CC BY
16
ДОКЛАДЫ АКАДЕМИИ НАУК РЕСПУБЛИКИ ТАДЖИКИСТАН _2018, том 61, №1_
АСТРОНОМИЯ
УДК 523.532
В.В.Бусарев*, М.П.Щербина*, член-корреспондент АН Республики Таджикистан Г.И.Кохирова,
У.Х.Хамроев, А.Ш.Мулло-Абдолов, С.И.Барабанов**, Т.Р.Ирсмамбетова*, Н.Н.Павлюк* ПОДТВЕРЖДЕНИЕ СУБЛИМАЦИОННОЙ АКТИВНОСТИ АСТЕРОИДА (704)
ИНТЕРАМНИЯ
Институт астрофизики АН Республики Таджикистан, МГУ им.М.ВЛомоносова, Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга
(ГАИШ МГУ), Институт астрономии Российской академии наук
В течение 2017 г. на трех обсерваториях нами были проведены спектрофотометрические и фотометрические (UBVRI) наблюдения (704) Интерамнии, астероида Главного пояса примитивного типа, находившегося на минимальных расстояниях от Солнца. Полученные данные подтверждают периодическую сублимационную активность Интерамнии вблизи перигелия, впервые обнаруженную в 2012 г [1]. Наиболее вероятными причинами данного явления могут быть значительное содержание водяного льда в веществе астероида и постоянный процесс, поддерживающий достаточно высокую концентрацию ледяных включений вблизи его поверхности, предположительно, в результате непрерывной микрометеоритной переработки реголита. Сублимационная активность Интерамнии и, возможно, большинства примитивных астероидов Главного пояса у перигелия служит указанием на формирование таких тел в ранней Солнечной системе вблизи границы конденсации водяного льда и/или за ее пределами.
Ключевые слова: спектрофотометрия, UBVRI-фотометрия, астероид, спектр отражения, минералогия, ледяные включения, реголит, сублимация, водяной лёд.
Как показывают теоретические расчеты и моделирование, конденсация и накопление замерзших летучих соединений (Н20, СО2, СО и т. д.) в ранней Солнечной системе за границей конденсации водяного льда были ключевыми процессами, которые повлияли на формирование не только про-то-Юпитера и других планет-гигантов, но и множества малых планетных тел, включая астероиды Главного пояса [см., например 2,3]. Однако о содержании льдов летучих соединений в составе вещества астероидов пока мало что известно. Примитивный состав (преобладающая низкотемпературная минералогия) и обилие летучих соединений могут быть характерны для астероидов низкотемпературных типов, находящихся в основном на периферии Главного пояса астероидов, по причине их большей удаленности от Солнца [4]. Но за последние годы получено много наблюдательных данных, свидетельствующих о наличии необычного сочетания высокотемпературных и низкотемпературных материалов на астероидах высокотемпературных типов, в связи с чем возникают вопросы о происхождении или эволюции этих тел, на которые пока нет ответа [5]. Так или иначе, условия происхожде-
Адрес для корреспонденции: Кохирова Гулчехра Исроиловна. 734042, Республика Таджикистан, г.Душанбе, ул.Бухоро, 22, Институт астрофизики АН РТ. E-mail: kokhirova2004@mail.ru
ния и/или эволюции астероидов служат индикаторами крупномасштабных космогонических процессов Солнечной системы и, поэтому, должны быть тщательно изучены.
Эллиптичность орбиты астероида (и, соответственно, различный нагрев его поверхности на разных расстояниях от Солнца) создает естественную возможность тестирования астероидного вещества на присутствие летучих соединений. Мы воспользовались этим при изучении астероида Главного пояса (704) Интерамнии, сублимационная активность которой была обнаружена вблизи периге-лийного расстояния в сентябре 2012 г. [1,6].
Наблюдательные данные, их обработка и результаты. Спектрофотометрические наблюдения (704) Интерамнии, приведшие к обнаружению ее сублимационной активности, были проведены в сентябре 2012 г. на 2-м телескопе Терскольского филиала ИНАСАН (высота 3150 м над уровнем моря), оснащенном призменным ПЗС-спектрометром (WI CCD 1240 x 1150 пикс.) низкого разрешения (^—100) и спектральным диапазоном 0.35-0.90 мкм [1]. В качестве стандарта и солнечного аналога использовалась звезда HD10307 (G1.5V) [7]. На той же обсерватории и с тем же оборудованием в июне 2017 г. нами были проведены повторные спектрофотометрические наблюдения Интерамнии (в диапазоне 0.35-0.90 мкм c разрешением Л—100) при ее следующем приближении к перигелию. В качестве стандарта и солнечного аналога использовалась та же звезда HD10307. Основные наблюдательные параметры астероида перечислены в таблице.
