CC BY
27
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2018, том 73, № 2, с. 251-259
УДК 523.44:520.82/85
НАБЛЮДЕНИЯ СБЛИЖАЮЩИХСЯ С ЗЕМЛЕЙ АСТЕРОИДОВ
В ПОЛЯРИЗОВАННОМ СВЕТЕ
© 2018 В. Л. Афанасьев1, А. В. Ипатов2
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия1 2Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург, 191187 Россия
Поступила в редакцию 1 декабря 2017 года; принята в печать 22 марта 2018 года
Приведены результаты позиционных, фотометрических и поляризационных наблюдений на 6-м телескопе БТА САО РАН двух астероидов, сближающихся с Землей. Измерение вариаций блеска астероида 2009 ЭЬ46 8 марта 2016 г. (примерно 20 зв. вел. на расстоянии около 0.23 а.е. от Земли) в течение 1.2 часа показало вспышку с амплитудой 0т2 длительностью около 20 минут. Степень поляризации в это же время возросла со среднего значения 2—3% до 14%. При этом угол плоскости поляризации составил 113° ± 1° при фазовом угле 43°. Полученный результат указывает на то, что поверхность вращающего (период около 2.5 часов) астероида имеет, вероятно, неравномерную шероховатость. Наблюдения другого астероида — 1994 иО, яркость которого была около 17т, а расстояние до Земли составляло 0.077 а.е., проводились в ночь 6/7 марта 2016 г. в двух режимах: фотометрическом и спектрополяриметрическом. Согласно результатам фотометрии в трех фильтрах В, V, К системы Джонсона, в течении часа блеск астероида в пределах ошибок измерений (около 0т02) не менялся. Спектрополяриметрия в диапазоне 420—800 нм показала величину степени поляризации, спадающую от 8% в синей области спектра до 2% в красной, при величине фазового угла около 44°, что типично для астероидов, сближающихся с Землей и имеющих таксометрический класс Б.
Ключевые слова: малые планеты, астероиды: индивидуальные: ОЬ46, 1994 ЦО —методики: поляриметрические
1. ВВЕДЕНИЕ
Исследование динамических и физических характеристик астероидов, сближающихся с Землей, позволяет не только изучать их природу, но и оценивать степень опасности столкновения с Землей. Если радиолокационные наблюдения дают возможность получать изображения и изучать поступательно-вращательные движения этих небесных тел с точностью, недостижимой оптическими методами, то по наблюдениям в оптическом диапазоне возможно исследование их физических и минералогических характеристик.
Первоочередной задачей при оптических наблюдениях астероидов является измерение их альбедо, которое определяется как шероховатостью их поверхности, так и составом вещества астероида. Традиционные методы фотометрии и спектроскопии ориентированы на поиски отличий в спектре астероида от солнечного спектра, которые весьма малы (1—2%) [1]. Более перспективным представляется применение поляризационных методов,
1 E-mail: [email protected]
позволяющих в видимом диапазоне определить физические характеристики астероидов. Поляриметрические наблюдения астероидов дают информацию о геометрическом альбедо астероидов и могут быть источником косвенных сведений о типичных размерах частиц поверхностного реголита. На роль поляриметрии как мощного инструмента (наряду со спектрофотометрией) обращено внимание в работах [2—5]. Однократного поляриметрического наблюдения астероида недостаточно для определения его свойств, потому что характер поляризации зависит от фазового угла. Для большинства наблюдаемых астероидов сделаны разовые измерения, и информация о поляризации астероидов в широком интервале фазовых углов имеется лишь для очень незначительной доли из общего числа астероидов [6].
Сближающиеся с Землей астероиды (СЗА) по известным причинам вызывают особый интерес. Их можно наблюдать при больших фазовых угла, где поляризация определяется рассеянием на отдельных частицах и величиной альбедо поверхности. Поляриметрические наблюдения при фазовых углах выше 90° были проведены до сих пор
только для трех СЗА: (1685) Торо [7], (4179) Ту-татис [8] и (23187) 2000 PNg [9]. Эти астероиды относятся к таксономическому классу S и имеют довольно похожие поляризационные свойства: Pmax = 7.7-8.5% и amax = 103°-110°. Максимум поляризации наблюдался также у астероида Е-типа 33342 (1998 WT24) [10]. Имеющиеся данные, полученные до сих пор для СЗА, хотя все еще количественно ограничены, показывают, что даже по одиночным измерениям поляризации можно различить астероиды с низкими, умеренными и высокими альбедо. Крайне важным представляется исследование вариаций блеска и сравнение их с радиоданными. В конечном итоге целью исследования СЗА является как определение их динамических параметров, так и свойств поверхности.
