CC BY
11РЕЗУЛЬТАТЫ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ ОКОЛОЗЕМНОГО АСТЕРОИДА (52768) 1998 OR2
19 9 9
Шмальц С.Е. , Иванов А.Л. , Иванов В.А. , Лысенко В.Е.
1 ИПМ им. М.В. Келдыша РАН
л
ФГБОУ ВО «Кубанский государственный университет»
Аннотация
В марте-апреле 2020 года оптическими телескопами в Кастельгранде (Италия) и Краснодаре (Россия) были проведены совместные фотометрические наблюдения околоземного и потенциально опасного астероида (52768) 1998 OR2, который также вызвал большой резонанс в широкой публике. Главной целью наблюдений была проверка и уточнение двух сильно отличавшихся значений периода вращения астероида, независимо найденных другими обсерваториями в 2009 году. По мартовским наблюдениям получен период вращения P = 4.1100 ± 0.001 часа, а по апрельским - P = 4.1136 ± 0.001 часа, что подтверждает одно из ранних значений. В статье приводится сводная информация касательно безопасности будущих сближений астероида с Землей вплоть до 2197 года. Предпринимается попытка интерпретации изменений фазовой кривой блеска астероида с учетом информации о форме астероида, полученной радиотелескопом Аресибо в апреле 2020 года. Амплитуда изменения блеска найдена равной A = 0.28 ± 0.01 маг, а отношение полуосей астероида оценивается равным a/b = 1.294 ± 0.012. Точное определение параметра наклона G видится на данный момент невозможным ввиду отсутствия фотометрических наблюдений на достаточно малых фазовых углах.
Ключевые слова: околоземные астероиды, потенциально опасные астероиды, фотометрия, период вращения.
ВВЕДЕНИЕ
Согласно NASA JPL Discovery Statistics на 26 апреля 2020 года обнаружено 22658 околоземных астероидов, из них 2081 - потенциально опасные астероиды (ПОА). Из всех ПОА 157 имеют диаметр более 1 км, при этом в апреле 2010 года были известны уже 146, то есть за последние 10 лет в год обнаруживали в среднем по одному новому объекту такого класса. Последнее такое обнаружение было в январе 2019 года. Оба факта указывают на то, что они либо все, либо почти все уже обнаружены.
Околоземный астероид (52768) 1998 OR2 был открыт 24 июля 1998 года в рамках проекта Near-Earth Asteroid Tracking (NEAT) Лаборатории реактивного движения НАСА (NASA JPL) по поиску околоземных космических объектов (IAU Minor Planet Center; NASA JPL Small-Body Database Browser) в обсерватории Haleakala-NEAT/GEODSS (код обсерватории в Центре Малых Планет - 566), находящейся на вулкане Халеакала острова Мауи архипелага Гавайи. Collaborative Asteroid Lightcurve Link оценивает абсолютный блеск (52768) равным H = 15.8 маг, что при альбедо 0.20 соответствует диаметру 2.06 км. По своим орбитальным характеристикам (52768) относится к астероидам группы Амура, его перигелийное расстояние q = 1.01795 а.е. Таким образом, с Землей он сближается с внешней стороны ее орбиты, имея по данным IA U Minor Planet Center минимальное расстояние пересечения орбиты (MOID) относительно орбиты Земли на эпоху JD 2458600.5 равным 0.01549 а.е., что вкупе с диаметром астероида относит его к классу ПОА. (52768) является 22-м по размеру среди крупнейших ПОА.
29 апреля 2020 года астероид (52768) сближался с Землей на расстоянии 0.042 а.е. (6.283 млн.км) (NASA JPL Small-Body Database Browser; NEODys-2), что более чем в 16 раз превышает дистанцию Земля-Луна (384 тыс.км). Тем не менее, это оказалось самым тесным сближением астероида с Землей, как минимум, за последние 114 лет. Сам факт сближения стал известен широкой публике еще за несколько месяцев до него и вызвал волну
многочисленных публикаций в ненаучных СМИ и социальных интернет-сетях, порой необоснованно наводящих панику о предстоящем столкновении астероида с Землей. Как минимум, до 2197 года астероид не представляет Земле никакой опасности, в том числе 16 апреля 2079 года, когда произойдет еще более тесное сближение на расстоянии 0.01184 а.е. (1.771 млн.км). Об этом также свидетельствует IAU Minor Planet Center - параметр неопределенности орбиты U = 0, что дает позиционную ошибку астероида менее 1 угловой секунды на 10 лет вперед. Таким образом, потенциальная опасность астероида может стать актуальной лишь по прошествии сотен, если не тысяч лет.