Таблица
Наблюдательные параметры (704) Интерамнии (перигелийное расстояние q=2.586 а.е.).
Дата Всемир. время ( ч м с) Прямое восхожд. (ч м с) Склонение (° ' ") Д (а.е.) г (а.е.) Фаз. угол о Видимая звезд. вел. Время экспоз. (с) Воздуш. масса Относ. фаза вращ. (ОФВ) Стандартная звезда
2012 09 13 213300 03 24 38 +39 00 12 2.080 2.616 21.0 10.9 600 1.286 - HD 10307
2017 06 23 224200 23 55 21 +17 19 55 2.496 2.639 22.6 11.38 900 1.931 0 HD 10307
2017 06 23 230000 23 55 22 +17 20 04 2.496 2.639 22.6 11.4 700 1.767 0.03 HD 10307
2017 06 23 231500 23 55 23 +17 20 13 2.496 2.639 22.6 11.38 600 1.659 0.06 HD 10307
2017 06 23 232700 23 55 30 +17 20 43 2.495 2.639 22.6 11.38 600 1.580 0.09 HD 10307
2017 06 23 233900 23 55 23 +17 20 26 2.495 2.639 22.6 11.38 600 1.516 0.11 HD 10307
2017 06 23 235000 23 55 24 +17 20 32 2.495 2.639 22.6 11.38 600 1.462 0.13 HD 10307
2017 06 27 231900 23 58 30 +18 10 36 2.447 2.636 22.7 11.34 60 1.538 0.07 HD 10307
2017 06 27 232100 23 58 30 +18 10 36 2.447 2.636 22.7 11.34 180 1.522 0.075 HD 10307
2017 06 27 232400 23 58 30 +18 10 38 2.447 2.636 22.7 11.34 200 1.507 0.08 HD 10307
2017 06 27 233000 23 58 30 +18 10 43 2.447 2.636 22.7 11.34 300 1.479 0.09 HD 10307
2017 06 27 233800 23 58 30 +18 10 46 2.447 2.636 22.7 11.34 250 1.443 0.11 HD 10307
2017 06 27 234400 23 58 31 +18 10 49 2.446 2.636 22.7 11.34 250 1.415 0.12 HD 10307
2017 09 07 213930 02 34 31 +29 12 44 1.722 2.595 22.7 10.2 5 1.060 - HD 804
2017 10 25 163654 23 28 58 +25 31 01 1.729 2.586 13.7 10.2 5 1.025 - HIP 2894
2017 11 11 232717 23 27 56 +23 03 23 1.853 2.587 17.5 10.5 10 1.529 - HD 804
2017 11 12 214308 23 28 07 +22 56 05 1.862 2.587 17.6 10.5 15 1.651 - HD 804
2017 11 17 175652 23 29 27 +22 19 32 1.906 2587 18.6 10.6 5 1.297 - HIP 109931
Обработка наблюдательных данных была выполнена с использованием стандартных процедур и спектрального программного пакета DECH [8]. Шкала длин волн прокалибрована по Бальме-ровским линиям водорода в спектре звезды a Peg (B9III). Расчет спектров отражения проделан по общепринятой методике [9], с использованием стандартной звезды - солнечного аналога. В целом, относительные средне-квадратические ошибки в середине используемого спектрального диапазона составляют 1-2% и находятся в пределах от 7 до 15% на его границах. На рис. 1 представлен усред-
ненный спектр отражения Интерамнии по наблюдательным данным 13 сентября 2012 г., когда астероид находился вблизи перигелия [1]. А на рис. 2 выполнено сравнение этого же спектра отражения (кривая 1) со спектрами, полученными другими наблюдателями при нахождении астероида вдали от перигелия. На рис. 3,4 приведены нормированные спектры отражения Интерамнии, полученные за 4 месяца до прохождения ею перигелия, в июне 2107 г. Определение ориентации астероида осуществлялось по значениям относительной фазы вращения (ОФВ), рассчитанным с использованием его известного периода вращения 8.727ь [10]. Для первого спектра, полученного 23 июня 2017 г. (табл. 1), значение ОФВ было условно принято равным нулю.