В настоящей работе мы приводим результаты поляриметрических и фотометрических наблюдений на 6-м телескопе двух слабых астероидов, сближающихся с Землей.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения проводились при помощи универсального спектрографа SCORPIO-2 [11], установленного в первичном фокусе 6-метрового телескопа БТА САО РАН. Были использованы следующие режимы работы спектрографа:
• прямые изображения в трех фильтрах BVR системы Джонсона;
• поляриметрия в фильтре V с использованием дихроичного поляроида;
• спектрополяриметрия в области 0.4-0.9 мкм с низким спектральным разрешением (R ~ 500).
В качестве светоприемника нами использовалась ПЗС матрица EEV 42-90 формата 4096 х 2048 элементов. Масштаб изображения в плоскости приемника — 0". 357 рх при размере пиксела 27 мкм (binning=2).
В начале 2016 г., когда планировались пробные наблюдения на БТА, нам были доступны два астероида — DL46 и 1994 UG. Наблюдения проводились в марте в ночи резерва директора. Далее мы приводим результаты наблюдений обоих астероидов.
2.1. Наблюдения астероида DL46
Согласно эфемериде, астероид DL46 был весьма слабым (около 20 зв. вел.) и находился на расстоянии 0.23 а.е. от Земли. Условия видимости (Луна) позволили наблюдать его только вечером 8 марта 2016 г. Из-за слабости объекта была проведена только поляриметрия в фильтре V с
-pnnU.......i.........i.........i
-100 0 100
Offset X, arcsec
Рис. 1. Суммарное изображение астероида в фильтре V (полное время экспозиции 3600 с).
вращающимся поляроидом по методу Фесенкова. В таблице 1 приведен журнал наблюдений, где указаны: имя FITS-файла изображения, всемирное время середины экспозиции, угол поворота поляроида, качество изображения в секундах дуги, зенитное расстояние, измеренные экваториальные координаты астероида на момент середины экспозиции и ошибки их измерения. Длительность экспозиции для всех изображений была одинаковой и составляла 100 с. Гидирование осуществлялось по методу Меткоффа при помощи лунно-планетного привода АСУ БТА. На рис. 1 показан суммарный снимок, иллюстрирующий качество гидирования астероида. Для фотометрической калибровки нами была получена серия снимков рассеянного скопления NGC 2420. Данные обрабатывались стандартными процедурами DAOPHOT.
2.1.1. Позиционные измерения
Для каждого изображения нами проводилась астрометрия с использованием каталога USN0-2.0 в формате Guide Star Catalog [12] и в заголовок каждого FITS-файла записывалась стандартная нелинейная астрометрическая структура. Средняя точность астрометрической привязки одиночного кадра — около 0'!3. Результаты позиционных измерений астероида DL46 приведены в столбцах (7) и (8) таблицы 1 и там же (столбцы (9) и (10)) указаны ошибки астрометрической привязки.
2.1.2. Поляриметрия
Методика редукции поляриметрических данных при наблюдениях с поляроидом достаточно подробно описана в нашей работе [13]. Наиболее
Таблица 1. Поляриметрические наблюдения астероида ЭЬ46 8 марта 2016 г.