В 2009 году, в период очередного сближения (52768) с Землей, двумя независимыми группами астрономов проводились фотометрические наблюдения астероида, в результате которых были найдены сильно разнящиеся значения периода вращения астероида. Сначала Бецлер, Новайнш (2009) [1] сообщили о периоде вращения P = 3.198 ± 0.006 часа. Позже Коен и др. (2014) [2] вполне убедительно опровергли то значение и определили период вращения P = 4.112 ± 0.002 часа (после ревизии тех же наблюдений Скифф и др. (2019) [3] уточнили период вращения до 4.1120 ± 0.0006 часа). Уорнер (2020) [4] по результатам наблюдений в январе 2020 года сообщает о периоде вращения P = 4.106 ± 0.003 часа. 13-24 апреля 2020 года были проведены наблюдения (52768) радиотелескопом Аресибо. Виркки и др. (2020) [5] обнаружили, в частности, достаточно крупную кратерообразную конкавность на поверхности астероида.
Данная работа описывает результаты, полученные фотометрическими наблюдениями астероида (52768), проведенными в марте-апреле 2020 года оптическими телескопами. Главной целью наблюдений была проверка и уточнение найденных в 2009 году значений периода вращения астероида.
ОБОРУДОВАНИЕ
Наблюдения, представленные в данной работе, проводились
коллаборацией двух обсерваторий - астрономической обсерваторией ISON-Кастельгранде (коммуна Кастельгранде, Италия; код в Центре Малых Планет - L28) и Астрофизической Обсерваторией Кубанского государственного университета (г. Краснодар, Россия; код в Центре Малых Планет - С40). Обе обсерватории ранее уже осуществляли различные астро- и фотометрические наблюдения малых тел Солнечной системы (Шмальц и др., 2019) [6]. В обсерватории ISON-Кастельгранде (Грациани и др., 2018) [7] наблюдения проводились на 22-см телескопе системы Ньютона-Гамильтона (фокусное расстояние f = 510 мм) с использованием ПЗС-камеры FLI ML 09000 (масштаб пикселя 4.84 угловой секунды) без фильтров. В обсерватории Кубанского государственного университета наблюдения проводились на 51 -см телескопе системы Ричи-Кретьена (фокусное расстояние f = 4016 мм) с использованием ПЗС-камеры FLI PL 16803 (масштаб пикселя 1.385 угловой секунды) без фильтров. [8]
НАБЛЮДЕНИЯ
В обсерватории ISON-Кастельгранде наблюдения проводились в два этапа. Первый - 18, 19 и 20 марта 2020 года, второй - 7, 8, 9 и 11 апреля 2020 года. Все наблюдения проводились с 20-сек экспозицией без интервалов между снимками и с ведением телескопа по звездам (угловая скорость астероида была менее 3.5 угл.с./мин, и за время экспозиции он не вытягивался на снимках в трек). Управление оборудованием обсерватории осуществлялось посредством программного пакета FORTE (Куприянов, 2012) [9]. В каждую из названных дат наблюдения начинались после окончания местных навигационных сумерек и продолжались беспрерывно вплоть до момента, когда заходящий астероид находился на высоте не ниже 19 градусов над горизонтом.
В обсерватории Кубанского государственного университета наблюдения проводились на протяжении многих дней в феврале, марте и апреле 2020 года. Для данной работы были использованы только наблюдения 12, 16, 22 и
25 марта 2020 года (в сочетании с наблюдениями первого этапа наблюдений в Кастельгранде), а также 6 апреля 2020 года (в сочетании с наблюдениями второго этапа наблюдений в Кастельгранде). Все наблюдения проводились с 20-сек экспозицией с 30-сек интервалом между снимками и с ведением телескопа по звездам. Управление оборудованием обсерватории осуществлялось посредством программы Maxim DL.
В марте астероид наблюдался на диапазоне фазовых углов 53.9-66.4, в апреле - 75.2-77.3. В таблице 1 дана прочая информация о наблюдениях для названных дат.