704 Интерамнии, Терскил, 13-09-12
1.4
1 и *
я В ; 1
с.
2 ол I ОЛ 1 0.4
си 0.4 0.5 0.6 0.7 ол
Длина волны (микроны)
0.9
Рис. 1. Усредненный (по 5 неполным спектрам) и нормированный на 0.55 мкм спектр отражения астероида (704)Интерамния с признаками сублимационной активности (максимум у 0.52 мкм) по наблюдательным данным, полученным 13 сентября 2012 г. на пике Терскол [1].
704 Пн герамннн
1.4
и
в ■ с.
ь 0.8 ?
3 о,б
8 0.4
с
с.
5 0.2
с. с X
0.1
д ш..— ь дШ эмАгэ
БМАКУ!
1 Ч. 52-цветная фотометрия дд Д
.... .... . ■ 1
ол
1.1 1.8 Длина волны (микроны)
2.'
Рис. 2. Сравнение спектра отражения астероида (704) Интерамнии, представленного на рис. 1 (кривая 1 на данном рисунке), с ее спектрами отражения из обзоров БМАЭБ [11], ЭМАБЗИ [12] и 52-ивет! фотометрии [13], полученными на значительном расстоянии астероида от перигелия
704 Нигсрачини, Терскол, 23-06-17
1.2
г. I
1 о.»
оя
9- 0.7
гп гь и
: 1
(х1>в
«О ' 0.03 00« 0.0« 0 11 О 13
0,4 0« ол о.? ол
.I.шна ко.шы (микроны)
0.9
Рис. 3. Нормированные спектры отражения (704) Интерамнии (на 0.55 мкм) при очень близких значениях ОФВ 23 июня 2017 г. за 4 месяца до прохождения перигелия. Средний градиент спектров отражения - отрицательный.
В сентябре - ноябре 2017 г. для мониторинга сублимационной активности Интерамнии при прохождении перигелия мы провели ее иВ^Ж1-фотометрию и по полученным данным рассчитали ее отражательную способность . Наблюдения осуществлялись на двух обсерваториях: в Крыму (Россия, п. Научный, Крымская лаборатория ГАИШ МГУ, телескоп Цейсс-600 с ПЗС-фотометром) и на горе Санглох (Таджикистан, обсерватория ИА АН, телескоп Цейсс-1000 с ПЗС-фотометром, высота 2300 м над уровнем моря). Обработка UBVRI-данных осуществлялась стандартным образом с помощью программы Мах1т DL. Как и при спектральных измерениях, для получения кривых, аппроксимирующих спектр отражения астероида, нами использовались наблюдательные иВ^Ж1-данные о стандартных звездах солнечного типа, номера которых перечислены в таблице. Контроль отсутствия переменности у этих звезд выполнялся по базе Simbad (http://simbad.cfa.harvard.edu/simbad/) и другим источникам данных. Расчет отражательной способности астероида на эффективных длинах волн светофильтров стандартной UBVRI-системы (0.3663; 0.4361; 0.5448; 0.6407 и 0.7980 мкм, соответственно) был выполнен по формуле дифференциальной фотометрии с учетом разницы воздушных масс между астероидом и стандартной звездой, а также функции спектральной прозрачности атмосферы.
Ее оценка проводилась во всех светофильтрах в каждую наблюдательную ночь по данным наблюдений одной и той же стандартной звезды на разных воздушных массах в соответствии с формулой [9]:
f (АЛ) = [ 12 (АЛ) / I (ЛЯ)]
|1/(М 1-М 2)
(1)
где 11 (ЛЯ) и 12 (АЛ) - интегральные значения интенсивностей света стандартной звезды на интервале длин волн избранного светофильтра при наблюдениях на соответствующих воздушных массах М1 и М2.
Отражательная способность (ОС) Интерамнии или кривые, состоящие из 4-5 точек и соединенные прямыми отрезками, были нормированы на значения отражательной способности астероида в полосе V (т.е. на эффективной длине волны ~0.55 мкм). Они представлены на рис. 5-9.
