Поляриметрический мониторинг астероидов примитивных типов вблизи перигелия с целью обнаружения их сублимационно-пылевой активности

Полный текст

1. Введение

Спектральные наблюдения астероидов Главного пояса (АГП) примитивных типов (С, B, F, G, X) с вероятным содержанием в недрах водяного льда показывают, что у этих тел вблизи перигелийных гелиоцентрических расстояний и, соответственно, при максимальных подсолнечных температурах возможна временная сублимационно-пылевая активность (СПА), ведущая к образованию разреженной пылевой экзосферы (ПЭ) [1, 2, 3]. Моделирование спектров отражения таких астероидов, окруженных оптически тонкой ПЭ, состоящей из агрегатных частиц субмикронного размера и разного состава, это полностью подтверждает [4, 5]. Из перечисленных результатов также следует, что спектрофотометрия и широкополосная UBVRI-фотометрия являются эффективными методами обнаружения явления СПА у астероидов примитивных типов. В то же время для обнаружения и изучения данного явления было бы целесообразно также использовать поляриметрический метод, который во многих случаях служит независимым источником информации об оптических, химико-минералогических и структурных особенностях поверхностей безатмосферных небесных тел и пылевых частиц (см., напр., [6, 7] и ссылки там же).

В нашей статье обсуждаются результаты UBVR-поляриметрических наблюдений на интервале времени около четырех месяцев двенадцати АГП в основном примитивных типов, находившихся вблизи перигелия орбиты. Как известно, фазовые углы АГП не превышают ~30° и поэтому возможные изменения их поляриметрических характеристик и параметров невелики [7, 8], что затрудняет их использование для обнаружения изменений, вызванных появлением СПА и связанной с ней ПЭ. Для изучения возможностей использования поляриметрических параметров астероидов примитивных типов для обнаружения СПА было проведено численное моделирование (с использованием теории радиационного переноса излучения) этих параметров у условного астероида С-типа, окруженного оптически тонкой пылевой экзосферой (t < 0,5), состоящей из агрегатных частиц субмикронного размера и разного состава (лед Н₂О, оливин, астрономические силикаты и органика типа толинов [9]). На основании этого моделирования был сделан вывод, что по данным поляриметрии на фазовых углах менее 30° невозможно утверждать, была ли у астероида какая-то экзосфера или нет во время наблюдений, и тем более оценить ее свойства, так как изменения, вносимые рассеянием света в ПЭ в значения степени поляризации на указанных фазовых углах, малы и слабо отличаются для экзосферных частиц с разными параметрами [9].

Тем не менее в качестве первоначального этапа мы провели поиск признаков СПА у вышеупомянутых астероидов примитивных типов, находившихся при максимальных подсолнечных температурах, с расчетом на то, что имеется вероятность обнаружения кратковременных вариаций поляриметрических параметров, связанная с наличием СПА и локальной неустойчивости ПЭ у некоторых из этих тел. Результаты этого небольшого обзора изложены ниже.

2. Аппаратура, методики наблюдений и обработки

Поляриметрические наблюдения по программе поиска признаков сублимационно-пылевой активности астероидов были проведены в период с 22 декабря 2022 г. по 26 апреля 2023 г. на 2-м (F/8) телескопе “Цейсс-2000” системы Ричи-Кретьена-Куде обсерватории Пик Терскол (Северный Кавказ, Россия), оснащенного двухканальным апертурным поляриметром имени Н. М. Шаховского “POLSHAKH”. Оптический тракт поляриметра включает модулятор, представляющий собой быстро вращающуюся ахроматическую волновую пластину (~30 оборотов в секунду). Для работы использовалась полуволновая пластина (l/2), служащая для измерения линейной поляризации. После модулятора установлена призма Волластона, которая разделяет входящий свет на два ортогонально поляризованных луча. Эти лучи направляются зеркалами в два канала — синий и красный. Каждый из каналов имеет свой приемник излучения и набор спектральных фильтров, выделяющих необходимые фотометрические полосы: UBV в синем канале и UBVRI в красном канале. В качестве приемника излучения в синем канале стоит неохлаждаемый ФЭУ EMI 6556 B. В красном канале используется охлаждаемый приемник Hamamatsu R943-02. Наши наблюдения в основном проводились с центральными длинами волн и ширинами на полувысоте пропускания фильтров (FWHM) в полосах B (λ434/117 нм) и R (λ683/159 нм), а для некоторых объектов в U (λ360/74 нм), V (λ540/80 нм) и I (λ809/188 нм). Вращение фазовой пластины синхронизировано со временем накопления импульсов ФЭУ в каждом из 16 секторов положения фазовой пластины 0°–22.5°, 22.5°–45°, ..., 337.5°–360° одновременно для двух ортогонально поляризованных лучей. Интенсивность света, прошедшего через идеальную полуволновую фазовую пластинку с оптической осью под углом φ, за которой следует анализатор (Волластон) с главной плоскостью под углом Ψ = 0°, можно записать согласно [10]:

