Астрономический вестник, 2021, T. 55, № 5, стр. 403-407

Результаты фотометрических наблюдений АСЗ (2100) Ra-Shalom в сближение 2019 г.

С. Х. Абдуллоев a, Н. Н. Киселев b*, Ш. Ш. Шамсиддинов a

a Институт астрофизики, Национальная академия наук Таджикистана
Душанбе, Республика Таджикистан

b Крымская астрофизическая обсерватория Российской академии наук (КрАО РАН), Научный
Крым, Россия

* E-mail: kiselevnn42@gmail.com

Поступила в редакцию 20.01.2021
После доработки 20.04.2021
Принята к публикации 16.06.2021

Полный текст (PDF)

Аннотация

Приведены результаты фотометрических ПЗС-наблюдений АСЗ (2100) Ra-Shalom, выполненные в период 2429 августа 2019 г. на 1-м телескопе обсерватории Санглох Института астрофизики Национальной академии наук Республики Таджикистан. Определен период вращения P = 19.8 ± 0.1 ч. Построены составные кривые блеска в фотометрических полосах BVR, определены амплитуда изменения блеска ΔV = 0.61m ± 0.05m и средние величины показателей цвета B–V = 0.75m ± 0.05m, V–R = 0.40m ± 0.02m. Изменения показателей цвета с периодом вращения находятся в пределах ошибок измерений, что указывает на однородность отражательной способности поверхности Ра-Шалома. Абсолютная звездная величина астероида равна 15.91m ± 0.10m. Оценено соотношение осей астероида a/b = 1.75.

Ключевые слова: астероиды, сближающиеся с Землей, АСЗ (2100) Ра-Шалом, фотометрия, абсолютный блеск, показатели цвета, период вращения

ВВЕДЕНИЕ

Астероид (2100) Ra-Shalom (в дальнейшем Ра-Шалом) был открыт 10 сентября 1978 г. американским астрономом Eleanor Helin в Паломарской обсерватории. Он принадлежит к астероидам группы Атона, большая часть орбит которых, находятся внутри земной орбиты. В афелии расстояния атонцев от Солнца больше перигелийного расстояния Земли, поэтому они пересекают земную орбиту. Орбиты атонцев быстро эволюционируют, вследствие чего, некоторые из них могут быть потенциально опасными объектами. Наклонение орбиты Ра-Шалом составляет около 15.8°, поэтому он не считается потенциально опасным астероидом. Тем не менее изучение физических характеристик каждого члена этого семейства является актуальной задачей.

По данным (Shepard и др., 2008; JPL Small-Body Database) геометрическое альбедо Ра-Шалома рv = 0.13 ± 0.03, абсолютный блеск H = 16.3m, показатели цвета U–B = 0.310m ± 0.053m, B–V = = 0.712m ± 0.011m. Диаметр астероида D = 2.3 ± 0.2 км, период вращения составляет 19.797 ч (0.824875 cут). Согласно таксономической классификации (ASTEROID-TAXONOMY-V4) Ра-Шалом относится к астероидам типа C, т.е. это темный объект, материал которого соответствует углистым хондритам. В тоже время по спектральной классификации (Binzel и др., 2004) астероид отнесен к классу В. Это подтип С-астероидов, в спектрах которых отсутствуют или наблюдаются очень слабые линии поглощения для длин волн менее 0.5 мкм. Однако альбедо атонцев чуть выше альбедо других астероидов С-типа (рv = 0.06 ± 0.02).

Целью настоящей работы было построение составных кривых блеска, определение абсолютной величины, амплитуды изменения блеска, показателей цвета и периода вращения Ра-Шалома.

НАБЛЮДЕНИЯ

Фотометрические наблюдения АСЗ Ра-Шалома проведены с 24 по 29 августа 2019 г. на 1-м телескопе RCC (Цейсс-1000) международной астрономической обсерватории Санглох (МАОС), Республика Таджикистан. Использовалась ПЗС-камера FLI PL-16803, количество пикселей составляет 4096 × 4096, а размер пиксела равен 9 × 9 мкм (масштаб изображения равен 0.14 угл. с/пиксел). Фокусное расстояние телескопа Цейсс-1000, имеющего систему РичиКретьена, равно 13.3 м, что при использовании данной камеры обеспечивается поле зрения 10 × 10 угл. мин. Наблюдения проведены в фотометрических полосах BVRI. Фотометрическая система близка к стандартной системе Джонсона–Кузинса. Более подробная информация об используемой аппаратуре приведена в работах (Кохирова и др., 2016; Kokhirova и др., 2018).