и 1.1 1
0,9 ».8 0.7 0.6 0,5
704 Пнтерамнмя. С'англох, 25-10-2017
А
/ V \
/ й
0.3 0,4 0,5 0,6 0,7
Д.1ННЙ В0.1||Ы(М||кроны)
0,8
Рис. 6. Усредненная и нормированная (на 0.55 мкм) ОС Интерамнии на 25 октября 2017 г. по ВУШ-данным наблюдений на Санглохе.
0,9
Обсуждение и интерпретация результатов. Средний диаметр и геометрическое альбедо (704) Интерамнии составляют 307.31 км и 0.08 согласно WISE-данным [14]. Ее установленный таксономический (спектральный) тип - F [15] или В [4], для которых характерна примитивная или низкотемпературная минералогия [16]. Диапазон изменения гелиоцентрических расстояний Интерамнии -от q=2.586 а.е. (перигелий) до 0=3.531 а.е. (афелий), а период обращения 7=5.35 земных лет (https://ssd.jpl.nasa.g0v/sbdb.cgi#t0p). Как показывает расчет по формуле
Т^ = 394^ -((1- р ) / г2 )1/4 , (2)
где ру - геометрическое альбедо и г - гелиоцентрическое расстояние, подсолнечная температура Т^ на Интерамнии меняется в пределах от 206 до 240 К [1,17]. Эти значения хорошо соответствуют области перехода «лед-газ» на фазовой диаграмме воды [18]. В то же время из фазовой диаграммы углекислого газа видно, что эффективная сублимация льда СО2 происходит при более низких температурах, особенно при давлениях менее 1 атм. [19]. Таким образом, из летучих соединений, наиболее распространенных в зоне планет земной группы, при указанных значениях подсолнечной температуры на Интерамнии может интенсивно сублимировать в основном водяной лед. Хотя сублимация замерзшей углекислоты при рассматриваемых условиях также возможна, но исчерпание ее запасов в астероидном веществе происходит намного быстрее.
Главной особенностью спектра отражения Интерамнии, полученного в сентябре 2012 г. (через 3 месяца после прохождения перигелия) (рис.1), отличающей его от спектров, опубликованных другими авторами (рис. 2), является резкий рост отражательной способности в коротковолновой области с максимумом у ~0.52 мкм [1]. Похожие признаки сублимационной активности были обнаружены одновременно и на трех других примитивных астероидах Главного пояса ((145) Адеоне, (779) Нине и (1474) Бейре, которые также находились вблизи перигелийного расстояния [1,6]. Мы объясняем это как общий процесс сублимации замерзших летучих соединений (в основном водяного льда) в реголи-товом покрове всех астероидов примитивных типов Главного пояса при повышении подсолнечной температуры с их приближением к перигелию. В результате у каждого такого тела происходит образование временной комы или разреженной и неоднородной атмосферы из сублимировавших частиц. По причине их мгновенного замерзания после сублимации в условиях космического вакуума и в очень слабом гравитационном поле астероида такие ледяные частицы, вероятно, должны иметь сферическую форму и очень маленькие размеры. Как раз для аэрозоля из ледяных частиц сферической формы было проведено численное моделирование рассеяния света на основе теории Ми [20]. Согласно результатам этого моделирования для частиц с показателем преломления водяного льда («=1.33) интенсивность рассеяния максимальна при определенной величине так называемого "размерного параметра" х, а именно: х=(2пр/Л) ~ 6 или р/Л^1, где р - радиус рассеивающих частиц, а Л - длина волны рассеянного света. То есть оказывается, что средний радиус таких частиц (р) и спектральное положение максимума рассеяния (Л) совпадают и у нас появляется возможность достаточно просто оценить средний радиус рассеивающих частиц в астероидной коме по центральной длине волны максимума рассеяния на спектре отражения астероида. Таким образом, по вышеприведенному значению
Я^0.52 мкм (рис. 1), находим, что средний диаметр ледяных частиц временной комы Интерамнии составлял около 1 мкм.