И1е ит Аг^1е, Бееи^, г, КА(2000), 0ес(2000), Егг ИА, Егг Оес,
ИИ тт вб^в агсвес ИИ тт вб^в (М тт вв.ее агсвес агсвес
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
э13880203 163621.75 -60 1.0 39 10 30 39.953 +56 40 34.19 0.21 0.10
э13880204 16 38 18.06 0 1.0 39 10 30 39.780 +56 40 36.41 0.18 0.37
э13880205 1640 13.37 +60 0.8 38 10 30 39.699 +56 40 38.11 0.13 0.23
э13880206 16 43 12.94 -60 0.8 38 10 30 39.453 +56 40 41.84 0.16 0.36
э13880207 16 45 09.25 0 0.8 38 10 30 39.341 +56 40 42.95 0.14 0.27
э13880208 16 47 03.56 +60 0.8 38 10 30 39.220 +56 40 45.56 0.17 0.46
э13880209 16 49 06.88 -60 0.8 37 10 30 39.084 +56 40 47.80 0.19 0.28
513880210 16 51 03.29 0 0.8 37 10 30 38.960 +56 40 49.42 0.22 0.26
513880211 16 52 59.59 +60 0.8 37 10 30 38.796 +56 40 51.05 0.16 0.15
в 13880212 165501.00 -60 0.8 36 10 30 38.737 +56 40 53.01 0.29 0.24
э13880213 16 56 55.30 0 0.8 36 10 30 38.584 +56 40 55.11 0.25 0.26
513880214 165851.40 +60 0.8 36 10 30 38.522 +56 40 56.90 0.22 0.18
513880215 17 04 50.92 -60 0.8 35 10 30 38.103 +56 41 03.58 0.22 0.21
513880216 170647.13 0 0.8 35 10 30 38.033 +56 41 04.81 0.28 0.35
в 13880217 170841.43 +60 0.8 35 10 30 37.845 +5641 07.17 0.18 0.39
в 13880218 17 10 44.84 -60 0.8 34 10 30 37.683 +56 41 08.60 0.24 0.21
513880219 17 1240.14 0 0.8 34 10 30 37.546 +5641 11.30 0.26 0.40
513880220 17 14 36.54 +60 0.8 34 10 30 37.445 +56 41 12.94 0.22 0.32
в13880221 17 16 39.96 -60 0.8 33 10 30 37.384 +56 41 15.07 0.16 0.24
513880222 17 18 34.26 0 0.8 33 10 30 37.191 +56 41 17.53 0.29 0.38
513880223 17 20 29.57 +60 0.8 33 10 30 37.129 +56 41 18.74 0.27 0.23
в13880224 17 22 31.88 -60 0.8 33 10 30 36.961 +5641 21.27 0.18 0.19
513880225 17 24 29.18 0 0.8 32 10 30 36.829 +56 41 23.21 0.25 0.22
513880226 17 26 23.59 +60 0.8 32 10 30 36.699 +56 41 25.28 0.27 0.21
в13880227 1729 34.16 -60 0.8 32 10 30 36.456 +56 41 28.87 0.24 0.24
513880228 17 31 28.36 0 0.8 31 10 30 36.372 +56 41 30.33 0.20 0.26
513880229 17 33 22.56 +60 0.8 31 10 30 36.264 +56 41 32.67 0.20 0.24
в13880230 17 35 24.77 -60 0.8 31 10 30 36.126 +56 41 34.30 0.22 0.29
в13880231 17 37 43.09 0 0.8 31 10 30 35.979 +56 41 36.82 0.25 0.27
513880232 17 39 38.50 +60 0.8 30 10 30 35.823 +56 41 38.39 0.20 0.27
в13880233 17 41 39.91 -60 0.8 30 10 30 35.684 +5641 41.15 0.25 0.29
513880234 17 43 36.22 0 1.1 30 10 30 35.568 +56 41 42.65 0.28 0.29
в13880235 174531.53 +60 1.1 29 10 30 35.495 +56 41 45.06 0.21 0.18
513880236 17 47 32.85 -60 1.1 29 10 30 35.305 +56 41 46.59 0.23 0.29
513880237 1749 29.16 0 1.1 29 10 30 35.144 +56 41 49.03 0.29 0.19
в13880238 17 51 24.37 +60 1.1 29 10 30 35.052 +56 41 50.87 0.21 0.23
(а)
1.04
1.02
1.00
0.98
0.96
1.04
X
D
1.02
Щ
>
1.00
Л
CL 0.98
0.96
1.04
1.02
1.00
0.98
0.96
Angle of polaroid +60°
Angle of polaroid 0
17
18
UT, hour
UT, hour
Рис. 2. Вариации потока опорной звезды (а) и астероида ЭЬ46 (Ь) в различных поляризационных каналах.
критичным при измерении поляризации по методу Фесенкова является стабильность атмосферы. На рис. 2а показаны вариации яркости опорной звезды с нулевой поляризацией в поле ЭЬ46 для трех углов поворота поляроида и соответствующие вариации потока для исследуемого объекта (рис. 2Ь). Можно сделать вывод, что вариации потока от ЭЬ46 в различных поляризационных каналах за время наблюдений (1 час) достигают 40—50%, что заметно превышает как атмосферные вариации (1.5%), так и случайные ошибки измерений (4%), которые определяются статистикой фотоотсчетов.
