У нас уже 176407 рефератов, курсовых и дипломных работ
Заказать диплом, курсовую, диссертацию


Быстрый переход к готовым работам

Мнение посетителей:

Понравилось
Не понравилось





Книга жалоб
и предложений

 





Название Фотометрическое исследование астероидов разный таксономический типов
Количество страниц 125
ВУЗ МГИУ
Год сдачи 2010
Бесплатно Скачать 23091.doc 
Содержание Содержание
ВВЕДЕНИЕ... 4

ГЛАВА 1. ФАЗОВАЯ ФУНКЦИЯ БЛЕСКА АСТЕРОИДА... 12

1.1.Методика наблюдений. Определение внеатмосферных

звездных величин астероидов... 12

1.2. Методика построения фазовой кривой блеска астероида... 15

1.3. Модельные расчеты фазовой кривой блеска астероида... 24

1.4. Выводы... 30

ГЛАВА 2.ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ

АСТЕРОИДОВ... 32

2.1. С-астероиды... 33

2.2. S-астероиды... 38

2.3. М-астероиды... 46

2.4. Е-астероиды... 60

2.5. U-астероиды... 72

2.6. Выводы... 78

ГЛАВА 3. СРАВНЕНИЕ ФАЗОВЫХ КРИВЫХ БЛЕСКА

АСТЕРОИДОВ... 80

3.1. Эффект оппозиции... 83

3.2. Связь фазового коэффициента с альбедо и макрорельефом... 93

3.3. Сравнение фазовых кривых блеска астероидов на

всем наблюдательном интервале фазовых углов... 99

3.4. Сравнение фазовых функций блеска астероидов, планет и спутников... 107

3.5. Выводы... 109
ГЛАВА 4. ОПТИЧЕСКИЕ ПАРАМЕТРЫ ПОВЕРХНОСТЕЙ

ИЗБРАННЫХ АСТЕРОИДОВ... 111

4.1. Методика... 112

4.2. Оптические параметры S и М-астероидов... 117

4.3. Выводы... 122

ЗАКЛЮЧЕНИЕ... 123

ЛИТЕРАТУРА... 125

ВВЕДЕНИЕ.

Пояс астероидов занимает особое место в Солнечной системе. Структура пояса астероидов, физическое состояние вещества малых планет определены эволюцией не только самого пояса, но и всей Солнечной системы. Поэтому изучение астероидов может дать ценную информацию для решения космогонических вопросов.

Среди основных методов изучения астероидов фотометрия занимает одно из ведущих мест. Благодаря интенсивным фотометрическим наблюдениям астероидов в последние тридцать лет получена огромная информация об абсолютном блеске, периодах вращения вокруг своей оси, размерах, формах, показателях цвета и других характеристиках более 2000 малых планет. Эти сведения позволили выявить, что астероиды разделяются на несколько композиционных типов и семейств. Основные и наиболее многочисленные типы это С- и S-астероиды, которые в пределах пояса пространственно разделены. У S-астероидов среднее гелиоцентрическое расстояние составляет 2.6 а.е., С-астероиды расположены на больших гелиоцентрических расстояниях. Относительная распространенность астероидов С-типа составляет 75%, а S-типа -15% (Zellner, 1979).

Из-за малых угловых размеров астероидов вся информация об оптических свойствах извлекается из наблюдений интегрального отраженного излучения. При этом значительная часть информации о структуре поверхности, альбедо частиц поверхностного слоя содержится в фазовых зависимостях блеска. К настоящему времени фазовые зависимости блеска определены менее, чем для сотни астероидов (Шевченко и Лупишко, 1998), а фазо-

вые кривые блеска с большим числом однородных измерений, особенно при малых углах фазы а < 1°, построены для очень немногих астероидов. Медленное увеличение числа астероидов с измеренными фазовыми зависимостями блеска связано прежде всего со сложностью и трудоемкостью таких наблюдений. По имеющимся наблюдениям установлено, что блеск большинства астероидов меняется линейно с изменением фазового угла а от 7° до 30°, и нелинейно для а<1°. При этом имеется в виду, что блеск уже освобожден от эффектов вращения астероида вокруг своей оси и изменения расстояний астероида от Солнца и Земли. Нелинейное увеличение блеска, впервые обнаруженное Gehrels (1956), получило название "оппозиционный эффект". Наблюдения высокоальбедных Е-астероидов показали линейное изменение блеска для а> 4° и резкий нелинейный рост при а < 2° (Harris et al.t 1989), который получил название "спайк-эффект". Некоторые низкоальбедные С-астероиды показали линейное изменение блеска вплоть до а = 2° (Harris & Young, 1988; Shevchenko et al., 1996).

