1Uchinchi renessansyosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current
ChaLes.hnnoeon.andPru.en
*ЕШ ОЛИМЛАР ИЛМИИ ПЛАТФОРМАСИ* *НАУЧНАЯ ПЛАТФОРМА МОЛОДЫХ УЧЕНЫХ* *SCIENTIFIC PLATFORM FOR YOUNG SCIENTISTS*
ASTEROID JUFTLIKLARI BIRLAMCHILARINING AYLANISH DAVRI VA JUFTLIKLARNING O'ZARO MASSA NISBATLARI TAQSIMOTI
K.E. Ergashev, R.I. Tojiyev, O.A. Burxonov
O'zR FA Astronomiya institute, eke@astrin.uz. O'zbekiston.
Asteroid juftliklari asosan asteroidlar bosh belbog'ida, har bir juftlik bir-biriga juda o'xshash geliosentrik orbitalarda harakatlanadilar. Ular mahalliy asteroid populyatsiyasidan kelib chiqqan bir-biriga bog'liq bo'lmagan asteroidlarning tasodifiy kombinatsiyasi bo'lishi mumkin emas, ularning aksariyati genetik jihatdan o'zaro bog'liq bo'lgan juftliklar hisoblanadi (Vokrouhlicky va Nesvorny, 2008) [1]. Sheeres (2007) [2] nazariyasidan bu juftliklar yagona ob'yektning aylanish-bo'linishi jarayoni orqali shakllangan deb hisoblashimiz mumkin.
Fotometrik kuzatishlar bilan biz juftlikning birlamchi (ya'ni, asteroid juftlarining kattaroq a'zolari) va ikkilamchi (kichik juftlik a'zolari) namunasi uchun aylanish davrlarini olishimiz mumkin. Kuzatilgan asteroid juftlarining absolyut yulduz kattaliklari farqlari olinsa, bu ularning massa nisbatlari q ni olishni ta'minlaydi. Shiningdek, rang ko'rsatkichlarini olish o'rganilayotgan juftliklarning geometrik albedolarini aniqlash yoki aniqlashtirish va ularning taksonomik tasniflarini baholash imkonini beradi. Shunday qilib, Maydanak observatoriyasi kuzatuv imkoniyatlarini hisobga olgan holda, biz 9 ta juftlikni kuzatuvlar uchun tanlab oldik.
Maydanak observatoriyasi (Ehgamberdiev, 2018) [3] da kuzatuvlar ikkita teleskopdan foydalanilgan holda olib-borilgan. Diametri 1.5 metr bo'lgan AZT-22 teleskopida (Cassegrain f/7,7) 4096 X 4096 pikselli CCD kameradan foydalanilgan. Kameraning piksel o'lchamlari 15 X 15 ^m yoki 0,27 X 0.27 arcsekundni, ko'ris maydoni esa FOV 18,4 X 18,4 arcmin ni tashkil qiladi. Kuzatishlar standart usulda amalga oshirilgan. Asteroid va tasvirdagi referent yulduzlar aperturali fotometriyasi DLR da ishlab chiqilgan ASTPHOT paketi yordamida amalga oshirildi (Mottola va boshqalar 1995) [4]. Diafragmaning effektiv radiusi yulduz yoki asteroid oqimining 90% dan ortig'ini o'z ichiga olgan 1-1,5 seeing ga teng. Asteroid fotometriyasidagi odatiy xatoliklar 0,02-0,03 mag oralig'ida. Diametri 0.6 metga teng bo'lgan ZEISS-
May 15, 2024
662
Uchinchi renessans yosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
600 teleskopida kuzatuvlar 0,67 arcsek/piksel o'ichamli 1K X 1K piksellar soniga ega FLI IMG1001E CCD kamera bilan amalga oshirilgan. Kameraning ko'rish maydoni FOV 10,7 X 10,7 arcmin, kamera harorati -30oC. Astrotasvirlarni olishda Maxim DL dasturidan foydalanilgan.