Имея из наблюдений измеренные интенсивности в трех углах поляроида — I(х, у)0, I(х, у)-60 и I(х, у)+бо, мы можем вычислить с точностью до преобразования поворота параметры Стокса Q и и в каждой точке изображения с координатами (х, у). Используем следующие соотношения:
Q(x, y) =
U(x, y) =
21(x, у)о - I(x, у)-ер - I(x, y)+6Q 1{х, у)о + I{x, y)-60 + I{x, y)+ 60
_L__I(x, y)+ 60 - I{x, y)-60
уД1(х, у)О + 1{х, у)-60 + 1{х, у)+60 '
(1)
Отсюда по известной формуле
Р=л/Я2 + и2, РА = РАвШ-±агсЪап%+РА0
(2)
вычисляем значение степени линейной поляризации Р и позиционного угла плоскости поляризации РА. Здесь РА8ш и РА0 — постоянные прибора. На рис. 3 показано наблюдаемое изменение со временем параметров линейной поляризации астероида ЭЬ46: интегральной яркости (параметр Стокса I) в звездных величинах, нормированные параметры Стокса Q и и, степень линейной поляризации Р и позиционный угол плоскости поляризации РА. На рисунке видно, что блеск астероида изменялся мало, лишь в последних трех точках нашей серии в течении 20 минут наблюдалось значимое увеличение яркости на 0.2 зв. вел., что почти на порядок превышает вариации прозрачности атмосферы (см. рис. 2). Однако более удивительным является то, что в это же время степень линейной поляризации возросла со среднего значения 2—3%. Угол плоскости поляризации при этом оставался неизменным и с точностью до ошибок совпадал с фазовым углом астероида, согласно эфемериде (порядка 42°). Вероятно, резкое увеличение поляризации связано с неоднородностью поверхности астероида, например, наличием более гладких участков на поверхности типа базальтовых плит.
-g 19.9
з
& 20.0
о
Е
^ 20.1 15
N
« 10 о 5
СУ
I
э
о
-5 15 10 5 0 -5
15
10
5
0
160
120
80
UT, hour
Рис. 3. Изменение параметров поляризации астероида DL46.
(a)
(b)
(c)
(d)
16.7 16.6
ф
16.9
'E
га
| 16.8
17.3 17.2
22.0 22.2 22.4 22.6 22.8 23.0 UT, hour
Рис.4. Вариации блеска астероида 1994 UG в различных фильтрах.
2.2. Наблюдения астероида 1994 иО
Согласно эфемериде, в ночь наблюдений 6 марта 2016 г. астероид 1994 иО был достаточно ярким (примерно 17 зв. вел.) и находился на расстоянии 0.077 а.е. от Земли. Наряду с измерением его блеска и положения в различных фильтрах мы смогли изучить его спектр в поляризованном свете. Результаты позиционных и фотометрических наблюдений астероида 1994 иО приведены в таблице 2, где указаны: номер файла, всемирное время середины экспозиции, экспозиция, фильтр,
Рис. 5. Спектры астероида 1994 иО без вычитания фона неба, полученные с двойным анализатором Вол-ластона с экспозицией 180 с 6 марта 2016 г. (ит 23:39). Значения углов выделяемой плоскости поляризации на спектрах — 0° (а), 90° (Ь), 45° (с) и 135°
зенитное расстояние, качество изображений, измеренные координаты объекта, ошибка астрометри-ческой привязки и звездная величина.
2.2.1. Астрометрия и фотометрия
Астрометрическая привязка делалась таким же образом, как и для астероида ЭЬ46.
Фотометрические измерения проводились в трех цветовых полосах системы Джонсона: В^ и К (Аея ~ 435 нм, 555 нм и 700 нм соответственно). Прозрачность атмосферы была достаточно хорошей. Длительность экспозиции в каждом фильтре выбиралась из соображений равноточных измерений во всех фильтрах. Всего было получено десять серий по три последовательные экспозиции в каждом фильтре. Одной из трудностей при проведении фотометрии было то, что более чем в половине полученных кадров на изображения астероида накладывались изображения слабых звезд, что затрудняло измерение фона неба для последующего вычитания и вносило систематические ошибки в фотометрические оценки. В некоторых случаях ошибка достигала 0.2—0.3 зв. вел. Для корректного разделения изображений использовались методы апертурной фотометрии, которые уменьшили систематические ошибки до нескольких сотых звездной величины. Измерения звездных величин в трех фильтрах для каждого момента наблюдений приведены в таблице 2. Изменения яркости астероида со временем показаны на рис. 4.