Было предложено несколько эмпирических и теоретических аппроксимационных выражений фазовых, зависимостей блеска (Lumme & Bowell," 1981b; Bowell et al., 1989; Шевченко, 1997; Hapke, 1984; и др.), с помощью которых можно извлечь информацию о структуре и оптических свойствах поверхности, а также получить блеск астероида при любом его положении в пространстве. Последнее необходимо при планировании исследований этих объектов с помощью космических аппаратов, пролетающих через пояс астероидов^

Зависимость B-V и U-B от фазового угла, особенно в области оппозиционного эффекта, изучена крайне плохо. По имею-

щимся данным эти показатели цвета изменяются с углом фазы линейно (Шевченко и Лупишко, 1998), и лишь для астероидов 4 Веста (Gehrels, 1967) и 17 Фетида (Лупишко и др., 1979) отмечается нелинейное их поведение на некоторых участках фазовых углов.

Недостаток наблюдательного материала по фазовым кривым блеска и цвета ограничивает наши возможности установить связь параметров фазовых зависимостей с другими физическими характеристиками астероидов, такими как диаметр, период вращения...

Сравнение данных, полученных космическими аппаратами, и наземными измерениями, подтверждают высокую эффективность и достоверность результатов наземных фотометрических исследований астероидов.

Целью настоящей диссертационной работы является изучение фазовых зависимостей блеска и цвета астероидов разных таксономических типов. В процессе ее достижения решены следующие конкретные задачи:

1. методом фотоэлектрических наблюдений в UBV системе получены фазовые зависимости блеска астероидов, для которых такие зависимости были не известны;

2. выяснено поведение показателей цвета U-B и B-V с вращением астероида вокруг своей оси и с изменением фазового угла; ---—

3. определены параметры кривых блеска и параметры фазовых зависимостей блеска астероидов;

4. выполнено сравнение фазовых зависимостей астероидов между собой, а также с Луной, Марсом и Меркурием;

5. определены оптические параметры поверхностого слоя астероидов*

В работе применяются три метода исследований:

1. метод фотоэлектрических измерений блеска астероидов в стандартной широкополосной UBV фотометрической системе;

2. обработка и интерпретация наблюдений астероидов;

3. оценка физических характеристик поверхностного слоя избранных астероидов (пористость, альбедо) с использованием теневой модели оппозиционного эффекта.

Актуальность работы.

Исследование физических свойств астероидов имеет фундаментальное значение для решения проблемы происхождения и эволюции Солнечной системы. В связи с освоением ближнего космоса и планируемых полетов к малым планетам резко возросла потребность в информации о физических характеристиках астероидов.

Получение фазовых зависимостей блеска астероидов, содержащих информацию об оптических свойствах поверхности и ее структуре, их интерпретация в рамках различных теоретических моделей дает толчок развитию теории отражения света безатмосферными телами.

Научная новизна проведенных исследований:

1. Определены фазовые зависимости блеска и цвета астероидов 16 Психея, 19 Фортуна, 20 Массалия, 21 Лютеция, 22 Каллиопа, 29 Амфитрита, 44 Низа, ПО Лидия и 354 Элеонора.

2. Впервые обнаружены различия фазовых зависимостей блеска астероидов 16 Психея и 44 Низа с изменением их аспекта на-

блюдений, выявлены тонкие детали на фазовой кривой блеска астероида 19 Фортуна.

3. Впервые получена необычная фазовая зависимость цвета 44 Низы.

4. Впервые обнаружены цветовые вариации по поверхности астероида 44 Низа.

5. Показано подобие фазовых зависимостей блеска S- и М-астероидов с фазовой зависимостью Луны на наблюдаемых фазовых углах.

6. Показано подобие оппозиционного эффекта исследуемых С-, S- и М-астероидов и Луны.