$I\left(\phi \right)=\frac{1}{2}\left(1+q\cos 4\phi +u\sin 4\phi \right).$  (1)

Этот метод обеспечивает квазиодновременное измерение параметров Стокса q и u приходящего излучения. Преимуществом этого метода является независимость измеряемых поляризационных параметров от изменений интенсивности, вызванных переменностью объекта и/или атмосферным поглощением. Измерения выполнялись по схеме: фон неба — астероид, астероид —, ..., — фон неба. Длительность мониторинга каждого объекта была около 1 часа. При обработке наблюдений отсчеты от фона неба интерполировались на средние моменты наблюдений программного объекта (астероида) и вычитались. После коррекции фона неба решение системы уравнений (1) для 16 положений полуволновой фазовой пластинки позволяет получать значения параметров Стокса астероида в инструментальной системе q_obs и u_obs для каждой экспозиции. Используя весь ряд экспозиций, были получены средние значения наблюдаемых параметров Стокса q_obs и u_obs и их среднеквадратические ошибки, определяемые как стандартные отклонения σ_qobs и σ_uobs.

Для определения инструментальной линейной поляризации наблюдались неполяризованные звезды с нулевой поляризацией (P < 0.01%) из списка [10]. В результате наблюдений нескольких стандартов были получены средние инструментальные параметры q_ins и u_ins и их среднеквадратические ошибки σ_{q ins} и σ_{u ins} для каждой полосы и каждого сезона наблюдений. Инструментальная степень поляризации телескопа во всех полосах была менее 0.04% и была исключена из измеренной степени поляризации астероидов согласно выражениям q = q_obs – q_ins и u = u_obs – u_ins. В результате для каждого астероида и каждой полосы были определены степень P = (q² + u²)^1/2 и позиционный угол плоскости линейной поляризации

$\theta =\frac{1}{2}\arctan \left(\frac{u}{q}\right)+\Delta PA$

в экваториальной системе координат, где ΔPA — поправки к нуль-пунктам инструментальных позиционных углов. Для определения поправок ΔPA проведены наблюдения звезд-стандартов с известной высокой степенью поляризации и известными углами поляризации в экваториальной системе координат, взятые из [11, 12]. Поправки за нуль-пункты инструментальных позиционных углов во всех фильтрах были постоянны в пределах ±3°. Более подробно поляриметр, методики наблюдений и обработки данных описаны в работе [13].

В дальнейшем, как это принято в планетной астрофизике, мы будем рассматривать параметры Стокса астероидов q_r и u_r по отношению к перпендикуляру к плоскости рассеяния φ, проходящей через Солнце, наблюдателя и объект изучения. Они связаны с величинами P и θ посредством выражений θ _r= θ – (φ ± 90°), $P_r\equiv q_r=P\cos \left(2{\theta }_r\right)$ и u_r= P sin(2q_r). Знак в скобках выбирается «+», если (φ ±  90°) δ 180°, и «–», если (φ ± 90°) ≥ 180° [14]. Обычно, если нет физических причин, то с точностью до ошибок измерений положительная ветвь фазовой зависимости поляризации на фазовых углах α ≥ α_inv характеризуется ортогональностью плоскости поляризации θ по отношению к плоскости рассеяния φ, то есть θ_r = 0°, q_r = P и u_r = 0. Угол a_inv является углом инверсии, то есть фазовым углом, на котором меняется знак степени поляризации. На фазовых углах 0 ≤ α ≤ α_inv наблюдается так называемая отрицательная ветвь фазовой кривой поляризации с параметрами: плоскость поляризации θ параллельна плоскости рассеяния φ, то есть θ_r = 90°, q_r = –P и u_r = 0.

