НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИ

ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

Кулик Ірина Віталіївна

УДК 523.4587

ДОСЛІДЖЕННЯ ОПОЗИЦІЙНИХ ЕФЕКТІВ МАЛИХ ВНУТРІШНІХ СУПУТНИКІВ ЮПІТЕРА НА ОСНОВІ НАЗЕМНИХ ФОТОМЕТРИЧНИХ СПОСТЕРЕЖЕНЬ

01.03.03 – Геліофізика і фізика Сонячної системи

АВТОРЕФЕРАТ

дисертації на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

Київ – 2005

Дисертацією є рукопис

Робота виконана в Головній астрономічній обсерваторії Національної академії наук України, м. Київ

Науковий керівник: доктор фізико-математичних наук,

професор

Кислюк Віталій Степанович,

Головна астрономічна обсерваторія НАН України,

головний науковий співробітник відділу астрометрії;

Офіційні опоненти: доктор фізико-математичних наук,

професор

Мороженко Олександр Васильович,

Головна астрономічна обсерваторія НАН України,

головний науковий співробітник відділу фізики планет;

кандидат фізико-математичних наук,

старший науковий співробітник

Шевченко Василь Григорович,

НДІ астрономії Харківського національного

університету імені В.Н. Каразіна

Міністерства освіти і науки України,

старший науковий співробітник.

Провідна установа: НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія"

Міністерства освіти і науки України, Крим, с. Наукове.

Захист відбудеться 25 березня 2005 р. на засіданні Спеціалізованої вченої ради Д26.208.01 при Головній астрономічній обсерваторії НАН України за адресою: ГАО НАН України, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Початок засідань о 10 годині.

З дисертацією можна ознайомитись у бібліотеці ГАО НАН України за адресою: ГАО НАН України, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Автореферат розісланий 24 лютого 2005 р.

Вчений секретар

Спеціалізованої вченої ради

кандидат фізико-математичних наук Васильєва І.Е.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Дисертація присвячена дослідженню внутрішніх супутників Юпітера Теби, Амальтеї, Метіди та Адрастеї, які є складовою частиною його системи кілець. Під системою кілець розуміють складний конгломерат невеликих за розміром супутників, пилу та уламків речовини, які знаходяться і взаємодіють між собою всередині класичної межі Роша та радіаційних поясів магнітосфери батьківської планети. Саме внутрішні супутники обумовлюють морфологічну структуру кілець Юпітера, а їхні поверхні є джерелами поповнення кілець речовиною. Тому вивчення малих внутрішніх супутників сприяє пошуку відповіді на фундаментальні питання про природу та походження системи кілець Юпітера, а отже, природу і походження Сонячної системи в цілому.

Актуальність теми. Протягом останніх років активних досліджень планетних систем стають зрозумілішими фізичні та динамічні процеси, які відбуваються в кільцях планетгігантів та роль, яку відіграють в них малі внутрішні супутники. Фотометричні дослідження внутрішніх супутників Юпітера є дуже актуальними, оскільки вони дозволяють знайти деякі характеристики реголітових шарів і зв’язати їхні властивості зі складними процесами, що відбуваються в системі Юпітерсупутникикільця. До теперішнього часу фотометричні властивості поверхонь малих внутрішніх супутників Юпітера отримані переважно за даними космічної місії “Галілео” і спостережень, виконаних на телескопі Хабла. Наземні спостереження були досить малочисельні. Саме результати наземних досліджень можуть значно доповнити дані епізодичних космічних місій, особливо в області опозиції, де спостереження зовсім були відсутні .

Визначення орбітальних параметрів внутрішніх супутників на базі астрометричних спостережень і вивчення їхніх змін з часом необхідне для дослідження динамічної еволюції системи Юпітера в цілому. Однак, наземні астрометричні спостереження внутрішніх супутників також були дуже малочисельні. Так, спостереження Метіди та Адрастеї з наземними телескопами взагалі були відсутні на початок дисертаційної роботи.

Таким чином, розуміння фізичного та динамічного станів супутників сприяє дослідженню процесів, які проходять на поверхнях супутників та в кільцях і вивчати еволюцію системи Юпітера та Сонячної системи загалом. Цим і визначається актуальність теми дослідження.