7. Впервые оценена пористость поверхностного слоя и спектральное альбедо астероидов 6 Геба, 16 Психея, 17 Фетиды, 20 Массалия, 22 Каллиопа, 29 Амфитрита, ПО Лидия, 133 Кирена и 354 Элеонора.

Научное и практическое значение работы. Полученные результаты фотометрических наблюдений астероидов представляют материал для решения ряда вопросов физики малых тел, разработки механизмов отражения света поверхностями безатмосферных тел, космогонии Солнечной системы и космонавтики, а также постановки новых задач наземных наблюдений.

На защиту выносятся:

1. Результаты наблюдений астероидов разных таксономических типов.

2. Результаты сравнения фазовых зависимостей блеска астероидов между собой и планетами.

3. Результаты модельных расчетов фазовых зависимостей блеска.

4. Результаты и методика определения пористости поверхностного слоя и альбедо исследуемых астероидов.


Публикации:

По теме диссертации опубликовано 15 научных работ, перечень которых приведен в списке литературы.
Структура и объем работы:

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка литературы. Полный объем работы составляет 134 страницы, содержит 40 рисунков, 25 таблиц. Список литературы содержит 101 наименования.

Содержание работы... . _

В первой главе описаны методики наблюдений астероидов, обработки фотоэлектрических измерений блеска и определений фазовых зависимостей блеска, а также представлены модельные расчеты фазовых зависимостей блеска различных эллипсоидов для двух законов отражения: Ламберта и Ломмеля-Зеелигера. Рассмотрено влияние фигуры астероида на параметры фазовой зависимости блеска. Показано, что неучет изменения амплитуды кривой блеска с фазовым углом дает ошибочные параметры фазовой зависимости блеска, а именно: абсолютной звездной величины астероида и фазового коэффициента.

Во второй главе приводятся результаты собственных наблюдений астероидов, принадлежащих к С, S, М, Е, U-типам по классификации Bowell et al., (1978, 1979) и анализ полученных результатов. Наблюдения были выполнены в 1979-1982 годах на телескопе АЗТ-8 Гиссарской астрономической обсерватории (Ги-сАО) Института астрофизики АН РТ. Измерения блеска выполнены в широкополосной стандартной UBV фотометрической системе и охватывали диапазон фазовых углов от 0°.4 до 25°.

Для всех астероидов получен оппозиционный эффект и линейное изменение блеска для фазовых углов а > 7°. Исключение составляет 44 Низа, для которой линейное изменение блеска начинается уже с а>3°. Установлено различие фазових зависимостей блеска с аспектом наблюдений для астероида 16 Психея, указываются причины, объясняющие это различие. Отмечается необычное увеличение блеска на фазовой кривой Фортуны в области а от 6° до 8°, которое может быть объяснено эффектом радуги. Обсуждаются зависимости U-B и B-V от фазового угла для исследуемых малых тел и обнаруженные цветовые вариации для 44 Низы.

В третьей главе выполнено сравнение фазовых зависимостей блеска астероидов, Луны, Марса и Меркурия. Показано, что для а<1° изменение блеска для исследуемых астероидов одинаковое в пределах точности их получения, исключая 44 Низу. Получено, что фазовые кривые S, М-астероидов и Луны на наблюдаемом интервале фазовых углов подобны.

В четвертой главе дана методика определения пористости поверхностного слоя S, М-астероидов, их геометрического и сферического альбедо. Приведены результаты вычислений средних спектральных оптических параметров астероидов 6, 16, 17, 20, 22, 29, ПО, 133 и 354.

Каждая глава диссертации завершается выводами. В заключении диссертации дается общая картина выполненных исследований астероидов и отмечаются вопросы, требующие своего решения. В конце диссертации приводится список цитируемой литературы.

ГЛАВА 1. ФАЗОВАЯ ФУНКЦИЯ БЛЕСКА АСТЕРОИДА.

1.1. Методика наблюдений. Определение внеатмосферных звездных величин астероидов.

В Институте астрофизики АН РТ систематические фотометрические наблюдения избранных астероидов разных типов были начаты в 1978 году. Наблюдения проводились в Гиссарской астрономической обсерватории на 70-см рефлекторе АЗТ-8 с использованием мультищелочного фотоумножителя ФЭУ-79, который в сочетании с фильтрами УФС-3, СЗС-21, СС-5 + УФС-21, ИСС-17 + СЗС-21 и ПС-8 + ЩС-11 дает систему близкую к стандартной UBVR системе Джонсона-Моргана.