Фазовые зависимости поляризации (ФЗП) безатмосферных космических тел (БКТ) Солнечной системы (астероиды, спутники планет), а также ансамблей частиц (например, кометы) являются одними из основных характеристик, морфология и параметры которых зависят от свойств частиц реголитовых поверхностей БКТ и частиц атмосфер комет. Для аппроксимации фазовых кривых используются различные выражения, например, тригонометрический полином [15], где b, c1, c2, α_inv — свободные параметры:

$P\left(\alpha \right)=b\times {\sin }^{c1}\alpha \times {\cos }^{c2}(\alpha /2)\times (\alpha -{\alpha }_{inv}).$  (2)

3. Результаты наблюдений и дискуссия

В табл. 1 представлены данные о наблюдавшихся астероидах. Она содержит: имя астероида, фотометрические полосы, наличие/отсутствие данных в Aстероидной поляриметрической базе данных (APDB) [16], диапазон наблюдавшихся фазовых углов, эфемеридную звездную величину на момент наблюдений, спектральную классификацию согласно [17, 18] (столбец 1), [19] (столбец 2) и [20] (столбец 3) группы “Спектральный класс”.

 

Таблица 1. Обстоятельства наблюдений избранных астероидов

	Название	Полосы	Поляриз. данные	Фазовые углы a, град	mv	Спектральный класс
						1	2	3
1	Церера	UBVR	APDB	12.2–20.8	7.9–7.3	G	C	C
53	Калипсо	BR	APDB	17.5–20.1	12.2–11.4	Xc		Ch
117	Ломия	BR		7.7–14.7	12.6–13.1	Xc	X	C
164	Ева	BV R		13.5–22.8	11.6–12.7	CX	X	C
214	Ашера	BV R	APDB	5.1–8.7	12.8–12.5	Xc	Ek
324	Бамберга	BV R	APDB	18.9–21.6	10.1–11.1	CP		Ch
419	Аврелия	V B	APDB	12.9–13.7	13.7	F	C
505	Кава	BR		6.2– 8.8	11.7–11.2	FC	P	P
554	Перага	V R	APDB	6.7	13.2	Fc	Ch	Ch
654	Зелинда	BR	APDB	18.2–21.6	11.2–10.5	C	Ch	Ch
704	Интерамния	BR	APDB	16.3–20.3	~12	F	B	Ch
1021	Фламмарио	BV R	APDB	4.9–14.5	11.5–12.3	F	B	C

 

Отметим некоторые особенности фотометрического и поляриметрического поведения астероидов, по которым они были включены в нашу программу. Астероид (1) Церера был включен в программу наблюдений как объект, у которого [21] обнаружили эмиссию молекул радикала ОН (λ3080 Å), образующихся в результате фотодиссоциации молекул воды. Авторы заключили, что ОН-атмосфера Цереры несимметрична. Вероятно, что северная полярная шапка астероида состоит из замерзшей Н₂О (возможно, в виде инея), которая в течение зимы аккумулируется, а летом сублимирует. Можно предположить, что в результате возможно изменение поляриметрических свойств отраженного света астероида, особенно если вре́менное образование несимметричной газовой оболочки сопровождается выносом пыли. Кроме того, у (1) Цереры подозревается монотонное возрастание позиционного угла плоскости отрицательной поляризации с длиной волны [22]. В связи с этим измерения поляризации астероида проведены в широком спектральном диапазоне, включающем фотометрические полосы UBVR.