Таблица 1 — Результаты наблюдений астероида (52768) 1998 OR2
Дата начала Диапазон Диапазон Начало и конец
наблюдения, эфемеридной эфемеридного наблюдения
код высоты астероида блеска астероида на (UT)
обсерватории над горизонтом на всем интервале наблюдения [град.] всем интервале наблюдения [маг., V]
12 марта 88 - 41 14.7 - 14.7 17:19:19 - 22:24:42
2020 (С40)
16 марта 85 - 40 14.6 - 14.6 17:54:37 - 22:13:51
2020 (С40)
18 марта 70 - 19 14.6 - 14.5 20:40:48 - 01:40:58
2020 ^28)
19 марта 89 - 19 14.5 - 14.5 18:54:20 - 01:36:27
2020 ^28)
20 марта 65 - 26 14.5 - 14.5 21:01:07 - 00:45:23
2020 (Ь28)
22 марта 84 - 48 14.5 - 14.5 17:31:20 - 20:59:20
2020 (С40)
25 марта 85 - 42 14.4 - 14.4 17:11:16 - 21:19:02
2020 (С40)
6 апреля 80 - 26 13.8 - 13.8 16:40:41 - 22:13:13
2020 (С40)
7 апреля 76 - 22 13.8 - 13.7 19:06:05 - 23:56:21
2020 (Ь28)
8 апреля 76 - 22 13.7 - 13.7 19:03:51 - 23:50:16
2020 ^28)
9 апреля 75 - 24 13.6 - 13.6 19:02:15 - 23:34:21
2020 (Ь28)
11 апреля 79 - 26 13.5 - 13.5 18:34:02 - 23:20:29
2020 (L28)
АНАЛИЗ НАБЛЮДЕНИЙ
Все снимки астероида, полученные обеими обсерваториями, в программном пакете Apex II (Куприянов, 2012) проходили стандартную калибровку: вычитание темновых полей, применение плоских полей, выравнивание фона неба и косметическую коррекцию, а затем в том же пакете определялся блеск астероида с использованием апертурной фотометрии и относительно звездного каталога GAIA. Дальнейший анализ полученных фотометрических рядов измеренного блеска и построение графиков осуществлялись посредством авторского скрипта, написанного на языке программирования Python, с использованием пакетов Numpy и Matplotlib. Определение периода вращения астероида в скрипте осуществлялось двумя методами: 1) периодограммой Ломба-Скаргла (Скаргл, 1982; ВандерПлас, 2018) [10], импортируемой из программного пакета Astropy (Коллаборация Astropy и др., 2018) [11] с входным параметром разрешающей способности периодограммы samples_per_peak = 10000, и 2) минимизацией фазовой дисперсии (Phase Dispersion Minimizaion, PDM), импортируемой из пакета PyAstronomy с входными параметрами nbins = 30 и covers = 3. В таблице 2 приведены основные фотометрические характеристики для каждой даты наблюдений.
Поскольку использовавшиеся для наблюдений ПЗС-камеры обладают широкой спектральной чувствительностью, и наблюдения проводились без фильтров, то в качестве фотометрического референтного спектра использовался широкополосный спектр G каталога GAIA.
Таблица 2 — Фотометрические характеристики для каждой даты наблюдений
Дата начала Среднее Средняя Количество
наблюдения, отношение погрешность измерений
код обсерватории сигнала к измерений блеска блеска
шуму (SNR) астероида [маг] астероида
12 марта 2020 (С40) 42.5 0.026 206
16 марта 2020 (С40) 36.9 0.030 204
18 марта 2020 (Ь28) 33.2 0.034 658
19 марта 2020 (Ь28) 28.4 0.029 770
20 марта 2020 (Ь28) 40.5 0.041 540
22 марта 2020 (С40) 34.5 0.034 106
25 марта 2020 (С40) 25.3 0.046 169
6 апреля 2020 (С40) 62.0 0.018 283
7 апреля 2020 ^28) 29.4 0.038 446
8 апреля 2020 ^28) 38.1 0.030 489
9 апреля 2020 ^28) 59.7 0.019 435
11 апреля 2020 (Ь28) 68.9 0.016 563
Для построения фазовых кривых блеска астероида сначала рассчитывался приведенный блеск астероида по формуле:
Н(а) = G - 5 • log(d • г), где Н(а) - приведенный блеск астероида при фазовом угле а в спектре G, G -измеренный блеск астероида в диапазоне G, d - расстояние Земля-астероид в а.е. при фазовом угле а, r - расстояние Солнце-астероид в а.е. при фазовом угле а. Расстояния Земля-астероид и Солнце-астероид при заданном фазовом угле были получены на веб-сайте NASA JPL HORIZONS с помощью программного пакета astroquery.