В период наблюдений Ра-Шалом находился на минимальном расстоянии от Земли (Δ ≈ 0.26 а. е.) и на больших угловых расстояниях от Солнца (элонгация ≈125°), что создало благоприятные условия для его наблюдений. Максимальные экспозиции в каждом фильтре выбирались из условия, чтобы угловое смещение астероида на снимке не превосходило величину атмосферного кружка рассеяния ≈2 угл. с. В течение шести ночей в хороших погодных условиях было получено 2693 снимков астероида.

ОБРАБОТКА И АНАЛИЗ ПОЛУЧЕННЫХ РЕЗУЛЬТАТОВ

Во время экспозиций использовалось суммирование пикселов (бинниг) 4 × 4 пиксела, что уменьшило эквивалентное число пикселов до 1024 × 1024. В итоге на каждый пиксел приходилось 0.56 угл. с. Это было сделано для того, чтобы повысить отношение сигнала к шуму, сохранив в то же время достаточное угловое разрешение по отношению к атмосферному кружку рассеяния, которое для обсерватории Санглох (высота 2300 м) обычно составляет ~2 угл. с.

Фотометрическая обработка полученных кадров выполнена с использованием программ MaxImDL5 и Astrometrica. Блеск астероида в инструментальной системе конвертировался в звездные величины на основе каталога UCAC4 (Zacharias и др., 2013) для BVRI-полос и каталога USNOB1 (Roeser и др., 2010) для I-полосы. В результате был определен блеск астероида m(r, Δ, α) в фильтрах BVRI в течение шести ночей наблюдений на наблюдаемых гелиоцентрических (r) и геоцентрических (Δ) расстояниях и фазовых (солнечных) углах (α). Индивидуальные ошибки измерений блеска, зависящие от времени экспозиции в каждом фильтре, составили около 0.05m, 0.04m, 0.03m, 0.03m в фильтрах BVRI, соответственно.

Наблюдаемый блеск астероида обычно редуцируется к единичным гелиоцентрическим и геоцентрическим расстояниям и нулевому фазовому углу, согласно выражению m(1,1,0) = m(r, Δ, α) – – 5 lg(rΔ) – F(α). Фазовая функция берется в виде F(α) = βλα, где βλ – фазовый коэффициент на линейном участке фазовой зависимости блеска для каждой фотометрической полосы. В работе Shevchenko и Lupishko (1998) для низкоальбедных астероидов приведены величины βB = 0.044 ± 0.001 зв. вел/град и βV = 0.043 ± 0.001 зв. вел/град. Фазы вращения астероида Ра-Шалом 24 и 29 августа совпали. Это позволило нам оценить величины βB = = 0.040 ± 0.003 зв. вел/град, βV = 0.039 ± 0.002 зв. вел/град и βR = 0.039 ± 0.002 зв. вел/град в диапазоне фазовых углов 44.31°–38.49° нашего периода наблюдений. Разница в фазовых коэффициентах βB и βV, определенных нами, и в работе Shevchenko и Lupishko (1998), находится в пределах точности измерений. С одной стороны, нельзя исключить возможность индивидуальных величин βλ, свойственных астероиду Ра-Шалом. С другой стороны, величины βλ найдены нами в небольшом диапазоне изменений фазовых углов 5.82°. На их значения могут влиять также различия блеска звезд сравнения в разных площадках измерения астероида, который быстро перемещался во время наблюдений. Видимо, последнее обстоятельство стало причиной отрицательного значения фазового коэффициента βI, несмотря на тщательную проверку измерений астероида в фильтре I. В связи с этим измерения астероида в данном фильтре в дальнейшем не рассматривались. Очевидно, для обработки этих данных необходимо в дальнейшем осуществить привязку величин I звезд сравнения во всех площадках, где наблюдался астероид.

Из-за неопределенностей ≈0.002 зв. вел/град величин βλ и больших солнечных фазовых углов α ≈ 40°, на которых наблюдался Ра-Шалом, мы использовали выражение m(1,1,44.31) = m(r, Δ, α) + + βλ(44.31 – αi) для нахождения составных величин, приведенных к единичным гелио- и геоцентрическому расстояниям и к фазовому углу α = 44.31° для момента наблюдений UT 24.385 августа 2019 г. В этом выражении αi – фазовые углы для каждой ночи наблюдений. Мы использовали фазовые коэффициенты блеска βB = 0.040 зв. вел/град, βV = 0.039 зв. вел/град и βR = 0.039 зв. вел/град, найденные для периода наших наблюдений. Составные кривые блеска астероида Ра-Шалом в фильтрах BVR приведены на рис. 1а, б, в. Величины для каждой ночи, обозначенные на рисунках разными символами, были смещены по оси ординат, чтобы получить наилучшее совпадение с данными, полученными на момент времени UT 24.385 августа 2019 г. Значения этих сдвигов показаны на рисунках. Показатели цветов B–V и V–R были определены по разности средних наблюдаемых величин в каждом фильтре на одних и тех же фазах периода вращения в каждую ночь наблюдений. Показатели цвета слабо зависят от солнечного фазового угла α (Shevchenko, Lupishko, 1998). Ввиду небольшого диапазона изменения фазовых углов α в период наших наблюдений, можно считать, что полученные показатели цвета B–V и V–R должны зависеть только от фазы периода вращения. На рис. 1г показано, что зависимость показателя цвета V–R от фазы вращения отсутствует.