В работе [23] была найдена большая положительная поляризация излучения астероида (554) Перага (P_r = 1%) на фазовых углах 8—10°. Зельнер и Градье [23] отметили этот уникальный случай среди большого числа объектов, которые они наблюдали. Они исключили ошибку в отождествлении объекта, так как он двигался в поле звезд в обе даты наблюдений в соответствии с эфемеридой. Так как на зависимости P_r (a) было всего две точки, можно было заподозрить, что переход ФЗП астероида от отрицательных значений P_r к положительным происходит на очень небольшом угле инверсии α_inv < 8°. Как отмечалось выше, обычно в диапазоне фазовых углов 0 – α_inv фазовая зависимость степени поляризации большинства астероидов имеет один минимум [24] и хорошо описывается тригонометрическим полиномом [25] или параболой. В настоящее время установлено, что минимальный угол инверсии составляет около 14° для астероидов F-типа, а максимальный угол инверсии равен около 28° для “Barbara-like” астероидов S-типа [26]. Отметим, что пока абсолютный минимум угла инверсии безатмосферных тел Солнечной системы принадлежит спутнику Юпитера Европа (α_inv ≈ 6.1°, полоса V ) [13].

Для уточнения вида отрицательной ветви ФЗП Антонюк и Киселев [27] провели в 2006 г. измерения поляризации (554) Перага в диапазоне фазовых углов 3–16°, в том числе и на близком фазовом угле 10.7°, на котором проведены наблюдения Зельнера и Градье. Вопреки данным Зельнера и Градье, была установлена отрицательная степень поляризации астероида, P_r = –2.10 ± 0.17%. В ошибочность результатов наблюдений Зельнера и Градье трудно поверить, зная огромный опыт этих наблюдателей и то, что они сами обратили внимание на необычные данные для (554) Перага. Поэтому Антонюк и Киселев выдвинули предположение, что различия в поляризации реальны и вызваны различиями в свойствах областей поверхности астероида, которые были доступны для наблюдений Зельнеру и Градье в 1975 г. и Антонюку и Киселеву в 2006 г. Эклиптические координаты астероида в 1975 г. и 2006 г. составили (λ = 181.6°, β = –2.7°) и (α = 21.1°, β = 2.9°) соответственно. Если ось вращения астероида близка к плоскости эклиптики, то разница в эклиптических долготах 160° дает возможность наблюдать две разные части поверхности астероида (северную и южную приполярные области) в эти два периода наблюдений. Позже Гил-Хаттон и др. [28, 29] измерили поляризацию (554) Пераги в полосе V на фазовых углах 9.2° и 10.3°. Она оказалась отрицательной: P_r = –1.31% и –1.6% соответственно. Эклиптические координаты астероида составили λ = 286.5°, β = –0.5° и λ = 264.1°, β = –1.5°. Нельзя исключить также, что уникальные свойства поляризации (554) Пераги, полученные Зельнером и Градье в 1975 г., были вызваны вре́менной сублимационно-пылевой активностью, обнаруженной для ряда астероидов ([3] и ссылки там). Поэтому наблюдаемые особенности поляризации Пераги стали основанием включения этого астероида в программу поляриметрического мониторинга.

Астероид (704) Интерамния — единственный объект нашей программы, у которого ранее по спектрофотометрическим наблюдениям были обнаружены признаки сублимационно-пылевой активности [1, 30].

Остальные астероиды были включены в программу, как объекты примитивных (низкотемпературных) спектральных классов, находившихся вблизи перигелия, где наиболее вероятно проявление сублимационно-пылевой активности. Результаты поляризационной мониторинговой программы астероидов приведены в табл. 2. В ней представлены: среднее время наблюдений (Y-M-D (UT)), фотометрическая полоса, фазовый угол (α), позиционный угол плоскости рассеяния (φ), измеренные степень линейной поляризации (P) и позиционный угол плоскости поляризации (θ) вместе с их среднеквадратическими ошибками (σ), позиционный угол плоскости поляризации (θ_r) и параметры Стокса q_r и u_r по отношению к перпендикуляру к плоскости рассеяния.