Сравнение спектров отражения Интерамнии с очень близкими значениями ОФВ в течение одной ночи в июне 2017 г., или за 4 месяца до следующего прохождения перигелия, показывает, что их форма сильно менялась - различия достигали ~20% (рис. 3 и 4). А средние градиенты спектров отражения, полученных при очень близких ОФВ в разные ночи (в частности 23 и 27 июня, см. рис. 3 и 4), вообще имели разные знаки, что нехарактерно для безатмосферного небесного тела. Откуда мы делаем вывод, что обнаруженные значительные спектральные вариации отражательной способности Интерамнии указывают на наличие у нее комы из частиц водяного льда за несколько месяцев до прохождения перигелия, при повышении подсолнечной температуры до значений, близких к максимальным (~230-235 К) [17].
При прохождении Интерамнией окрестностей перигелия в сентябре - ноябре 2017 г. нами были получены зависимости ее ОС по иВ^К!-данным в отдельные даты, представленные на рис. 5-9. Значительный рост ОС астероида на длине волны 0.55 мкм демонстрирует усиление сублимационной активности этого астероида в момент прохождения перигелия и непосредственно после него.
Дата прохождения перигелия Интерамнией (29 октября 2017 г.) оказалась в интервале времени между датами, когда были получены зависимости ОС астероида, показанные на рис. 6 и 7. Важно отметить, что именно на этих зависимостях характерный максимум у 0.55 мкм, являющийся признаком сублимационной активности астероида, достигает наибольшей величины (~30-40%). Последовательные рис. 5-9 показывают, что самая высокая интенсивность сублимационного процесса смещена на более позднее после перигелия время (усредненная зависимость ОС на рис. 6 получена за 4 дня до перигелия, а на рис. 7 - через 13 дней после перигелия, причем максимум на последней зависимости оказался выше). Это согласуется с предполагаемой физической природой наблюдаемого явления и указывает на наличие тепловой инерции поверхностного вещества Интерамнии. Наличие заметной тепловой инерции означает, что поверхностное вещество астероида имеет умеренную пористость.
Как отмечалось выше, очень похожие признаки сублимационной активности были зарегистрированы нами не только на Интерамнии, но и одновременно на (145) Адеоне, (779) Нине и (1474) Бейре, астероидах примитивных типов Главного пояса, находившихся также вблизи перигелийного расстояния [1,6]. Отсюда вытекают два предположения: первое - о возможной массовости на астероидах примитивных типов обнаруженного явления и, второе, - о сходных условиях происхождения таких тел, приведших к значительной доле замерзших летучих соединений в составе их вещества. Если такие предположения подтвердятся при дальнейших исследованиях, то весьма вероятно, что большинство астероидов примитивных типов сформировалось не в Главном поясе, а гораздо дальше, - за границей конденсации водяного льда. Один из подобных вариантов уже обсуждался ранее: нами была сформулирована гипотеза об образовании астероидов С-типа и близких к нему G и В) при выбросе в Главный пояс каменно-ледяных тел из зоны формирования Юпитера в период его роста [21]. При подобном сценарии формирования астероидов примитивных типов их характерной особенностью, наряду с низкотемпературной минералогией, должна быть высокая доля льдов в общей массе вещества (в виде включений или слоев).
При рассмотрении сублимационного процесса на астероидах примитивных типов нас также интересует возможность поддержания длительное время (или даже на протяжении всего времени их существования) высокого содержания водяного льда в поверхностном веществе. Для обеспечения постоянной сублимационной активности примитивных астероидов должен существовать механизм или процесс, препятствующий исчерпанию или герметизации водяного льда вблизи поверхности. Очевидно, таким процессом может быть постоянная метеоритная и микрометеоритная переработка поверхностного вещества астероидов Главного пояса. IRAS-наблюдения показали, что с Главным поясом астероидов связаны несколько пылевых полос, поэтому он является основным источником метеоритного и пылевого вещества во внутренней части Солнечной системы по причине высокой вероятности столкновений астероидов между собой [22]. Хотя самые мелкие частицы относительно быстро удаляются из Главного пояса благодаря эффекту Пойтинга-Робертсона, достаточно высокое содержание там метеоритного материала поддерживается за счет новых каскадных столкновений [22]. Таким образом, метеоритная и микрометеоритная переработка в Главном поясе, по-видимому, не только препятствует образованию на поверхности астероида примитивного типа герметизирующих слоев, но и обеспечивает постоянную экскавацию новых ледяных включений с большей глубины.