На рисунке видно, что значимые изменения блеска и показатели цвета, превышающие вариации прозрачности атмосферы во время наблюдений (3%, или 0.03 зв. вел.), нами не обнаружены.
6000 \Л/ауе1епдМ, А
Рис. 6. Параметры поляризации в спектре астероида 1994 УО.
2.2.2. Спектрополяриметрия
Спектрополяриметрия астероида 1994 УО проводилась на БТА на спектрографе БСОНРЮ-2 с двойным анализатором Волластона, позволяющим получать одновременно четыре спектра в разных плоскостях колебаний электрического вектора исследуемого электромагнитного излучения в видимой области спектра — 0°, 90°, 45° и 135°. Высота щели спектрографа при этом была 1', что позволило уверенно вычитать фон ночного неба. Всего было получено пять спектров с экспозициями 180 с с объемной фазовой голографической решеткой 940 штр./мм в диапазоне 420—850 нм. Ширина
щели была равна 22', а качество изображения — 1'.'5. Спектральное разрешение при этих условиях составило К ~ 450. Пример спектра, полученного в спектрополяриметрическом режиме, показан на рис. 5.
Параметры Стокса для линейно поляризованного излучения в этом случае можно найти из соотношений:
I (А)^^^ (А)Кд (А)+h5(А)+hз5(А)Ku (Л),
(3)
^(А) - Ьо^Кд(А)
Q(А) =
Iо(А)+I9о(А)KQ (А)'
Таблица 2. Результаты позиционных и фотометрических измерений астероида 1994 УО 7 марта 2016 г.
File UT, hh mm ss.ss T S Filter z, deg Seeing, arcsec RA(2000), hh mm ss.ss Dec(2000), dd mm ss.ss Error, arcsec Magnitude
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
s13860101 21:58:31.04 120 В 22 2.0 09 37 44.841 +48 43 06.97 0.17 17.21+0.02
si 3860102 22:00:42.07 60 V 22 2.0 09 37 44.117 +48 43 10.31 0.18 16.83 + 0.02
si 3860103 22:02:19.65 30 R 22 2.0 09 37 43.581 +48 43 13.75 0.22 16.59 + 0.02
si 3860104 22:04:08.01 120 В 22 2.0 09 37 42.929 +48 43 17.71 0.25 17.21+0.02
si 3860105 22:06:33.26 60 V 23 2.0 09 37 42.066 +48 43 21.68 0.26 16.84 + 0.02
si 3860106 22:07:44.00 30 R 23 2.0 09 37 41.687 +48 43 24.16 0.14 16.59 + 0.02
si 3860107 22:10:59.79 120 В 23 2.0 09 37 40.880 +48 43 28.42 0.27 17.20 + 0.02
si 3860108 22:12:30.51 60 V 24 2.0 09 37 39.996 +48 43 33.77 0.19 16.83 + 0.02
si 3860109 22:13:34.01 30 R 24 2.0 09 37 39.644 +48 43 35.80 0.14 16.58 + 0.02
s13860110 22:15:22.21 120 В 24 2.0 09 37 38.964 +48 43 39.70 0.25 17.18 + 0.02
s13860111 22:18:10.04 60 V 25 2.0 09 37 38.058 +48 43 44.66 0.14 16.82 + 0.02
s13860112 22:20:53.01 30 R 25 2.0 09 37 37.076 +48 43 50.01 0.12 16.62 + 0.02
s13860113 22:21:04.96 120 В 26 2.0 09 37 36.322 +48 43 54.41 0.20 17.19 + 0.02
s13860114 22:26:07.70 60 V 26 2.0 09 37 35.270 +48 44 00.58 0.15 16.83 + 0.02
s13860115 22:28:39.51 30 R 27 2.0 09 37 34.384 +48 44 05.37 0.13 16.61+0.02
s13860116 22:31:14.09 120 В 27 2.0 09 37 33.519 +48 44 10.82 0.23 17.21+0.02
s13860117 22:32:57.34 60 V 27 2.0 09 37 32.905 +48 44 13.98 0.21 16.84 + 0.02
s13860118 22:34:59.67 30 R 28 2.0 09 37 32.176 +48 44 17.92 0.10 16.58 + 0.02
s13860119 22:36:57.95 120 В 28 2.0 09 37 31.441 +48 44 22.23 0.26 17.19 + 0.02
si 3860120 22:39:11.78 60 V 28 2.0 09 37 30.661 +48 44 26.27 0.17 16.82 + 0.02
s13860121 22:40:37.14 30 R 29 2.0 09 37 30.234 +48 44 28.86 0.19 16.62 + 0.02
si 3860122 22:43:43.62 120 В 29 2.0 09 37 29.177 +48 44 35.07 0.19 17.22 + 0.02