 

Таблица 2. Результаты поляриметрического мониторинга астероидов в 2022–2023 гг.

Г–М–Д	Полоса	α, град	φ, град	P ± σ, %	θ ± σ, град	θr, град	Pr = qr, %	ur, %
(1)Церера
-01-20.060	B	20.82	287.91	0.718 ± 0.009	18.26 ± 0.36	0.36	0.718	0.009
2023-01-20.061	R	20.82	287.91	0.725 ± 0.031	18.45 ± 1.23	0.55	0.725	0.014
2023-01-22.010	B	20.54	287.33	0.625 ± 0.010	14.77 ± 0.46	177.44	0.623	–0.056
2023-01-22.010	R	20.54	287.33	0.697 ± 0.032	16.78 ± 1.30	179.45	0.696	–0.013
2023-01-23.012	B	20.38	287.02	0.580 ± 0.018	15.57 ± 0.91	178.55	0.579	–0.029
2023-01-23.004	R	20.38	287.02	0.666 ± 0.033	14.32 ± 1.42	177.30	0.663	–0.063
2023-01-24.995	B	20.06	286.38	0.492 ± 0.014	12.06 ± 0.81	175.68	0.486	–0.074
2023-01-25.005	R	20.06	286.38	0.556 ± 0.031	12.92 ± 1.58	176.55	0.552	–0.067
2023-02-25.003	U	12.20	267.37	1.018 ± 0.040	85.40 ± 1.12	88.03	–1.016	0.070
2023-02-24.985	B	12.20	267.38	1.232 ± 0.023	87.28 ± 0.54	89.90	–1.232	0.005
2023-02-24.985	V	12.20	267.39	1.226 ± 0.022	87.12 ± 0.51	89.73	–1.226	0.012
2023-02-24.985	R	12.20	267.39	1.250 ± 0.030	85.86 ± 0.68	88.47	–1.249	0.067
2023-02-24.999	I	12.20	267.37	1.241 ± 0.037	86.77 ± 0.85	89.39	–1.240	0.026
(53)Калипсо
-12-24.076	B	20.14	291.08	0.261 ± 0.047	120.89 ± 5.19	99.81	–0.246	–0.088
2022-12-31.056	B	17.50	291.71	0.794 ± 0.059	108.54 ± 2.14	86.83	–0.789	0.088
2022-12-31.056	R	17.50	291.71	0.820 ± 0.059	106.01 ± 2.05	84.30	–0.804	0.162
2023-01-24.012	B	5.65	297.15	1.159 ± 0.043	115.67 ± 1.07	88.52	–1.157	0.060
2023-01-24.011	R	5.65	297.15	1.194 ± 0.041	116.09 ± 0.99	88.94	–1.194	0.044
(117)Ломия
-12-23.772	B	7.69	153.35	0.955 ± 0.061	153.31 ± 1.84	89.96	–0.955	0.001
2023-01-24.790	B	14.70	101.18	0.712 ± 0.089	96.85 ± 3.59	85.67	–0.703	0.107
2023-01-24.790	R	14.70	101.18	0.751 ± 0.086	97.46 ± 3.26	86.29	–0.744	0.097
(164)Ева
-12-23.662	B	13.49	75.84	1.186 ± 0.037	74.73 ± 0.89	88.89	–1.185	0.046
2022-12-24.691	B	13.95	76.31	1.137 ± 0.039	75.02 ± 0.99	88.71	–1.136	0.051
2022-12-25.740	V	14.42	76.74	1.077 ± 0.043	73.59 ± 1.14	86.85	–1.070	0.118
2022-12-29.781	B	16.10	78.01	0.708 ± 0.045	75.96 ± 1.81	87.95	–0.707	0.051
2023-01-22.785	B	22.83	80.09	0.788 ± 0.065	168.35 ± 2.35	178.26	0.786	–0.048
2023-01-22.786	R	22.83	80.09	0.805 ± 0.055	163.34 ± 1.97	173.25	0.783	–0.188
(214) Ашера