Выводы. Таким образом, по спектральным и t/BFKZ-фотометрическим данным, полученным в 2017 г., нами подтверждена периодическая сублимационная активность вблизи перигелия (704) Интерамнии, примитивного астероида Главного пояса. Особенностями этого процесса являются:
- его значительная протяженность во времени (несколько месяцев до и после прохождения перигелия);
- постепенное нарастание и убывание интенсивности сублимации при соответствующих изменениях подсолнечной температуры;
- смещение максимума интенсивности процесса на более позднее время после перигелия, причем такая временная задержка, вероятно, характеризует величину теплопроводности поверхностного вещества астероида и более точно может быть определена при получении большего количества наблюдательных данных;
- как следует из численного моделирования рассеяния света сферическими частицами согласно теории Ми [33,34], наличие выраженного максимума на спектре отражения Интерамнии в коротковолновой области характеризует средний размер частиц комы (~1 мкм) и состав вещества частиц (преимущественно водяной лед), что подтверждает наши предположения о физической природе наблюдаемого явления.
Поступило 11.12.2017 г.
ЛИТЕРАТУРА
1. Busarev V.V., Barabanov S.I., Rusakov V.S., Puzin V.B., Kravtsov V.V. Spectrophotometry of (32) Pomona, (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina, (330825) 2008ХЕ3, and 2012QG42 and laboratory study of possible analog samples. - Icarus, 2015, v. 262, pp. 44-57.
2. Рускол Е.Л., Сафронов В.С. Рост Юпитера как важный фактор формирования планетной системы.
- Астроном. вестник, 1998, т.32, с.291-300.
3. Morbidelli A., Brasser R., Gomes R. et al. Evidence from the asteroid belt for a violent past evolution of Jupiter's orbit. - Astron. J., 2010, v. 140, pp. 1391-1401.
4. Bus S.J., Binzel, R.P. Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. A Feature-Based Taxonomy. - Icarus, 2002, v. 158, pp. 146-177.
5. Landsman Z.A., Campins H., Pinilla-Alonso N. et al. A new investigation of hydration in the M-type asteroid. - Icarus, 2015, v. 252, pp. 186-198.
6. Бусарев В.В., Барабанов С.И., Пузин В.Б. Оценка состава вещества и обнаружение сублимационной активности астероидов (145) Адеоны, (704) Интерамнии, (779) Нины и (1474) Бейры. - Астроном. вестник, 2016, т. 50, с. 300-312.
7. Hardorp J. The Sun among the stars.-Astron. Astroph., 1980, v. 91, pp.221-232.
8. Галазутдинов Г.А. Система обработки звездных Эшеле-спектров. II. Обработка спектров. - Препринт САО, 1992, №92, с. 27-52.
9. Бусарев В.В. Спектрофотометрия астероидов и ее приложения. - LAP LAMBERT Acad. Pablish. GmbH & Co. KG, Саарбрюккен, 2011, 250 с.
10. Harris A.W., Warner B.D., Pravec P. Asteroid Lightcurve Derived Data V13.0. - NASA Planetary Data System, 2012.
11. Lazzaro D., Angeli C.A., Carvano J.M. Small Solar System Objects Spectroscopic Survey V1.0. EAR-A-I0052-8-S30S2-V1.0. - NASA Planetary Data System, 2006.
12. Bus S., Binzel R.P. 704 Interamnia CCD Spectrum. EAR-A-I0028-4-SBN0001/SMASSII-V1.0:704_01_TAB. - NASA Planetary Data System, 2003.
13. Bell J.F., Owensby P.D., Hawke B.R. et al. 52-color Asteroid Survey. EAR-A-RDR-3-52COLOR-V2.1.
- NASA Planetary Data System, 1995.
14. Masiero J.R. Grav T., Mainzer A.K. et al. Main-belt asteroids with WISE/NEOWISE: Near-infrared albedos. - Astroph. J., 2014, v. 791, pp.121-131.
15. Tholen D.J. Asteroid taxonomic classifications. - Asteroids II, Univ. of Arizona Press, 1989, pp.1139-1150.
16. Gaffey M.J., Bell J.F., Cruikshank D.P. Reflectance spectroscopy and asteroid surface mineralogy. -Asteroids II, Univ. of Arizona Press, 1989, pp. 98-127.
17. Busarev V.V., Makalkin A.B., Vilas F., Barabanov S.I., Scherbina M.P. New candidates for active asteroids: Main-belt (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina, (1474) Beira, and near-Earth (162,173) Ryugu. - Icarus, 2018, v.304, pp.83-94.