Рис. 1.

(а), (б), (в) cоставные кривые блеска m(1,1,α) АСЗ (2100) Ра-Шалом в фильтрах BVR, соответственно, полученные 2429 августа 2019 г. и приведенные к солнечному фазовому углу α = 44.31°. (г) – зависимость показателя цвета V–R от фазы вращения. Нулевая фаза периода вращения соответствует JD0 = 2458720.25, период P = 19.828 ч.

Для поиска периода вращения астероида был использован метод периодограммного анализа (Stellingwerf, 1978), реализованный в пакете программ ISDA (Pelt, 1992). Мы нашли, что для нашего интервала наблюдений период вращения составляет P = 19.8 ± 0.1 ч. В пределах полученной неопределенности это значение близко к ранее опубликованному значению периода P = 19.797 ч. В дальнейшем для построения составных фотометрических кривых мы использовали период вращения P = 19.828 ч (0.826166 сут), полученный нами. Фазы периода вращения рассчитывались по формуле E = (JDi,hel – JD0)/P, где JDi,hel – момент наблюдения с учетом светового уравнения, JD0 = 2458720.25 – первоначальный момент, а P = = 19.828 ч.

Кривые блеска на рис. 1а, б, в, представляют собой классические вариации блеска астероидов с двумя максимумами и минимумами, что в целом соответствует форме астероида, близкой к трехосному эллипсоиду. Рассеяние точек на составных кривых блеска, за небольшими исключениями, соответствуют индивидуальным ошибкам измерений блеска, отмеченным выше. Изменения показателей цветов с периодом вращения не превосходят ошибок измерений, что указывает на однородность отражательной способности поверхности Ра-Шалома.

Таблица 1.

   Результаты фотометрических наблюдений АСЗ (2100) Ра-Шалом

Период наблюдений,
2019 г.
Δ, а. е. r, а. е. α, град V(1,1,0)
зв. вел
ΔV
зв. вел
BV
зв. вел
VR
зв. вел
Август, 24–29 0.278–0.251 1.191–1.194 44.31–38.49 15.91 ± 0.10 0.61 ± 0.05 0.75 ± 0.05 0.40 ± 0.02

В таблице приведены абсолютная звездная величина астероида V(1,1,0), амплитуда изменения кривой блеска в полосе V и средние величины показателей цвета B–V и V–R.

Абсолютный блеск Ра-Шалома V = 15.9m в пределах трех сигма близок к величине H = 16.3m, приводимой в (JPL Small-Body Database). Отметим, что величина V(1,1,0) соответствует линейной экстраполяции к нулевому фазовому углу наблюдаемого максимального блеска астероида V (1,1,44.31), в то время как при вычислении абсолютного блеска H учитывается нелинейность фазовой зависимости блеска на углах α ≤ 2°–7° – фотометрический оппозиционный эффект (ФОЭ). Величина ФОЭ зависит от альбедо астероидов. Для низкоальбедных астероидов (типов C, D, F, G, P и В) амплитуда ФОЭ наименьшая. Вместе с тем, у некоторых низкоальбедных астероидов амплитуды ФОЭ оказываются ≤0.06m или практически отсутствует (Shevchenko, Belskaya, 2010). В нашем случае, величина V(1,1,0) зависит от принятого значения коэффициента βV и от диапазона фазовых углов, на которых проводились измерения. При неопределенности величины βV, равной 0.002m, неопределенность величины V(1,1,0) составляет 0.08m. В свою очередь, абсолютный блеск H вычисляется согласно эмпирической HG-функции (Bowell и др., 1989), т.е. является модельно зависимой величиной.

Амплитуда блеска ΔV = 0.61m зависит от соотношения осей астероида, угла аспекта ψ (Binzel и др., 1989) и от распределения альбедо по поверхности. Вариации показателей цвета в пределах ошибок измерений с фазой периода вращения косвенно указывают на однородность отражательных свойств реголитовой поверхности Ра-Шалома. Поэтому можно предположить отсутствие значительных изменений альбедо по поверхности Ра-Шалома. Если допустить, что астероид наблюдается под углом ψ = 90° к оси вращения (экваториальный аспект), тогда из соотношения ΔV = 0.61 = 2.5  lg(a/b), получаем минимальную оценку отношения осей Ра-Шалома а/b = 1.75.