-12-23.816	B	8.74	269.66	0.260 ± 0.079	70.74 ± 8.69	71.09	–0.205	0.160
2023-01-21.015	V	5.11	116.03	0.272 ± 0.153	172.62 ± 16.16	146.59	0.107	–0.250
2023-01-21.013	R	5.11	116.03	0.478 ± 0.138	83.22 ± 8.30	57.19	–0.197	0.435
(324) Бамберга
-12-22.792	V	18.36	97.09	0.318 ± 0.023	96.55 ± 2.07	89.46	–0.318	0.006
2022-12-24.743	B	18.93	95.30	0.256 ± 0.018	98.39 ± 2.06	93.08	–0.255	–0.028
2022-12-27.884	B	19.83	92.76	0.068 ± 0.040	73.53 ± 17.00	70.77	–0.053	0.042
2022-12-29.664	B	20.31	91.49	0.104 ± 0.019	92.46 ± 5.28	90.98	–0.104	–0.004
2022-12-30.973	B	20.65	90.61	0.225 ± 0.023	79.31 ± 2.98	78.69	–0.207	0.086
2022-12-30.814	B	20.61	90.72	0.207 ± 0.033	1.56 ± 4.63	0.84	0.207	0.006
2023-01-03.723	B	21.58	88.40	0.501 ± 0.023	179.39 ± 1.29	0.99	0.501	0.017
2023-01-03.765	R	21.58	88.40	0.490 ± 0.037	175.03 ± 2.19	176.63	0.487	–0.058
(419) Аврелия
-12-23.719	B	12.88	72.65	0.886 ± 0.099	77.08 ± 3.20	94.43	–0.876	–0.136
2022-12-25.690	V	13.37	72.66	0.763 ± 0.110	77.46 ± 4.12	94.80	–0.753	–0.127
(505) Кава
-12-29.821	B	8.79	266.07	1.262 ± 0.059	83.09 ± 1.35	87.02	–1.255	0.131
2023-01-22.945	B	6.20	132.10	1.182 ± 0.028	132.59 ± 0.68	90.50	–1.181	–0.020
2023-01-22.945	R	6.20	132.10	1.088 ± 0.031	129.92 ± 0.81	87.82	–1.085	0.083
(654) Зелинда
-12-24.120	B	27.59	297.70	2.187 ± 0.041	26.77 ± 0.53	179.07	2.186	–0.071
2023-01-21.929	B	18.20	326.75	0.575 ± 0.027	146.15 ± 1.33	89.40	–0.575	0.012
2023-01-21.928	B	18.20	326.75	0.530 ± 0.035	147.07 ± 1.91	90.32	–0.530	–0.006
(704) Интерамния
-12-22.724	B	20.27	61.66	1.474 ± 0.084	153.74 ± 1.64	2.08	1.470	0.107
2023-01-22.683	B	16.40	53.67	0.194 ± 0.050	150.98 ± 7.46	7.30	0.187	0.049
2023-01-22.682	B	16.40	53.67	0.303 ± 0.042	155.25 ± 3.98	11.58	0.278	0.119
2023-01-23.674	B	16.25	53.40	0.173 ± 0.049	151.69 ± 8.17	8.29	0.166	0.049
2023-01-23.671	R	16.25	53.40	0.355 ± 0.036	142.26 ± 2.88	178.86	0.355	–0.014
(1021) Фламмарио
-12-25.791	V	4.89	348.72	1.022 ± 0.037	168.26 ± 1.04	89.53	–1.022	0.017
2023-01-24.817	B	14.49	82.60	0.441 ± 0.088	76.02 ± 5.73	83.42	–0.430	0.101
2023-01-24.817	R	14.49	82.60	0.329 ± 0.070	89.60 ± 6.11	97.00	–0.319	–0.080
(554) Перага
-04-25.996	V	6.66	298.18	1.493 ± 0.081	117.79 ± 1.55	89.61	–1.493	0.021
2023-04-25.996	R	6.66	298.18	1.244 ± 0.055	115.70 ± 1.27	87.52	–1.239	0.108