Зв’язок роботи з науковими програмами, планами, темами. З 1998 р. робота виконувалася відповідно до державних бюджетних тем Головної астрономічної обсерваторії НАН України: “Комплексні дослідження каталогів зоряних даних, кінематики і структури Галактики”, шифр 1.4.6/1170, № держ. реєстрації 097U009490, 19972001 р.р.; “Створення каталогів зоряних даних та дослідження Галактики в епоху PostHipparcos”, шифр 1.4.6/1199В, № держ. реєстрації 0101U007475, 20022004 р.р.

Спостереження малих внутрішніх супутників в період 19982002 р.р. виконувалися відповідно з договорами між Інститутом досліджень Сонячної системи Товариства ім.Макса Планка (КатленбургЛіндау, Німеччина) та Міжнародним центром астрономічних та медикоекологічних досліджень (Україна та Російська федерація). Фінансова підтримка спостережень надавалась Інститутом досліджень Сонячної системи.

Мета, задачі і методи дослідження. Основною метою даної роботи є дослідження та порівняння опозиційних ефектів яскравості Теби, Амальтеї та Метіди на основі ПЗЗспостережень, виконаних на малих фазових кутах; визначення параметрів опозиційних ефектів за допомогою існуючих фотометричних моделей; вивчення ефекту оптичної неоднорідності поверхонь супутників та його якісна інтерпретація; поповнення банку даних астрометричних положень супутників.

Для досягнення цієї мети вирішувалися такі задачі:

- проведення фотометричних та астрометричних спостережень внутрішніх супутників Юпітера;

- створення програмного забезпечення для обробки фотометричних та астрометричних спостережень;

- пошук і вдосконалення оптимального алгоритму врахування градієнта яскравості, який створює планета;

- визначення фотометричних характеристик супутників і параметрів опозиційного ефекту яскравості;

- визначення альбедо супутників та його варіацій по поверхні;

- інтерпретація та порівняльний аналіз параметрів опозиційного ефекту яскравості супутників;

- визначення астрометричних положень супутників.

Об’єкт дослідження: малі внутрішні супутники Юпітера Теба, Амальтея, Метіда та Адрастея.

Предмет дослідження: фотометричні характеристики розсіяного поверхнями супутників випромінювання, астрометричні координати досліджуваних супутників.

Методи дослідження: апертурна ПЗЗфотометрія, опис фазової кривої за допомогою існуючих фотометричних моделей, узагальнення і порівняльний аналіз даних.

В процесі роботи використовувався наступний інструментарій:

·

·

·

Наукова новизна одержаних результатів. Під час виконання роботи вперше отримані такі результати:

1. Проведені фотометричні спостереження супутників Юпітера Теби, Амальтеї, Адрастеї та Метіди в інтервалі фазових кутів від 0.3 до 8.1, на основі яких було отримано 231 значення блиску Амальтеї, 218 – Теби і 99 – Метіди.

2. Отримані фазові залежності блиску Теби, Амальтеї та Метіди до гранично малих фазових кутів. Виявлено опозиційний ефект яскравості супутників.

3. Виявлена залежність геометричного альбедо супутників від відстані до Юпітера.

4. Отримана залежність величини асиметрії альбедо ведучих та ведених півкуль Теби, Амальтеї та Метіди від відстані до Юпітера. Проведено якісну інтерпретацію цього явища з урахуванням відомих фізичних механізмів.

5. Проведені перші наземні астрометричні спостереження Метіди та Адрастеї. Отримані 321 астрометричне положення внутрішніх супутників поміщено в міжнародні бази даних (Франція, США, Росія) для широкого використання з метою уточнення орбітальних параметрів супутників.

Практичне значення одержаних результатів. Практична цінність роботи визначається:

·

· можливістю використання одержаних даних при постановці нових наукових задач і при плануванні космічних місій до далеких небесних тіл;

· можливістю використання отриманих в цій роботі даних для доповнення космічних спостережень, що були виконані на великих фазових кутах;

· отримані фотометричні спостереження безатмосферних тіл Сонячної системи поряд з лабораторними дослідженнями складають основний матеріал для тестування різних теоретичних підходів до вирішення задачі розсіяння світла реголітоподібними поверхнями, а також створення більш точних моделей для визначення їхніх фізичних властивостей.