Далее рассчитывался абсолютный блеск астероида по формуле: Н = Н(а) + 2.5 • log((1 -G)-y1 + G- у2), где H - абсолютный блеск астероида в спектре G, Н(а) - приведенный блеск астероида при фазовом угле а в спектре G, G - параметр наклона принятый равным 0.15, а ф1 и ф2 - фазовые функции равные:
ф1 = ехр(-а1 • tan(a/2)bl) = ехр(-а2 • tan(a/2)b2)'
где а - фазовый угол, a1 = 3.33, a2 = 1.87, b1 = 0.63, b2 = 1.22.
период [ч]
12.00 5.05 3.20 2.34 1.85 1.52 1.30 1.13 1.00
i! и ||]
l! И ЧГ Т1*
ü J
1 [II
1 ___ 1
i
¡ 1 1 1
....
1 1 1 1
- РОМ
-4--I — — период минимальной теты -1-1-1-1--1-1-1-Н—
0.00005 0.00010 0.00015 0.00020 0.00025
частота [Гц]
Рисунок 1 — График PDM на диапазоне периодов вращения от 1 до 12 часов
По полученным рядам абсолютного блеска астероида определялся его период вращения. И наконец, путем минимизации фазовой дисперсии определялась погрешность найденного периода вращения.
РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ
На рисунке 1 приведен график PDM на диапазоне периодов вращения от 1 до 12 часов. Во-первых, для периода вращения астероида Р = 3.198 ± 0.006 часа, найденного Бецлером и Новайншом в 2009, отсутствует какой -либо значимый пик с достаточным малым значением теты, что окончательно опровергает их результат. Во-вторых, пик с наименьшим значением теты соответствует истинному периоду вращения астероида, который по мартовским наблюдениям был найден равным Р = 4.1100 ± 0.001 часа, а по апрельским - Р = 4.1136 ± 0.001 часа, что согласуется с результатами Коена и др. (2014), Скиффа и др. (2019) и Уорнера (2020) [2,3,4]. И в-третьих, периоды вращения, соответствующие прочим значительным пикам с малыми значениями теты не позволили построить сходящиеся фазовые кривые. Таким
образом, ранее существовавшая неопределенность с периодом вращения (52768) окончательно устранена.
На рисунках 2 и 3 даны фазовые кривые приведенного блеска, полученные по мартовским и апрельским наблюдениям соответственно. Обе фазовые кривые построены по найденному периоду вращения. В обоих случаях максимальная амплитуда изменения блеска составила А = 0.28 ± 0.01 маг, что сопоставимо значению А = 0.29 ± 0.02, найденному Бецлером, Новайншом (2009) при наблюдениях на схожем фазовом угле а = 65.8°, в то время как наблюдения Коена и др. (2014) проводились на фазовых углах около а = 34°, показывая амплитуду блеска А = 0.16 ± 0.01 маг, а наблюдения Уорнера (2020) [4] на еще меньшем фазовом угле а = 16.7° с амплитудой блеска А = 0.12 ± 0.02 маг. Если допустить, что найденная амплитуда является максимально возможной (угол аспекта в = 90°), тогда отношение полуосей астероида можно оценить равным а/Ь = 1.294 ± 0.012 (яйцевидная форма астероида также видна на изображениях, полученных радиотелескопом Аресибо (Бинцель и др., 1989) [1]. Формы обеих фазовых кривых на интервале фазы между 0.35 и 0.6 заметно отличаются друг от друга.
Рисунок 2 — Фазовые кривые приведенного блеска, полученные по
мартовским наблюдениям
Рисунок 3 — Фазовые кривые приведенного блеска, полученные по
апрельским наблюдениям
Платообразный участок на мартовской фазовой кривой также присутствует на кривых блеска, полученных Уорнером в январе 2020 года, а локальный минимум на 0.5 фазы апрельской фазовой кривой повторяется также на кривых блеска Уорнера за 13-14 апреля 2020 года. Такое отличие, предположительно, можно объяснить наличием кратерообразной конкавности на поверхности астероида, найденной Виркки и др. [12], и вследствие изменения угла аспекта астероида относительно наблюдателя.
Интересно отметить, что с найденными периодом вращения и максимальной амплитудой блеска астероид (52768) находится весьма близко к критическому верхнему пределу вращения для многосоставного астероида ("груды щебня") плотностью 1 г/см3 (рис. 4), удерживаемого вместе только собственной гравитацией (Правец, Харрис, 2000) [13]. И если в будущем период вращения уменьшится (ускорится) до 2.5 часов, то рано или поздно неизбежна фрагментация астероида, если только он не является монолитным телом.
