1Uchinchi renessansyosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
ASTEROID JUFTLIKLARINING YOSH VA O'ZARO ORBITAL MASOFALARI BO'YICHA TAQSIMOTI
K.E.Ergashev, O.A.Burxonov, R.I.Tojiyev
O'zR FA Astronomiya instituti. eke@astrin.uz O'zbekiston.
Biz Pravec va Vokrouhlicky (2009) [1] usulidan foydalangan holda o'rtacha
orbital elementlarning (a, e, i, W, D) besh o'lchovli fazosida asteroid masofalarining
taqsimlanishini tahlil qilish orqali nomzod asteroid juftlarini aniqladik. Pravec va
boshqalar (2018) [2] da asteroid klasterlari uchun bu usulning qo'llanilishi yoritilgan.
Biz o'rtacha orbital elementlarni AstDyS katalogi (Knezevic va boshqalar 2002,
Knezevic va Milani 2003) [3-4] ning veb-sahifasidan oldik. Ikki asteroid orbitasi
orasidagi masofa (dmean) quyidagi musbat-aniq kvadratik shakl bilan hisoblangan: 2 2
i^Ta-) =k"(i:) +ke(Se)2 + ki(Ssini)2 + kn(Sn)2 + kT,(SW)2
(1)
Bu yerda n va a ikki asteroiddan birortasining o'rtacha harakati va katta yarim o'qi, shuningdek (8a, Se, Ssin i, Sw, SD,) ularning o'rtacha orbital elementlarini ajratish vektori. Zappala va boshqalar (1990), Pravec va Vokrouhlicky (2009) [1,5] dan so'ng biz ka = 5/4 , kt = 2, va kw = kn = 10-4 qiymatlardan foydalandik. Ikki asteroid orbitasi orasidagi masofa dmean asteroidlar nisbiy tezligining taxminiy o'lchovidir (Aniq testlar va o'lchovlarda ishlatiladigan boshqa metrik funksiyalar bilan taqqoslash uchun Rozek va boshqalar (2011) [6] ga qarang). Aksariyat asteroid juftlari uchun u bir necha 10-1 dan bir necha 101 m/s gacha bo'lgan oraliqda bo'ladi.
O'rtacha orbital elementlar fazosida asteroid masofalari orqali taklif qilingan juftlik a'zoligini tasdiqlash uchun, biz geometrik klonlar to'plamini (har bir asteroid uchun 1000 klon) birlashtirdik, Yarkovskiy effekti har bir klonga boshqacha ta'sir qiladi. Yarkovskiy effekti katta yarim o'qda aYark asriy o'zgarishlarni ta'minlaydigan Magnituda bilan klonga ta'sir qiluvchi soxta ko'ndalang tezlashuv yordamida ifodalangan (Farnocchia va boshqalar 2013 [7]). U {—a.max,a.max) diapazonidan tanlangan, bu yerda amax asteroid o'lchamidan hisoblangan (qarang: Vokrouhlicky, 1999 [8]). Katta yarim o'qning siljish tezligi uchun bu chegara qiymatlari spin o'qining ekliptika tekisligiga og'maligi 0o bo'lgan jismlarga mos keladi, ular uchun effektning kunlik varianti optimallashtiriladi va kunlik termal parametr ikkining
286
May 15, 2024
Uchinchi renessans yosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
kvadrat ildiziga teng, ular uchun Yarkovskiy effektining kattaligi maksimaldir (Vokrouhlicky, 1999 [8]).
Bizning ortga orbital integratsiyalarimizdan maqsad - sinovdan o'tgan juftlik a'zolarining klonlari o'rtasida past tezlikdagi eng yaqin to'qnashuvlarni topish edi. Raqamli integratsiya uchun biz REBOUND paketidagi (Rein va Liu, 2012 [9]) Wisdom-Holman simplektik integrator WHFast (Rein va Tamayo, 2015 [10]) dan foydalandik. Biz Yarkovskiy effektini Nesvorny va Vokrouhlicky (2006) [11] dan olib, kodga kiritdik. Biz Quyoshning tortishish kuchi, 8 ta asosiy sayyora, ikkita mitti sayyora Pluton va Ceres va ikkita yirik asteroid Vesta va Palladaning ta'sirini hisobga oldik. Biz olti soatlik vaqt-qadamini tanladik, bu simulyatsiyamizda to'qnashuvlarni aniqlash imkonini beradi.
Har bir juftlik uchun biz ularning klonlari orasidagi to'qnashuvlardan hisoblangan o'tgan vaqtlarini - ikkilamchini asosiydan ajratishdan keyingi vaqt Tsep ni hisobladik. 10 kunlik chiqish chastotasi bilan biz birlamchi va ikkilamchi o'rtasidagi barcha klon birikmalarini (1000 X 1000) tekshirdik va ularning har biri uchun ularning to'qnashuvidagi minimal masofa va nisbiy tezlikni topdik. Tanlangan masofa va tezlik chegaralariga javob beradigan uchrashuvlar hisoblab chiqildi va ularning vaqt gistogrammasi berilgan sinovdan o'tgan juftlik uchun Tsep ni baholash uchun foydalanildi. Quyidagi 1-jadvalda biz o'rgangan asteroid juftlilarining o'rtacha orbital masofalari va juftlik paydo bo'lgandan beri o'tgan vaqt berilgan.
