервале 2-5 км (считая альбедо всех тел одинаковым и равным 0.04). Реальность такого отличия может свидетельствовать об отличиях в столкновительной эволюции двух групп. При миграции планет, как показано в [80], дестабилизация орбит наиболее легко происходит вокруг L5. В то же время, согласно модели захвата троянцев из внешней части Солнечной системы [152], вероятность захвата в L4 и L5 одинакова, и никакой разницы в численности этих групп быть не должно. В работе [165] предполагается, что из-за малого числа крупных тел, участвовавших в захвате, возможно, что на орбиты вокруг L4 были захвачены более крупные тела, чем вокруг L5, и дальнейшее разрушение одного или нескольких из них привело к образованию большого числа троянцев.

Предпринимались попытки поиска отличий и по другим параметрам.

Так, в работе [117] сравнивались параметры сдвига (т.е. средние) совокупностей орбитальных элементов (a, e, i) на основе критерия КрускалаУоллеса. В этой статье впервые отмечено превышение среднего наклона троянцев в L5, по отношению к L4. В работе [231] также упомянуто отличие в распределении троянцев из L4 и L5, меньше 10 км в диаметре, по наклонам орбит. Однако авторы оговаривают, что отличие найдено по малой выборке, поэтому достоверность его должна быть проверена дальнейшими исследованиями. Но, поскольку такая проверка требует использования крупнейших телескопов, она до сих пор не проведена.

Однако самым удивительным оказывается, что различие в распределении наклонов орбит относится не только и не столько к малым троянцам, а вообще ко всем открытым. После пионерской работы [117], по мере роста числа открытых троянцев аналогичной проверки средних значений орбитальных элементов не предпринималось. На основе базы элементов орбит астероидов MPC нами были построены соответствующие распределения. Их вид представлен на рис. 4.17. Хорошо заметно, что распределение наклонов орбит троянцев, принадлежащих к L4 и L5, заметно отличается [199]. К настоящему времени, по сравнению с [117], число открытых и, соответственно, нумерованных троянцев возросло в 5.5 раз, что позволяет применить более мощные статистические критерии для поиска возможных отличий. Так был использован критерий однородности Смирнова для проверки распределений по эксцентриситетам и наклонам орбит.

Оказалось, что с вероятностью 99% распределение эксцентриситетов в L4 и в L5 извлечены из одной совокупности (т.е. статистически значимых отличий между ними нет – см. рис. 4.18). В то же время распределение наклонов в L4 кардинально отличается от распределения в L5 (вероятность того, что обе выборки принадлежат к одной совокупности меньше 1%).

Для популяции L5 характерно значительно более широкое распределение по наклонам с плато в диапазоне 5 - 17 и со слабым максимумом на 27. Заметно также резкое отличие в доле тел с наклонами в диапазоне от 7 до 10: в L5 таковых более чем в два раза меньше. В то же время для распределения троянцев из L4 характерен острый максимум на 7, после которого число троянцев с данным наклоном экспоненциально уменьшается.

0.10 0.10 0.08 0.08

–  –  –

0.02 0.02 0.00 0.00

–  –  –

Рис. 4.18. Распределение троянцев L4 и L5 по абсолютным звездным величинам (слева) и эксцентриситетам (справа).

Таким образом, даже учитывая только не искаженную наблюдательной селекцией часть популяции троянцев (с H13.9m) проявляется две существенных особенности: большая численность тел в L4 на всем диапазоне абсолютных звездных величин и отличие в распределении наклонов орбит.

Эти два проявления асимметрии определенно следует рассматривать как реально существующие.

Еще одним аргументом в пользу различия столкновительной эволюции двух групп троянцев (что предполагалось неоднократно в качестве объяснения в численности групп) могло бы служить обнаружение различий в численности и составе динамических семейств. В работах [194, 148, 149, 22] делались попытки выделения динамических семейств среди троянцев на основе вычисленных различными способами собственных элементов. В работе [148] в L4 выделено 6 семейств, а в L5 – 4, но все они сравнительно малочисленные. В статье [22], на основе предложенной ими полуаналитической модели динамики тел в резонансе 1:1 по собственному движению, выделено значительное число семейств в обеих группах, а также подтверждена реальность большей части семейств, выделенных Милани.

Согласно базе данных (Proper Elements of the Trojan Asteroids http://staff.on.br/froig/petra), для граничной скорости в 130 м/с для группы L4 и 150 м/с – для L5 были выделены 12 семейств в первой группе, и 13 – во второй. Таким образом, в семейства L4 входит 525 астероидов из 1230 каталогизированных к моменту составления этого списка, и 372 астероида, из 1050 принадлежащих к группе L5, что составляет 42% и 35%, соответственно.

Семейства в L4 значительно более компактны в фазовом пространстве собственных элементов и многочисленны по сравнению с семействами в L5.



Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 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:...»

«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...»

«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 №...»







 
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.