Средний показатель цвета астероида BV = 0.75m близок к значению BV = 0.712m, приведенному в JPL Small-Body Database. Показатель цвета V–R = = 0.40m определен для РаШалома впервые. В пределах ошибок наблюдений он совпал со средней величиной V–R = 0.38m, приведенной для низкоальбедных астероидов таксономического класса C в работе (Shevchenko, Lupishko, 1998).

ВЫВОДЫ

В результате фотометрического мониторинга астероида (2100) Ра-Шалома построены составные кривые блеска в фотометрических полосах BVR, определены амплитуда изменения блеска ΔV = = 0.61m ± 0.05m и средние величины показателей цвета B–V = 0.75m ± 0.05m, V–R = 0.40m ± 0.02m. Абсолютная звездная величина без учета амплитуды фотометрического оппозиционного эффекта составила 15.91m ± 0.10m. Определен период вращения P = 19.8 ± 0.1 ч. Корреляция между вращением астероида и показателями цвета не обнаружена, что указывает на однородность отражательной способности поверхности Ра-Шалома. Оценено соотношение осей астероида a/b = 1.75.

Мы благодарим рецензентов Д.Ф. Лупишко и С.И. Барабанова за конструктивные замечания к рукописи. Авторы выражают признательность Е.П. Павленко (КрАО) за помощь в использовании периодограммного пакета и М. Husarik (Астрономический институт Академии наук Словакии) за советы по редукции наблюдений.

Список литературы

  1. Кохирова Г.И., Фарход Р., Крючков С.В., Николаенко И.В., Мулло-Абдолов А.Ш., Хамроев У.Х., Абдуллоев С.Х. Новый “первый свет” телескопа Цейсс-1000 международной астрономической Обсерватории Санглох. Изв. АН Республики Таджикистан. 2016. № 1(162). С. 59–69.

  2. ASTEROID-TAXONOMY, электронный ресурс https://data.nasa.gov/Earth-Science/ASTEROID-TAXONOMY-V4-0

  3. Binzel R.P., Farinella P., Zappala V., Cellino A. Asteroid rotation rates: distributions and statistics // Asteroids II / Eds: Binzel R., Gehrels T., Matthews M. Tucson: Univ. Arizona Press, 1989. P. 416–441.

  4. Binzel R.P., Rivkin A.S., Stuart J.S., Harris A.W., Bus S.J., Burbine T.H. Observed spectral properties of near-Earth objects: Results for population distribution, source regions, and space weathering processes // Icarus. 2004. V. 170. P. 259–294.

  5. Bowell E., Hapke B., Domingue D. Application of photometric models to asteroids // Asteroids II / Eds: Binzel R.P. Tucson: Univ. Arizona Press, 1989. P. 524–556.

  6. JPL Small-Body Database электронный ресурс https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi Kokhirova G.I., Ivanova O.V., Rakhmatullaeva F.Dzh., Khamroev U.Kh., Buriev M., Abdulloev S.Kh. Results of complex observations of asteroid (596) Scheila at the

  7. Sanglokh International Astronomical Observatory // Sol. Syst. Res. 2018. V. 52. Iss. 6. P. 495–504.

  8. Pelt J. Irregularity Spaced Data Analysis, User Manual. Helsinki, 1992. 267 p.

  9. Roeser S., Demleitner M., Schilbach E. The PPMXL catalog of positions and proper motions on the ICRS. Combining USNO-B1. 0 and the Two Micron All Sky Survey (2MASS) // Astron. J. 2010. V. 139. P. 2440.

  10. Shepard M.K., Clark B.E., Nolan M.C., Benner L.A.M., Ostro S.J., Giorgini J.D.,Vilas F., Jarvis K., Lederer S., Lim L.F., McConnochie T., Bell J., Margot J-L., Rivkin A., Magri Ch., Scheeres D., Pravec P. Multi-wavelength observations of asteroid 2100 Ra-Shalom // Icarus. 2008. V. 193. P. 20–38.

  11. Shevchenko V.G., Belskaya I.N. Opposition effect of dark asteroids: diversity and albedo dependence // EPSC. 2010. V. 5. EPSC2010-738.

  12. Shevchenko V.G., Lupishko D.F. Optical properties of asteroids from photometric data // Sol. Syst. Res. 1998. № 3. P. 220–232.

  13. Stellingwerf R.F. Period determination using phase dispersion minimization // Astrophys. J. 1978. V. 224. P. 953.

  14. Zacharias N., Finch C.T., Girard T.M., Henden A., Bartlett J.L., Monet D.G., Zacharias M.I. The fourth US Naval Observatory CCD astrograph catalog (UCAC4) // Astron. J. 2013. V. 145(2). 44 p.

Дополнительные материалы отсутствуют.