 

На рис. 1(а)–(е) показаны результаты наших измерений степени поляризации астероидов в полосах B, V и R вместе с данными разных авторов, взятых из каталога APDB [16].

 

Рис. 1. Фазовые зависимости степени поляризации астероидов (1) Церера, (704) Интерамния, (324) Бамберга, (1021) Фламмарио, (214) Ашера, (419) Аврелия, (554) Перага в полосах B (открытые квадраты), V (открытые ромбы) и R (открытые треугольники) вместе с данными разных авторов (открытые кружочки, закрытые кружочки, закрытые ромбы) из каталога APDB [16].

 

Рис. 1 (продолжение).

 

Рис. 1 (окончание).

 

Из табл. 2 и рис. 1 видно, что с точностью до ошибок измерений ~(0.01–0.1)%, в зависимости от блеска астероида, данные новых измерений дополняют прежде полученные фазовые зависимости поляризации. Следовательно, можно заключить, что в период наших наблюдений отсутствовали значимые изменения степени поляризации выбранных астероидов. Отсутствие признаков СПА у Интерамнии по поляриметрическим данным не ставит под сомнение обнаруженные ранее эффекты по спектрофотометрическим наблюдениям. Во-первых, как уже отмечалось выше, поляриметрическое проявление СПА может быть слабее по сравнению с эффектами, выявленными по спектрофотометрии при фазовых углах менее 30 градусов. Во-вторых, отсутствие СПА в наш период наблюдений (очень близко до и после перигелийного расстояния) может быть вызвано тем, что проявление сублимационно-пылевой активности Интерамнии обусловлено некоторой тепловой инерцией, зависящей от времени прогревания поверхностного слоя вещества астероида над залежами льда Н₂О.

Так как в программу наблюдений были включены примитивные астероиды разных спектральных классов (табл. 1), то представляет интерес рассмотрение того, как измеренная степень поляризации соответствует их спектральной классификации. В настоящее время существуют несколько вариантов спектральной классификации астероидов. Чаще всего используют классификацию Толена [18, 17] и Баса и Бинзела [19]. Классификация Толена основана на узкополосных измерениях спектра в диапазоне от 0.31 мкм до 1.06 мкм, полученных в ходе восьмицветной фотометрии астероидов в 1980-х годах, и данных альбедо. В классификации Баса и Бинзела используются спектральные ПЗС данные более высокого разрешения, полученные по программе SMASSII, но не учитывается альбедо астероидов. Недавняя таксономия [20] основана на спектрофотометрии в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах, а также альбедо астероидов. Принадлежность наблюдавшихся нами астероидов к классам трех спектральных классификаций приведена в табл. 1. Как видно, один и тот же астероид может относиться к разным спектральным классам, поскольку использованы различные критерии для установления разных вариантов таксономии. Поэтому интересно проанализировать, имеется ли связь между спектральными классами и параметрами поляризации. На рис. 2a, б показаны значения степени поляризации P_r в полосах B и R астероидов таксономических классов С и Сh по классификации [20].

 

Рис. 2. Фазовые кривые поляризации исследуемых астероидов в полосах B и R для таксономических классов С, Ch и P согласно [20]. Числа на графиках соответствуют номерам астероидов.

 

Из рис. 2 видно, что степень поляризации астероидов (53) Калипсо, (324) Бамберга, (554) Перага и (654) Зелинда, относящихся к таксономическому классу Ch (согласно [20], см. также табл. 1), можно аппроксимировать едиными фазовыми кривыми поляризации в синей и красной полосах. Вместе с тем кривая поляризации астероида (704) Интерамнии того же спектрального класса Ch заметно отличается от этих кривых. Степень поляризации астероидов (1) Цереры, (117) Ломии, (164) Евы, (419) Аврелии и (1021) Фламмарио, относящихся к С-типу, систематически выше по сравнению с ФЗП астероидов Ch-типа и имеет большее рассеяние данных. Это, а также пример с астероидом (704) Интерамнией, указывает на необходимость привлекать к таксономии астероидов, кроме данных по спектрофотометрии и альбедо, данные по поляризации.

