Глава 2, а также Приложение А).
В ряде работ [7, 44, 79, 102] получено анизотропное распределение осей вращения с преобладанием углов наклона их к плоскости эклиптики примерно 40°. Около 80% астероидов с известными координатами полюсов имеют наклоны осей в области 30°-50°. Попытки соотнести распределение полюсов с различными характеристиками астероидов (периодом вращения, амплитудой кривой блеска, орбитальными параметрами и др.) [86] не показали по имеющейся в то время выборке какой-либо существенной корреляции.
На сегодня нет теоретической модели эволюции ориентаций осей вращения астероидов. Решение этого вопроса осложняется не только тем, что слишком мало определено полюсов астероидов, но также отсутствием данных о внутренней структуре астероидов и их прочности. Всё это затрудняет моделирование столкновений и протекающих при этом процессов (например, кратерирование, изменение вектора углового момента, катастрофическое разрушение и т. п.). Несмотря на это, выполнено некоторое простейшее моделирование эволюции распределения углового момента трёхмерной популяции сталкивающихся тел, находящихся в гравитационном поле [25]. Расчёты показали, что вращательная энергия сталкивающихся тел стремится к равновесному состоянию после нескольких столкновений. В то же время, такая система достигает общего квази-равновесного состояния после нескольких десятков столкновений [36]. Временной масштаб, необходимый для достижения равновесия между вращательной и передающейся кинетической энергиями, зависит от скорости её потери при столкновениях. Сравнивая численные эксперименты с наблюдательными данными можно отметить, что орбитальные свойства астероидного населения ещё не достигли равновесия по отношению к столкновениям и должны продолжать эволюционировать, а эволюция вращательного движения должна продвинуться значительно дальше в направлении достижения равновесного состояния [25]. Кроме того, как уже отмечалось, эволюция ориентации оси вращения в гравитационном поле Солнца направлена в сторону уменьшения угла между осью вращения и плоскостью орбиты астероида [5].
Доля астероидов с известными координатами полюсов составляет всего лишь около 2%. Однако, в последнее время существенно повысилась активность по их определению. Всё это свидетельствует о возрастающем понимании важности изучения этой характеристики вращения для решения космогонических проблем пояса астероидов. В Главе 3 данной работы будут приведены качественный анализ и интерпретация данных о распределении астероидов по наклонам осей вращения и по соотношениям полуосей аппроксимирующего эллипсоида, основанные на более полном наборе данных.
1.2. Фотометрические наблюдения избранных астероидов и
определение параметров их вращения и формы
Фотометрические наблюдения проводились в НИИ астрономии ХНУ на 70-см рефлекторе с ПЗС-камерой SBIG ST-6 UV, установленной в фокусе Ньютона (f/4). Все наблюдения выполнены в фотометрической полосе V стандартной UBV системы Джонсона. Время экспозиции составляло от 3 до 6 минут, в зависимости от яркости и скорости видимого движения астероида. Для нахождения координат объекта ? и ?, по которым телескоп наводится на ту область неба, где расположен наблюдаемый астероид, использовалась электронная версия "Эфемерид малых планет". Часовой угол астероида t на данный момент времени определялся по известной формуле:
где UT - всемирное время;
? - прямое восхождение астероида на момент наблюдения;
? - долгота места наблюдения;
S0 - звездное время в Гринвичскую полночь.
Отождествление астероида среди звезд осуществлялось посредством сравнения области неба, видимой в телескоп, с фрагментом карты звездного неба этой же области. Для этого используется фотографический звездный атлас "Atlas Stellarum 1950.0" [117], содержащий объекты до 15 зв. вел. Отождествив астероид, необходимо для него подобрать одну или две звезды сравнения и фотометрические стандарты. Основные требования к звезде сравнения следующие: она должна быть примерно такой же звездной величины и цвета, как и астероид, и находиться вблизи астероида. Эти требования обусловлены как необходимой точностью фотометрических измерений, так и минимальными потерями наблюдательного времени при переводе телескопа с объекта на звезду сравнения и обратно. Измерения астероида и звезды сравнения выполнялись с диафрагмой радиусом около 10 угл. сек. Абсолютная калибровка данных выполнялась с помощью наблюдений стандартных звезд из работ Ландолта [76, 77] и Ласкера и др. [78]. Фотометрическая редукция CCD изображений выполнялась с помощью пакета ASTPHOT, усовершенствованного в DLR (Германия), Моттолой [95, 96]. Все наблюдения, процедура их обработки и редукции данных, а также построения составных кривых блеска выполнены совместно с В.Г. Шевченко и В.Г. Черным.
В апреле и мае 2003 года были проведены фотометрические наблюдения 5-ти астероидов: 122 Gerda, 221 Eos, 411 Xanthe, 700 Auravictrix и 787 Moskva в полосе V стандартной фотометрической системы звездных величин в течение 12 ночей. Таблица 1.1 содержит аспектные данные наблюдения астероидов: дату и момент наблюдения, гелио- и геоцентрическое расстояния астероида r и ? в астрономических единицах, фазовый угол ? на средний момент наблюдения, эклиптические координаты астероида ? и ? на эпоху 2000.0.
Таблица 1.1
Аспекные данные избранных астероидов
Астероид Дата (год, месяц, день) r
(а.е.) ?
(а.е.) ?
(град) ?
(град) ?
(град)122 Gerda
2003 05 02,86
2003 05 08,82
2003 05 09,823,148
3,150
3,1502,217
2,260
2,268 8,40
10,24
10,53194,85
194,07
193,960,97
0,99
0,99221 Eos
2003 05 08,97
2003 05 09,943,219
3,2192,377
2,38411,53
11,78190,08
189,9712,77
12,75411 Xanthe2003 05 21,96
2003 06 03,96
2003 06 04,94
2003 06 05,93
2003 06 06,832,781
2,766
2,765
2,764
2,7631,884
1,956
1,963
1,970
1,97611,74
15,08
15,31
15,55