Особистий внесок здобувача. Ідея проведення спостережень малих внутрішніх супутників на 2-м телескопі на піку Терскол та методичне керівництво належить проф. К. Йокерсу (Інститут дослідження Сонячної системи Товариства ім. М. Планка, Німеччина). Вдосконалення методики спостережень і самі спостереження проводилися при безпосередній та активній участі автора. Автором розроблені та вдосконалені програми обробки фотометричних та астрометричних спостережень. Автор створювала та розробляла алгоритми і програми редукції градієнту фону, спричинених Юпітером. Обробка фотометричних і астрометричних спостережень та інтерпретація результатів проведена автором самостійно. Тексти статей написані автором.

В роботі [1] автору належать обробка спостережень та аналіз результатів, розробка програм редукцій астрометричних спостережень. Автор брала участь в спостереженнях супутників.

В роботах [2,4] автору належать обробка спостережень та інтерпретація результатів. Розробка алгоритму врахування фону виконана разом з проф. К. Йокерсом. Автор брала участь в спостереженнях.

В роботі [3] автору належать обробка, аналіз та інтерпретація даних. В роботі [5] автору належить постановка задачі. Автор обробляла дані, отримані за програмою спостережень малих супутників. Частково дані, на яких грунтується робота, були отримані та оброблені К. Йокерсом, Т. Креднером (Інститут дослідження Сонячної системи Товариства ім. М. Планка, Німеччина) та Т. Бонєвим (Астрономічний інститут Болгарської Академії наук).

Апробація результатів досліджень. Матеріали роботи доповідалися на:

- міжнародній конференції “Astronomy in Ukraine 2000 and Beyond” (Україна, Київ, 2000 р.);

- міжнародній конференції “Jupiter: Planet,Satellites & Magnetosphere” (США, Баулдер, Колорадо, 2001 р.);

- міжнародній конференції “ASTROKAZAN2001” (Росія, Казань, 2001 р.);

- міжнародній конференції “ASTROECO2002: Current Status and Prospects of International Research in Observational Astronomy, Ecology and Extreme Physiology in the Elbrus Region” ( КабардиноБалкарія, Терскол, 2002 р.);

- міжнародній конференції “NATO Advanced Study Institute on Photopolarimetry in Remote Sensing” (Україна, Ялта, 2003 р.);

- науковому семінарі Інституту досліджень Сонячної системи Товариства ім. М. Планка (Німеччина, КатленбургЛіндау, 2001 р.);

- наукових семінарах Головної астрономічної обсерваторії Національної Академії наук України.

Публікації. Результати, які викладені в дисертації, опубліковані в 5 наукових статтях у фахових журналах [15], в тому числі 2 – в провідних зарубіжних журналах “Astronomy and Astrophysics” та “Icarus” [3,4]. Матеріали дисертації доповідалися і представлялися на міжнародних конференціях і опубліковані в 3 тезах доповідей [68].

Структура та обсяг дисертації. Дисертація складається зі вступу, 5 розділів, висновків, списку цитованої літератури, який включає 117 найменувань, та двох додатків. Загальний обсяг дисертації складає 150 сторінок, включаючи 23 рисунки і 16 таблиць.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ

У Вступі стисло окреслюється сутність і стан наукової задачі та її значимість, наведено обґрунтування доцільності проведення досліджень, показано зв’язок роботи з науковими програмами і темами, сформульовані основні цілі, задачі і методи досліджень. Вказана наукова новизна отриманих результатів, показана наукова та практична цінність проведеного дослідження. Описано особистий внесок автора у роботах, виконаних у співавторстві, і наведено список наукових зібрань, де проходила апробація одержаних результатів і висновків. Приводяться дані стосовно публікацій, структури та обсягу дисертації.