si 3860123 22:46:02.01 60 V 30 2.0 09 37 28.358 +48 44 39.43 0.18 16.83 + 0.02
si 3860124 22:47.13.87 30 R 30 2.0 09 37 27.929 +48 44 41.81 0.11 16.61+0.02
si 3860125 22:49:54.56 120 В 30 2.0 09 37 26.964 +48 44 47.28 0.20 17.23 + 0.02
si 3860126 22:52:03.73 60 V 30 2.0 09 37 26.209 +48 44 50.86 0.17 16.87 + 0.02
si 3860127 22:53:15.62 30 R 31 2.0 09 37 25.857 +48 44 53.11 0.14 16.60 + 0.02
si 3860128 22:54:51.87 120 В 31 2.0 09 37 25.330 +48 44 56.44 0.11 17.22 + 0.02
si 3860129 22:56:46.85 60 V 31 2.5 09 37 24.647 +48 45 00.29 0.23 16.84 + 0.02
si 3860130 22:58:59.68 30 R 32 2.5 09 37 23.877 +48 45 04.88 0.14 16.62 + 0.02
U (А) =
/45(A)-/135(Л)^(Л) /45(А)+/135(А)^(А):
(5)
где Кд и Ки — инструментальные параметры, зависящие от пропускания поляризационных каналов, которые определяются из наблюдений звезд с нулевой поляризацией. Здесь /0(А), /до(А), /45(А) и /135 (А) — измеренные интенсивности в спектрах, соответствующих разным направлениям поляризации. Степень поляризации Р и угол плоскости поляризации РА вычисляются из Соотношения (2).
Зависимости параметров поляризации астерои-
да 1994 UG от длины волны показаны на рис. 6, на котором приводятся (сверху вниз): исправленный за спектральную чувствительность поток F(А) в спектре объекта в диапазоне 420—800 нм, нормированные параметры Стокса Q(A) и U(А), степень поляризации P(А) и позиционный угол плоскости поляризации PA(A). Рядом со спектром объекта в произвольных единицах показан спектр Солнца согласно международному стандар-
ту ISO 9845-1:1992'. В спектре астероида хорошо видны фраунгоферовы линии поглощения, а непрерывный спектр показывает заметное покраснение по сравнению с солнечным континуумом. Широкие абсорбционные детали на длинах волн 690 нм и 760 нм — молекулярные полосы поглощения в атмосфере Земли. Распределение энергии в спектре астероида указывает на то, что он относится к S-классу [14]. На рисунке видно, что степень поляризации падает с увеличением длины волны. Результат интегрирования поляризованного спектра в полосах фотометрической системы Джонсона дает следующие оценки степени поляризации в различных цветах: Pb = (6.2 ± 0.6)%, Py = (3.5 ± 0.5)% и Pr = (2.5 ± 0.3)%. Отметим, что угол плоскости поляризации с точностью до ошибок не изменяется в нашем спектральном диапазоне, как и должно быть при наблюдениях астероида. Фазовый угол астероида на момент наблюдений составил 46 ° 5. Такие параметры астероида 1994 UG близки к поляриметрическим измерениям в широких полосах для сближающегося с Землей астероида (1685) То-ро [7].
Первые данные по спектрополяриметрии ярких астероидов были получены в работе [15], а спектрополяриметрия слабых СЗА сделана нами впервые. Сравнение нормированных зависимостей степени поляризации от длины волны с данными, полученными для астероида S-типа Эрос при фазовом угле 42° (см. рис. 3 в работе [15]) показывает поразительное сходство c нашими данными. При этом следует отметить, что в нашем случае поляризация в V-полосе больше поляризации Эроса приблизительно в два раза. Это обстоятельство может указывать на то, что по характеру изменения альбедо с длиной волны и степени поляризации поверхность астероида 1994 UG близка по свойствам к поверхности морей Луны [16] на больших фазовых углах.
3. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Впервые проведены спектрополяриметрические наблюдения слабых астероидов, сближающихся с Землей. Для астероида 1994 UG показано, что он относится к таксометрическому классу S и характеристики его поверхности близки по поляризационным свойства к поверхности морей Луны. У слабого астероида 2009 DL46 зарегистрировано
сильное увеличение поляризации со временем (с
1 http://www.pveducation.org/pvcdrom/appendices/standard-
solar-spectra
3% до 14%), что свидетельствует о неоднородности поверхности.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарны Н. Н. Киселеву за ценные критические замечания и администрации САО РАН за выделение времени для наблюдений астероидов. Работа поддержана грантом РНФ, проект 16-12-00071.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. D. Morate, J. de Leon, M. De Pra, et al., Astron. and Astrophys. 586, A129 (2016).
2. C. R. Chapman, D. Morrison, and B. Zellner, Icarus 25, 104(1975).
3. M. I. Mishchenko, V. K. Rosenbush, N. N. Kiselev, et al., arXiv: 1010.1171 (2010).
4. R. P. Binzel, D. Lupishko, M. di Martino, et al., Physical Properties of Near-Earth Objects (Univ. Arizona Press, Tucson, 2002), pp. 255—271.
5. S. J. Bus, F. Vilas, and M. A. Barucci, Visible-Wavelength Spectroscopy of Asteroids (Univ. Arizona Press, Tucson, 2002), pp. 169-182.
6. D. F. Lupishko and S. V. Vasilyev, NASA Planetary Data System 184, EAR-A-3-RDR-APD-P0LARIMETRY-V7.0 (2012).
7. N. N. Kiselev, D. F. Lupishko, G. P. Chernova, and I. G. Shkuratov, Kinematics and Physics of Celestial Bodies 6,77(1990).
8. M. Ishiguro, H. Nakayama, M. Kogachi, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 49, L31 (1997).
9. I. N. Belskaya, S. Fornasier, and Y. N. Krugly, Icarus 201, 167(2009).
10. N. N. Kiselev, V. K. Rosenbush, K. Jockers, et al., in Proc. Intern. Conf. on Asteroids, Comets, and Meteors — ACM 2002, Berlin, Germany, 2002, Ed. by B. Warmbein, ESA SP 500 (ESA Publ. Division, Noordwijk, 2002), pp. 887-890 .
11. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Baltic Astronomy 20, 363(2011).
12. J. L. Russell, B. M. Lasker, B. J. McLean, et al., Astron. J. 99,2059(1990).
13. V. L. Afanasiev and V. R. Amirkhanyan, Astrophysical Bulletin 67,438(2012).
14. E. S. Howell, E. Merenyi, and L. A. Lebofsky, J. Geophys. Research 99, 10(1994).
15. S. Bagnulo, A. Cellino, and M. F. Sterzik, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 446, L11 (2015).
16. N. V. Opanasenko and Y. G. Shkuratov, Astronomicheskii Vestnik 28, 133 (1994).
Observations of Near-Earth Asteroids in Polarized Light
V. L. Afanasiev and A. V. Ipatov
We report the results of position, photometric, and polarimetric observations of two near-Earth asteroids made with the 6-m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences. 1.2-hour measurements of the photometric variations of the asteroid 2009 DL46 made on March 8, 2016 20m at a distance of about 0.23 AU from the Earth) showed a 0m2-amplitude flash with a duration of about 20 minutes. During this time the polarization degree increased from the average level of 2—3% to 14%. The angle of the polarization plane and the phase angle were equal to 113° ± 1° and 43°, respectively. Our result indicates that the surface of the rotating asteroid (the rotation period of about 2.5 hours) must be non-uniformly rough. Observations of another asteroid—1994 UG—whose brightness was of about 17m and which was located at a geocentric distance of 0.077 AU, were carried out during the night of March 6/7, 2016 in two modes: photometric and spectropolarimetric. According to the results of photometric observations in Johnson's B-, V-, and fl-band filters, over one hour the brightness of the asteroid remained unchanged within the measurement errors (about 0m02). Spectropolarimetric observations in the 420—800 nm wavelength interval showed the polarization degree to decrease from 8% in the blue part of the spectrum to 2% in the red part with the phase angle equal to 44°, which is typical for S-type near-Earth asteroids.
Keywords: small Solar System body—asteroids: photometry and polarimetry