Biz 9 juft asteroiddan iborat tanlovimizning fotometrik kuzatuvlarni o'tkazdik va yorug'lik egri chiziqlaridan iborat fotometrik ma'lumotlarni to'pladik. Bunda standart fotometrik kuzatuv va ma'lumotlarni qisqartirish texnikamizdan foydalandik. Olingan ma'lumotlar Pravec va boshqalar (2006) [5] da tasvirlangan usullar yordamida tahlil qilindi. Ma'lumotlar o'rganilgan juft asteroidlarning aylanish davrlarini olishni ta'minladi. Yetarli ma'lumotlar olingan juft (pair) asteroidlar uchun biz ularning aylanish vektorlarini oldik va Kaasalainen va boshqalar (2001) [6] texnikasidan foydalangan holda ularning CONVEX shakl modellarini yaratdik, ishonch diapazonlari Vokrouhlicky va boshqalar (2011) [7] da bo'lgani kabi hisoblangan. Aksariyat birlamchi va ba'zi ikkilamchi ob'yektlar uchun biz ularning aniq absolyut kattaliklarini ham oldik. Bundan biz ularning AH=(H2-H1) qiymatlarini hisoblab chiqdik. Biroq, biz aniq H qiymatlarini olmagan ba'zi birlamchi va ko'plab ikkilamchi absolyut kattaliklar MPC katalogidan olingan (http://www.minorplanetcenter.org/iau/MPCORB.html). Bunday hollarda AH ning noaniqliklari ±0,3 deb qabul qilindi (Pravec va boshqalar, 2012b ga qarang) [8]. Asteroid juftligining massalari nisbati q uning AH qiymatidan bilan baholanadi:
q = 10-0.6^
Har bir o'rganilgan asteroid juftligi uchun biz birlamchi va ikkilamchilar absolyut kattaliklari (Hi, H2) ni, ularning farqi AH ni oldik. Birlamchi diametri (Di) WISE kuzatuvlaridan (agar km.ning o'ndan biri aniqligida berilgan bo'lsa) olingan yoki taxminiy taksonomik turdagi o'rtacha geometrik albedoni (agar 1 km gacha yaxlitlangan bo'lsa) e'tiborga olgan holda hisoblangan. Birlamchi va ikkilamchining aylanish davrlari va o'rtacha kuzatilgan yorug'lik egri chiziqlari amplitudalari (P1, A1, P2, A2) topilgan.
O'rganilgan juftliklar birlamchilarining eng kattasi (13284) 1998 QB52 ning diametri D1=6.4 km atrofida bo'lsa, aksariyat boshqa birlamchilar diametrlari D1~2-3 km lik chegarada yotadi. Kuzatuvlarimizdan, (88259) 2001 HJ7 va (337181) 1999 VA117 dan iborat juftlikni hisobga olmaganda, boshqa barcha juftliklar birlamchilarining absolyut kattaliklari hisoblangan. Juftliklarga tegishli absolyut kattaliklar H1 (birlamchi uchun), H2 (ikkilamchi uchun) va ular orasidagi nisbiy farq AH quyidagi 1-jadvalda keltirilgan.
May 15, 2024
663
Uchinchi renessansyosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
1-jadval.
№ Primary Secondary H1 H2 AH D1 (km)
1 (2110) (44612) 13.54±0.0 3 15.76±0.04 2.22 ± 0.04 6.2
2 (17198) (229056) 15.32±0.0 2 17.6 2.6 ± 0.3 3
3 (42946) (165548) 14.05±0.0 4 15.90±0.03 1.85 ± 0.05 4.8
4 (54041) (220143) 15.03±0.0 3 16.90±0.05 1.87 ± 0.06 2.6
5 (60677) (142131) 16.18±0.0 2 16.45±0.05 0.27 ± 0.05 2
6 (13284) (154828) 13.72±0.0 4 15.7 2.5 ± 0.3 6.4
7 (70511) (462176) 15.61±0.0 6 18.5 3.2 ± 0.3 2
8 (88259) (337181) 15.56±0.0 4 17.2 2.1 ± 0.3 2
9 (105247 ) 2009 SZ67 16.2 18.6 2.4 ± 0.3 2
Kuzatilgan barcha juftliklar birlamchi va ikkilamchining aniqlangan aylanish davrlari (Pi, P2) va aniqlangan yorug'lik egri chiziqlari o'rtacha amplitudalari (Ai, A2) umumiy ro'yxati quyidagi 2-jadvalda keltirilgan. Birlamchilarning aylansh davrlari barcha birlamchilar uchun topilgan va ular juda qisqa, o'rtacha 3 soat atrofidagi davrga ega. Bu juftliklarning aylanish-bo'linish orqali hosil bo'lishini yana bir bor tasdiqlaydi.
2-jadval.