18. Соляков В.К. Введение в химическую термодинамику. - М.: Химия, 1974, 224 с.
19. Мищенко К.П., Равдель А.А. Краткий справочник физико-химических величин. - Л.: Химия, 1974, c. 66-67.
20. Mie G. Beiträge zur Optik trüber Medien speziell kolloidaler Goldlösungen. - Ann. Phys., 1908, v. 25, pp. 377-445.
21. Бусарев В.В. Гипотеза о происхождении углистых хондритов на малых телах и ее подтверждения.
- Вестник СибГАУ, 2011б, №6(39), с. 70-76.
22. Nesvorny D., Vokrouhlicky D., Bottke W.F., Sykes M. Physical properties of asteroid dust bands and their sources. - Icarus, 2006, v. 181, pp. 107-144.
В.В.Бусарев*, М.П.Щербина*, Г.И.^охирова, У.ХДамроев, А.Ш.Мулло-Абдолов, С.И.Барабанов", Т.Р.Ирсмамбетова*, Н.Н.Павлюк*
ТАСДИЦИ АКТИВНОКИИ СУБЛИМАТСИОНИИ АСТЕРОИДИ (704)
Институти астрофизикаи Академияи илм^ои Цум^урии Тоцикистон, *ДДМ ба номи М.В. Ломоносов, Институти давлатии астрономии ба номи П.К.Штернберг, **Институти астрономияи Академияи илмх,ои Россия Соли 2017 дар ду расадхонаи Россия ва расадхонаи Санглохи Тоцикистон мушохидаи спектрофотометрй ва фотометрии (BVR^-и астероиди соддаи тасмаи асосй (704) Интерамния, ки дар масофаи наздиктарин аз Офтоб карор дошт, гузаронида шуд. Маводхои гирифташуда фаъолнокии сублиматсионии даврии Интерамнияро дар наздикии перигелий, ки бори аввал соли 2012 муайян карда шудааст, тасдик мекунанд. Таркиби астероид аз кисми зиёди яхи обй иборат буда ва раванди доимй, ки консентратсияи зиёди яххоро дар сатхи астероид таъмин менамояд, сабабхои ин ходиса шуда метавонанд. Эхтимолан, ин далелхо натицаи коркарди доимии реголит дар цихати бархурии бо микрометеоритхо мебошанд. Х,амин тавр, активнокии сублиматсионии астероиди Интерамния исбот карда шуд. Активнокии сублиматсионии Интерамния ва кисми зиёди астероидхои соддаи тасмаи асосй дар перигелий нишон медихад, ки чунин цирмхо дар системаи Офтобии ибтидои дар наздикии сархади конденсатсияи яххои обй ва ё аз худуди он берун ташакул меёбанд.
Калимахои калидй: спектрофотометрия, UBVRI-фотометрия, астероид, спектруои инъикос, минералогия, илова^ои яхин, реголит, сублиматсия, ях^ои оби.
V.V.Busarev*, M.P.Scherbina*, G.I.Kokhirova, U.Kh.Khamroev, A.Sh.Mullo-Abdolov, S.I.Barabanov**,
T.R.Irsmambetova*, N.N.Pavlyuk*
CONFIRMATIONS OF (704) INTERAMNIA'S SUBLIMATION ACTIVITY
Institute of Astrophysics Tajikistan Academy of Sciences Lomonosov Moscow State University, Sternberg Astronomical Institute (SAIMSU) Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences Spectrophotometry and photometric (UBVRI) observations of primitive main belt asteroid (704) Interamnia near its perihelion were carried out in three observatories during 2017. The obtained data confirm the systematic sublimation activity of Interamnia near the perihelion which was firstly detected in 2012 [1]. The most likely reasons of this phenomenon can be a significant content of water ice in the asteroid substance and a constant process that maintains a sufficiently high concentration of ice inclusions near its surface, presumably as a result of continuous micrometeorite's processing of the regolith. Sublimation activity of Interamnia and, possibly, majority of primitive main belt asteroids near the perihelion, points to a formation of such bodies close to the boundary of condensation of water ice and/or outside it. Key words: spectrophotometry, UBVRI-photometry, asteroid, reflectance spectra, mineralogy, ice inclusions, regolith, sublimation, water ice.