На рис. 3 представлена спектральная зависимость позиционного угла θ_r и степени поляризации q_r астероида (1) Церера, измеренные 24 февраля 2023 г.

 

Рис. 3. Спектральная зависимость позиционного угла плоскости поляризации θr (кружки) и степени поляризации qr (ромбы) астероида (1) Церера 24 февраля 2023 г. Прямая линия соответствует среднему значению угла θr = 89.1° ± 0.7°.

 

Очевидно, что с точностью до 1σ случайных ошибок наблюдений спектральная зависимость позиционного угла плоскости поляризации θ_r плоская. Среднее значение угла θ_r = 89.1° ± 0.81° также в пределах 1σ отличается от ортогонального значения, которое обычно наблюдается для безатмосферных тел Солнечной системы при стандартных условиях наблюдений, когда падающий луч, нормаль к поверхности объекта и отраженный луч лежат в одной плоскости. Таким образом, наши измерения не подтвердили систематическое увеличение угла плоскости поляризации астероида (1) Цереры, отмеченное в работе [22].

Что касается возможности наличия у Цереры СПА, имеются многолетние наблюдательные данные [31], свидетельствующие о корреляции вариаций спектров отражения Цереры с солнечной активностью. Такой вариант активности может быть преобладающим у астероидов с малым эксцентриситетом орбиты и малым наклоном оси вращения (или спиновой оси) относительно нормали к плоскости орбиты. Как известно по уточненным данным космического аппарата Dawn (НАСА), у Цереры эти параметры составляют соответственно 0.0789125318 [32] и 4° [33].

4. Заключение

1. С декабря 2022 г. по апрель 2023 г. на телескопе “Цейсс–2000” обсерватории Пик Терскол проведен UBVR-поляриметрический мониторинг 12 астероидов, в основном примитивных типов Главного пояса, находившихся на расстояниях вблизи перигелия, с целью поиска изменений поляризации, вызванных возможной сублимационно-пылевой активностью.
2. Показано, что в период наблюдений значимые изменения степени поляризации выбранных астероидов отсутствовали.
3. В настоящее время астероид (554) Перага является единственным, у которого наблюдались значимые вре́менные изменения степени поляризации.
4. Показано, что существующие в настоящее время спектральные классификации астероидов, основанные на спектрофотометрических данных и альбедо, демонстрируют значительный разброс при сопоставлении спектральных классов с фазовыми зависимостями поляризации астероидов. Поэтому для надежного выделения таксономических классов надо привлекать данные по поляризации астероидов.
5. Наши измерения не подтвердили систематическое увеличение угла плоскости поляризации астероида (1) Цереры, отмеченное в работе [22].
6. С целью повышения вероятности обнаружения признаков СПА у АГП примитивных типов в форме вариаций поляриметрических данных целесообразно уменьшить интервалы времени между последовательными измерениями и проводить не менее двух последовательных измерений в используемых фотометрических полосах.

Финансирование

Авторы (В. В. Бусарев и М. П. Щербина) выражают благодарность Российскому научному фонду за финансовую поддержку работы (грант РНФ 22-12-00115).

Результаты получены на Уникальной научной установке “Цейсс-2000” Центра коллективного пользования “Терскольская обсерватория” Института астрономии РАН.

Об авторах

В. В. Бусарев

Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга; Учреждение Российской академии наук Институт астрономии Российской академии наук

Автор, ответственный за переписку.
Email: busarev@sai.msu.ru
Россия, Москва; Москва

Н. Н. Киселёв

Учреждение Российской академии наук Институт астрономии Российской академии наук

Email: busarev@sai.msu.ru
Россия, Москва

М. П. Щербина

Учреждение Российской академии наук Институт астрономии Российской академии наук; Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга

Email: busarev@sai.msu.ru
Россия, Москва; Москва

Н. В. Карпов

Учреждение Российской академии наук Институт астрономии Российской академии наук

Email: busarev@sai.msu.ru
Россия, Москва

А. П. Горшков

Учреждение Российской академии наук Институт астрономии Российской академии наук

Email: busarev@sai.msu.ru
Россия, Москва

Список литературы

Дополнительные файлы