Розділ1. Динамічні та фізичні властивості малих внутрішніх супутників Юпітера. В першому розділі наведено основні дані про фізичні та динамічні властивості малих супутників Юпітера. Підсумовані результати попередніх спостережень Теби, Амальтеї, Метіди та Адрастеї, які були проведені з наземними телескопами та за допомогою космічних апаратів. Зазначено, що поверхні супутників мають низьку відбивну здатність, альбедо супутників в візуальній смузі спектру становить всього 45% і збільшується зі збільшенням довжини хвилі смуги [14]. Особлива увага приділяється результатам спостережень “Галілео”. Зазначено, що супутники мають невеликі розміри (середні радіуси лежать в межах 10150 км), їхня форма описується в першому наближенні тривісними еліпсоїдами, велика вісь яких направлена до планети. Супутники перебувають в синхронному обертанні. Їхня середня густина оцінюється в межах 1.53.5 г/см3 [13,14]. Визначені попередніми дослідниками фотометричні параметри вказують на те, що поверхні супутників є оптично неоднорідними, їхній колір змінюється в залежності від відстані до Юпітера. Зазначено, що фотометричні параметри, які описують опозиційні ефекти яскравості супутників та пов’язані з оптичними та механічними властивостями їхніх поверхневих шарів, визначені зі спостережень, що проведені на великих фазових кутах.

В другій частині розділу дається короткий огляд фотометричних моделей, які застосовуються для опису відбивної здатності поверхонь безатмосферних небесних тіл. Зазначено, що на практиці часто використовують емпіричні та напівемпіричні моделі, які мають невелику кількість вільних параметрів та добре узгоджуються з результатами спостережень. Проаналізовані емпіричні фотометричні функції, які використовуються в даній роботі для дослідження опозиційних ефектів яскравості супутників, та основні функції і параметри, що входять в рівняння напівемпіричної моделі Хапке. Розділ підсумовується короткими висновками, де зазначено, що на початок виконання цієї роботи спостереження малих внутрішніх супутників Юпітера біля опозиції були відсутні, і саме це спричинило проведення досліджень фазових функцій блиску супутників на малих фазових кутах.

Розділ 2. Апаратура та методика спостережень. У другому розділі дається короткий опис процесу спостережень. Всі спостереження були отримані в період з вересня 1998р. по січень 2002р. на високогірній обсерваторії п. Терскол з 2м телескопом Міжнародного центру астрономічних та медикоекологічних досліджень. Двоканальний фокальний редуктор (ДФР) Інституту досліджень Сонячної системи Товариства ім. М. Планка, задіяний в моді коронографа, дозволив успішно провести спостереження слабких супутників поблизу яскравої планети.

В розділі наводиться схема приладу, параметри його оптичних та ПЗЗсистем. Щоб зменшити яскравість планети, спостереження були виконані в смузі поглинання метану. Для цього використовувався інтерференційний фільтр IF890 (о=887 нм, FWHM=28 нм). Хоча альбедо Юпітера складає всього 4% у вибраній для спостережень смузі, все ж таки необхідно було екранувати зображення планети та Галілеєвих супутників, що час від часу потрапляли в кадр. Для цього використовувалося додаткове устаткування (маски, діафрагма), яке спеціально виготовлялося в Інституті досліджень Сонячної системи і постійно вдосконалювалося під час проведення роботи.

В розділі наводяться дані про спектрофотометричні стандартні зірки, які спостерігалися для абсолютної калібровки фотометричних спостережень та визначення коефіцієнту атмосферної екстинкції.

Дається опис процесу спостережень, процедури отримання зображень з плоскими полями. В розділі приведена таблиця з загальним описом даних, а саме, кількістю отриманих зображень для кожного періоду та їхній розподіл відповідно до фазових та орбітальних кутів супутників.

Розділ 3. Редукція спостережного матеріалу. Оскільки представлена робота ґрунтується на спостереженнях, то третій розділ присвячено детальному опису їхніх редукцій. Наводиться методика визначення атмосферної екстинкції та результати дослідження її зміни з часом, описані стандартні кроки обробки ПЗЗзображень, проведені розрахунки відношення сигнал/шум (S/N) для фотометричних вимірювань з ДФР та проаналізовані фактори, що на нього впливають, наданий детальний опис алгоритму врахування градієнта фону, спричинений яскравою планетою, та проаналізовані фотометричні похибки, які виникають на кожному етапі редукцій. Наводиться методика, яка використовувалася для абсолютної калібровки ПЗЗспостережень та підсумовуються результати фотометричних вимірювань.