Целью этих наблюдений было получение фазовой зависимости блеска мало изученных астероидов разных таксономических типов в широком диапазоне фазовых углов и уточнение её вблизи оппозиции.

Для достижения поставленной цели мы начинали наблюдать астероид при максимально возможном фазовом угле и затем отслеживали его до и после оппозиции, стараясь получить равномерные и достаточно плотно распределенные измерения блеска в наблюдаемом интервале фазовых углов. Длительность таких наблюдений составляла обычно 2.5 месяца. По всей трассе движения астероида подбирались звезды сравнения, удовлетворяющие следующим требованиям:

1. стационарные, спектрального класса F или G,

2. не отличающиеся по видимой звездной величине от астероида более чем на 2т и находящиеся не далее двух градусов от него.

Подбор таких звезд сравнения позволил уменьшить влияние атмосферной экстинкции, которая в условиях ГисАО может быстро меняться. В течении всего периода наблюдений звезды сравнения обязательно привязывались к нескольким звездам-стандартам из каталогов Blanco et al. (1968), Johnson & Morgan (1953), Казанас-масс и др. (1981) и Moffett & Barnes (1979), чтобы исключить вероятную возможность использования переменной звезды в качестве звезды сравнения.

Длительность наблюдения звезд сравнения составляла около 30% времени наблюдения астероида.

Время накопления сигнала выбиралось от 10 до 30 секунд, чтобы точность измерения была не хуже 2% в полосе V. По измерениям эталона оценивалась стабильность работы аппаратуры. Количество серий наблюдений за ночь составляло от 4 до 30. Ограничивающим фактором длительности наблюдений в течении одной ночи являлась величина воздушной массы, которая не должна была превышать 2.

Наблюдения для привязки звезд между собой и к звездам стандартам осуществлялись либо в ночи наблюдения астероида, либо в соседние ночи, когда предполагаемые или точно известные фазы вращения астероида были близки.

Обработка результатов наблюдений проводилась на ЭВМ М-400; До машинной обработки результатов измерений блеска астероида проводился анализ стабильности работы аппаратуры и измерений фона. Если выявлялись изменения в количестве зарегистрированных фотонов от эталона и фона со временем, то определялся характер этих изменений. При линейном изменении учет фона и чувствительности аппаратуры производился линейной интерполяцией. В остальных случаях использовались средние величины в серии.

После приведения измеренных интенсивностей к единичному эталону и исключения фона из измерений блеска астероида и звезды сравнения, внеатмосферные величины блеска и цвета астероида определялись по следующим редукционным формулам (Харди, 1967):

AV = Av - Kv-AX- KV"-A(B-V)X + sA(B-V), A(B-V) = //-[A(b-v)- Kb_v-AX - Kb_v"-A(b-v)-X], (1)

A(U-B) = ИД(и-Ь) - Ku_b-AX - Ku-b".A(u-b)-X], где символ А обозначает разность связанных величин блеска звезды сравнения и астероида; X - их средняя воздушная масса; u, b, v и U, В, V - соответственно наблюденные и международные внеатмосферные величины блеска; е, /л, у/ - коэффициенты редукции системы телескопа к международной UBV системе и К, К" -первичные и вторичные коэффициенты экстинкции атмосферы.

Для нашей обсерватории характерны быстрые изменения атмосферных условий, поэтому мы применяли дифференциальный метод исследования переменных объектов, описанный Харди (1967). Использованная симметричная схема наблюдений позволила получить результаты с высокой степенью точности. В этом случае разность воздушных масс АХ между объектом и звездой сравнения мала, что делает несущественным влияние вариаций прозрачности атмосферы на определяемые величины.

При обработке наблюдений, выполненных до 1985 г., мы использовали следующие значения коэффициентов редукции (Киселев, 1975):

?=-0.115 + 0.006, //=1.004 + 0.006, ^= 0.988 ±0.01, K"b_v = - 0.0313 ± 0.004, K"u_b = - 0.022 + 0.004, K"v = 0; а после 1985 года (Каюмов и Тупиева, 1989):

е =- 0.036 ±0.003, ц= 0.926 ±0.002, у/= 1.165 ±0.004, K"b-v = -0.041+0.006, К"и_ь = -0.018 ±0.006, K"v = -0.008 ±0.007.