№ Primary Secondar y P1 A1 P2 A2
1 (2110) (44612) 3.344727±0.0000 02 0.40 4.907058±0.0000 03 0.40
2 (17198) (229056) 3.2430±0.0002 0.12 - -
3 (42946) (165548) 3.40815±0.00009 0.24 (7.9±0.1) 0.21
May 15, 2024
Uchinchi renessans yosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current _Challenges, Innovations and Prospects
4 (54041) (220143) (6.610±0.002) 0.09 3.4987±0.0007 0.10
5 (60677) (142131) 3.6274±0.0008 0.16 4.683±0.008 0.26
6 (13284) (154828) 5.2626±0.0004 0.20 - -
7 (70511) (462176) 2.8414±0.0001 0.14 - -
8 (88259) (337181) 4.1641±0.0004 0.13 - -
9 (105247) 2009 SZ67 2.73194±0.00008 0.17 - -
Pravec va boshqalar (2010) [9] asteroid juftliklari birlamchilarining aylanish chastotalari va asteroid juftliklari massalari nisbati o'rtasidagi bog'liqlikni topgan. Ushbu tendensiya 32 ta asteroid juftliklari parametrlarini o'rganish orqali topilgan edi. Biz kuzatgan 9 ta asteroid juftining 8 tasi Pravec va boshqalar (2010) [9] tomonidan topilgan birlamchining aylanish davri va massa nisbati tendentsiyasiga mos kelishini aniqladik. Faqat (60677) 2000 GO18 va (142131) 2002 RV11 juftligining parametrlari asosiy aylanish davri va massa nisbati tendentsiyasidan chetga chiqadi. Bu aylanish-bo'linish orqali juftliklar hosil bo'lish nazariyasiga to'liq mos emasdek ko'rinadi. Qamrovni orttirish maqsadida hozirga qadar batafsil o'rganilgan barcha juftliklar, ya'ni 93 ta asteroid juftligi uchun birlamchining davri (P1) va juftlik massalari nisbati (q) ma'lumotlarini quyidagi 1-rasmda chizamiz. Chizmada Maydanak observatoriyasi kuzatuvlari asosida biz o'rgangan juftliklar qizil rangda berilgan. Bundan biz 93 ta asteroid juftining 86 tasi Pravec va boshqalar (2010) [9] tomonidan topilgan birlamchining aylanish davri va massalar nisbati tendentsiyasi (P1-q munosabat) ga mos kelishini ko'rish mumkin.
665
May 15, 2024
Uchinchi renessansyosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
Yuqoridagi 1-rasmda qora doiralar birlamchilarining davrlari ishonchli tarzda
aniqlangan juftliklar. Romblar esa, bir aylanish uchun kuzatilgan yorug'lik egri chizig'i maksimal/minimallar
(o'rkachlar) sonining noaniqligi tufayli, birlamchilar davrlari odatda 1,5 faktor bilan noaniq bo'lgan ma'lumotlardir. Qora uzuq chiziq (punktir) aylanish bo'linishi orqali asteroid juftlarini hosil qilish nazariyasidan hisoblangan birlamchi davri va massa nisbati o'rtasidagi nominal bog'liqlik. Ko'k va yashil egri chiziqlar Pravec va boshqalar (2010, 2018) [9-10] da olingan asosiy aylanish chastotasi bo'yicha nazariy chegaralar (pastki yoki yuqori).
Ushbu parametrlar to'plamini juftlik parametrlarining eng yaxshi ifodasi deb hisoblash mumkin. Nazariy chegara haqiqiy asteroidlarda bajarilmaydigan ba'zi idealizatsiyalarni o'z ichiga olgan holda olingan. Xususan, u sharsimon komponent shakllarini qabul qiladi, haqiqiy asteroidlar esa sharsimon emas. Shunday qilib, aylanma parchalanish natijasida hosil bo'lgan haqiqiy asteroid juftlari nazariy chegaradan ancha past bo'lishi mumkin. Ushbu holatdagi 93 ta asteroid juftligidan 86 tasi aylanish bo'linish yo'li bilan asteroid juftlarining hosil bo'lish nazariyasidan kelib chiqqan P1-q munosabatiga amal qiladi. Chetga chiqqan 7 tadan 3 tasi juda sekin birlamchi aylanishlarga ega (umumiy momenti juda past, ular 1-rasmdagi ko'k chiziqlar ostida joylashgan) va 4 tasi juda yuqori massa nisbatlariga ega (ular chizmadagi yuqori chegara egri chizig'ining chap tomonida joylashgan).
REFERENCES
1. Vokrouhlicky, D., Nesvorny, D., 2008. Pairs of asteroids probably of a common origin. Astron. J. 136, 280-290.
2. Scheeres, D.J., 2007. Rotational fission of contact binary asteroids. Icarus 189, 370385.
3. EhgamberdievSh.,2018. Modern astronomy at the Maidanak observatory in Uzbekistan. Nature Astronomy, V. 2, 349-351.
666
May 15, 2024
Uchinchi renessans yosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
4. Mottola, S., De Angelis, G., Di Martino, M., et al., 1995. The near-Earth objects follow-up program: first results. Icarus 117, 62-70.
5. Pravec, P., et al., 2006. Photometric survey of binary near-Earth asteroids. Icarus 181, 63-93.
6. Kaasalainen, M., Torrpa, J., Muinonen, K., 2001. Optimization methods for asteroid lightcurve inversion II. The complete inverse problem. Icarus 153, 37-51.
7. Vokrouhlicky, D., et al., 2011. Spin vector and shape of (6070) Rheinland and their implications. Astron. J. 142 (159), 8pp.
8. Pravec, P., et al., 2012b. Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. Icarus 221, 365-387
9. Pravec, P., et al., 2010. Formation of asteroid pairs by rotational fission. Nature 466, 1085-1088.
10.Pravec, P., et al., 2018. Asteroid clusters similar to asteroid pairs. Icarus 304, 110-126
667
May 15, 2024