1-jadval.
№ Primary Secondary dmean (m/s) Age (kyr)
1 (2110) Moore-Sitterly (44612) 1999 RP27 14.08 2042-1413
2 (17198) Gorjup (229056) FC126 2004 4.44 Q-| Q + 507 313-146
3 (42946) 1999 TU95 (165548) DO37 2001 6.68 7OQ + 1189 /39-314
4 (54041) 2000 GQ113 (220143) TO134 2002 0.72 91 7+467 217 -105
5 (60677) 2000 GO18 (142131) RV11 2002 1.54 141-338
6 (13284) 1998 QB52 (154828) 2004 RT8 28.29 2304-1144
7 (70511) 1999 TL103 (462176) TC334 2007 8.32 380-222
May 15, 2024
Uchinchi renessansyosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
8 (88259)2001HJ7 (337181) 1999 VA117 0.45 DZ-31
9 (105247) 2000 QH3 2009 SZ67 10.40 4DD-261
Biz o'rgangan juftliklar geliotsentrik orbitalarining orqaga integratsiyasi yordamida baholangan juftliklar yoshining aniqlangan qiymatlari 60 kyr dan 2 Myr gacha bo'lgan oraliqda yotadi. Quyidagi 1-rasmda biz tomonimizdan (grafikdagi qizil nuqtalar) va boshqa mualliflar tomonidan (grafikdagi yashil nuqtalar) o'rganilgan asteroid juftliklarining ularning yoshi va ular o'rtasidagi umumiy masofa jihatidan o'zaro korrelyatsiyasi tasvirlangan.
1-rasm. Nominal hisoblangan juftlikyoshi (Tsep) va juft a'zolarning o'rtacha orbital elementlarfazosidagi masofasi (dmean) o'rtasidagi korrelyatsiya.
Ikki miqdor o'rtasida aniq korrelyatsiya borligi ko'rinib turibdi. Juftlarning yoshi va o'rtacha orbital elementlar fazosida ularning a'zolari orasidagi masofalar o'zaro bog'liqdir. Olingan ma'lumotlarga eng mos quvvat funksiyasi:
d (m) = ( Tsep )l.87 (2)
Umean(Sj (160 feyr^ (2)
Ayrim asteroid juftlari uchun empirik va turli darajadagi orbital tartibsizliklar va ularning yoshini baholashning noaniqliklari ta'sir qilsa-da, biz shuni ta'kidlaymizki, bunday bog'liqlik aslida juda kichik orbital masofalarda hosil bo'lgan asteroid juftliklari uchun kutilmoqda.
REFERENCES
1. Pravec, P., Vokrouhlicky, D., 2009. Significance analysis of asteroid pairs. Icarus 204, 580-588.
2. Pravec, P., et al., 2018. Asteroid clusters similar to asteroid pairs. Icarus 304, 110-126.
288
May 15, 2024
Uchinchi renessans yosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
3. Knezevic, Z., Lemaitre, A., Milani, A., et al., 2002. The determination of asteroid proper elements. in Asteroids III. In: Bottke, W.F. (Ed.), University of Arizona Press, Tucson, pp. 603-612.
4. Knezevic, Z., Milani, A., 2003. Proper element catalogs and asteroid families. Astron. Astrophys. 403, 1165-1173.
5. Zappala, V., Cellino, A., Farinella, P., Knezevic, Z., 1990. Asteroid families. I. Identification by hierarchical clustering and reliability assessment. Astron. J. 100, 2030-2046.
6. Rozek, A., Breiter, S., Jopek, T.J., 2011. Orbital similarity functions — application to asteroid pairs. Mon. Not. R. Astron. Soc 412, 987-994.
7. Farnocchia, D., et al., 2013. Near Earth asteroids with measurable Yarkovsky effect. Icarus 224, 1-13.
8. Vokrouhlicky, D., 1999. A complete linear model for the Yarkovsky thermal force on spherical asteroid fragments. Astron. Astrophys. 344, 362-366.
9. Rein, H., Liu, S.F., 2012. REBOUND: an open-source multi-purpose N-body code for collisional dynamics. Astron. Astrophys. 537 (A128), 10pp.
10.Rein, H., Tamayo, D., 2015. WHFAST: a fast and unbiased implementation of a symplectic Wisdom Holman integrator for long-term gravitational simulations. Mon. Not. Royal Astron. Soc. 452, 376-388.
11.Nesvorny, D., Vokrouhlicky, D., 2006. New candidates for recent asteroid breakups. Astron. J. 132, 1950-1958.
289
May 15, 2024