Значения первичных коэффициентов экстинкции Kv, Kb-V> Ки_ь мы брали из таблиц усредненной прозрачности атмосферы для Гиссарской астрономической обсерватории (Гаврилова, 1976), или определяли сами по наблюдениям, проведенным в те же ночи, что и наблюдения астероида.

1.2. Методика построения фазовой кривой блеска астероида.

Под фазовой кривой блеска астероида понимается зависимость блеска астероида т от фазового угла а (угол Земля-астеро-ид-Солнце). Полученные внеатмосферные величины блеска астероида зависят не только от фазового угла, но и от его гелиоцентрического (г) и геоцентрического (А) расстояния. Из-за вращения астероида вокруг своей оси его блеск также будет меняться в течение периода вращения, если он имеет несферическую форму и/или неоднородную отражательную способность по поверхности.

Зависимость блеска от г и А исключается приведением вне* атмосферных величин к единичному гелиоцентрическому и геоцентрическому расстоянию, а изменение вызванное вращением определяется по кривой блеска астероида: где / - фаза вращения астероида. Исключение влияния кривой блеска астероида т (/) на фазовую кривую производится приведением т (1, a, f) i либо к максимуму кривой блеска, либо к средней величине за период вращения. Следует однако заметить, что кривые блеска для многих астероидов существенно меняются с изменением как фазового угла а, так и угла аспекта (угла между лучом зрения на планету и осью ее вращения) (Киселев и Нариж-ная, 1980; Birch et aL, 1983). Поэтому, для исключения этого эффекта желательно иметь несколько кривых блеска астероида на различных фазовых углах.

Surdej & Surdej (1978) показали, что если представить астероид трехосным эллипсоидом, то амплитуда кривых блеска такой модели растет с увеличением угла аспекта и фазового угла, а экстремумы кривых блеска сдвигаются в.сторону больших фаз вращения /. Неучет этих эффектов приводит к ошибочному определению фазовой зависимости блеска астероида.

Проиллюстрируем это на примере астероида 354 Элеонора. За период наблюдений Элеоноры в 1965 г. было получено семь кривых блеска в интервале фазовых углов а от 1°.5 до 16°.1 при изменении эклиптических координат Я от 316° до 303° и Р от 7° до 0° (Zappala et al.y 1979). С учетом того, что направление оси вращения этого астероида Ло = 0°, ръ = 35° (Лупишко и др., 1981а), мы получили, что угол аспекта наблюдений Элеоноры в 1965 году изменялся от 49° до 63°. Амплитуда кривых блеска астероида (Aw) увеличивалась от 0т.19 ( а = 4°.8 ) до 0т.25 ( а = 16°Л ). На рис. 1 представлена зависимость величины амплитуды Am от фазового угла. Точками обозначены наблюденные значения. Линейная экстраполяция на а = 0° дает Aw = 0™. 17. Коэффициент изменения амплитуды (Am) на один градус угла фазы составил 0.005 зв.вел./град.

На рис.2 представлены три возможные фазовые кривые Элеоноры, полученные разными способами исключения эффекта вращения. Фазовая зависимость блеска астероида, найденная по всем наблюденным кривым блеска представлена на рисунке сплошной линией (б). Штрихами (а) и пунктиром (в) обозначены фазовые кривые, полученные по одной кривой блеска: соответст-
Список литературы .
Цена, в рублях:

(при оплате в другой валюте, пересчет по курсу центрального банка на день оплаты)		 1425
Скачать бесплатно 23091.doc 





Найти готовую работу


ЗАКАЗАТЬ

Обратная связь:


Связаться

Доставка любой диссертации из России и Украины

Вход для партнеров

Регистрация

Восстановить доступ

Материал для курсовых и дипломных работ


Ссылки:

Выполнение и продажа диссертаций, бесплатный каталог статей и авторефератов

Счетчики:

Besucherzahler
счетчик посещений

© 2006-2022. Все права защищены.
Выполнение уникальных качественных работ - от эссе и реферата до диссертации. Заказ готовых, сдававшихся ранее работ.