Рисунок 4 — Критические верхние пределы вращения многосоставных астероидов с разной плотностью в зависимости от их периода вращения и максимальной амплитуды кривой блеска
Все до сих пор осуществленные и опубликованные фотометрические наблюдения (52768) проводились на фазовых углах более 16 градусов. В связи с этим, как показали Хасегава и др. (2009) [14], точное определение параметра наклона G и, соответственно, построение фазовой функции для (52768) остаются нерешенными задачами.
Библиографический список
1. Бецлер, Новайнш (A.S. Betzler, A.B. Novaes), The Minor Planet Bulletin. Vol. 36, No. 4, p. 145-147 (2009).
2. Коен и др. (B.W. Koehn, E.G. Bowell, B.A. Skiff, J.J. Sanborn, K.P. McLelland, P. Pravec, B.D. Warner), The Minor Planet Bulletin. Vol. 41, No. 4, pp. 286-300 (2014).
3. Скифф и др. ( B.A. Skiff, K.P. McLelland, J.J. Sanborn, P. Pravec, B.W. Koehn), The Minor Planet Bulletin. Vol. 46, No. 4, pp. 458-503 (2019).
4. Уорнер (B.D. Warner), Asteroid Lightcurve Photometry Database. http://alcdef.org (Дата обращения: 27 апреля 2020).
5. Виркки и др. (A. Virkki, F.C.F. Venditti, S.E. Marshall, et al.), Planetary Radar Science Group. http://www.naic.edu/~pradar/press/1998OR2.php (Дата обращения: 27 апреля 2020).
6. Шмальц и др. (S. Schmalz, I. Molotov, V. Voropaev, Yu. Krugly, V. Kouprianov, L. Elenin, F. Graziani, D. Erofeev, V. Kudak, A. Wolf), ISON's sub -network of small aperture telescopes for observations of NEOs, space debris and meteors. Proc. 1st NEO and Debris Detection Conference, Darmstadt, Germany, 22-24 January 2019. Published by the ESA Space Safety Programme Office. Eds. T. Flohrer, R. Jehn, F. Schmitz. (2019)
7. Грациани и др. (F. Graziani, R. Di Roberto, M. Truglio, V. Kouprianov, I. Molotov, V. Voropaev, S. Schmalz), Castel GAUSS Project: Observations of NEOs and GSO objects at the ISON-Castelgrande Observatory. In: IAC-18-A6.IP.1 69th International Astronautically Congress (IAC), Bremen, Germany, 1-5 October 2018.
8. Иванов А.Л., Иванов В.А., Лысенко В.Е., Яковенко Н.А., Большов А.В. В сборнике: Современные проблемы физики, биофизики и инфокоммуникационных технологий Коллективная монография. Краснодар, 2019. С. 57-67. Исследование астероидов, опасно сближающихся с Землей в 2019 году в обсерватории Кубанского госуниверситета.
9. Куприянов (V. Kouprianov), Apex II + FORTE: data acquisition software for space surveillance, 39th COSPAR Scientific Assembly, Mysore, India, 2012, 14-22 July, in. Abstract PPP. 2-3-12, p. 974 (2012).
10. Скаргл (J.D. Scargle), Studies in astronomical time series analysis. II. Statistical aspects of spectral analysis of unevenly spaced data. Astrophysical Journal, Vol. 263, p. 835-853 (1982).
11. Коллаборация Astropy и др. (Astropy Collaboration et al.), The Astropy Project: Building an Open-science Project and Status of the v2.0 Core Package. The Astronomical Journal, Volume 156, Issue 3, article id. 123, 19 pp. (2018).
12. Виркки и др. (A. Virkki, F.C.F. Venditti, S.E. Marshall, et al.), Planetary Radar Science Group. http://www.naic.edu/~pradar/press/1998OR2.php (Дата обращения: 27 апреля 2020).
13. Правец, Харрис (P. Pravec, A.W. Harris), Fast and Slow Rotation of Asteroids. Icarus, 148, pp. 12-20 (2000).
14. Хасегава и др. (S. Hasegawa, S. Miyasaka, N. Tokimasa, A. Sogame, M.A. Ibrahimov, F. Yoshida, M. Abe, D. Kuroda), BRz' Phase Function of Asteroid 4 Vesta During the 2006 Opposition. 40th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XL), held March 23-27, 2009 in The Woodlands, Texas, id.1503 (2009).