Дослідження спектральної залежності коефіцієнта прозорості, виміряного в широкому спектральному діапазоні, проводилося з застосуванням моделі вертикальної екстинкції. Головними джерелами атмосферної екстинкції є релеєвське розсіяння, розсіяння на аерозолях та поглинання молекулами озону та водяної пари [18]. Аналіз спектральної залежності коефіцієнту прозорості атмосфери, відповідно до цієї моделі, свідчить про відсутність систематичних змін величини аерозольної розсіяння світла над піком Терскол під час досліджуваного періоду на рівні точності спостережних даних. Параметри аерозольної складової розсіяння, визначені в роботі, характеризують пік Терскол як астропункт зі стабільною і хорошою прозорістю атмосфери.

Далі в розділі описується процес обробки ПЗЗзображень. Головним завданням при обробці даних є збереження відношення S/N біля максимального значення. Аналізується залежність S/N від розміру діафрагми, що вибирається для обєкта і фона неба при застосуванні метода апертурної фотометрії. Побудова “кривих росту” для яскравих і слабких обєктів, а саме залежностей величини накопиченого сигналу в даній діафрагмі від її розміру, є підставою для визначення оптимального розміру діафрагми для інтегрування сигналу від стандартної зорі та супутників [22]. Оптимальна діафрагма для врахування фону неба визначається на основі аналізу залежності S/N від співвідношення розмірів діафрагм, які вибрані для обєкта і фона. Виходячи з максимальних значень S/N, які можливо отримати для робочих зображень при правильному виборі розміру діафрагми, розраховується фотометрична гранична похибка, яка обумовлена фотонною природою сигналу. Вона складає 0.002m для стандартної зорі (5.0m), 0.004m для Амальтеї (13.7m), 0.011m для Теби (15.3m ) і Метіди (16.4m ).

Важливим кроком обробки зображень є врахування градієнта фону, що створюється яскравою планетою на знімках з внутрішніми супутниками. Алгоритм цього процесу включає наступне: пошук координат центру Юпітера з максимально можливою точністю, перехід від прямокутних координат зображення до полярної системи з початком в центрі Юпітера та побудова зображення в полярній системі координат, видалення зображень супутників та зір поля за допомогою масок, що на них накладаються, і створення зображення розподілу градієнта фону, згладжування зображення градієнта фону за допомогою апроксимації його поліномами Лежандра, перехід від полярного зображення фону до декартової системи координат і віднімання його від оригінального зображення. Результат застосування послідовності вищеописаних процедур показано на рис. .

Цей процес призводить до того, що фотометрична похибка збільшується внаслідок збільшення пуасонівського шуму результуючого зображення. Фотометрична похибка складає 0.01m для Амальтеї і 0.05m для Теби та Метіди. Загальна фотометрична похибка, яка містить в собі похибку зоряних величин стандартних зір, похибку визначення атмосферної екстинкції та статистичну похибку, складає 0.02m для Амальтеї і 0.07m для Теби та Метіди.

В розділі детально описується методика фотометричних вимірювань та їхньої абсолютної калібровки і підсумовуються результати вимірювань.

Розділ 4. Параметри опозиційного ефекту яскравості супутників Теби, Амальтеї і Метіди. Четвертий розділ роботи присвячений визначенню параметрів, що описують опозиційний ефект блиску супутників та їхньому детальному аналізу. Для визначення фотометричних параметрів опозиційного ефекту яскравості використовувалися емпіричні фотометричні функції, які були впроваджені Каркошка та Шевченко [12,20], поліноміальні функції, а також напівемпірична модель Хапке [16,17]. Беручи до уваги, що зміни яскравості безатмосферних небесних тіл обумовлені декількома чинниками, які діють одночасно, спочатку були розглянуті методики врахування орбітальних варіацій яскравості супутників. Для різних вибірок спостережень, що виконані в межах майже сталих фазових кутів, були побудовані орбітальні залежності яскравостей Теби та Амальтеї та апроксимовані теоретичними кривими. Брак спостережних даних для веденої щодо напрямку руху півкулі Метіди завадив побудові орбітальних кривих блиску цього супутника. Форма орбітальних кривих блиску підтверджує ефект оптичної неоднорідності поверхонь Теби та Амальтеї. Амплітуди кривих блиску використовувалися для визначення відношення півосей еліпсоїдів, якими можуть бути представлені фігури супутників у першому наближенні. Для Амальтеї це відношення становить 1.82 і добре узгоджується з даними, отриманими “Вояджерами” (1.81), і з вимірами “ Галілео” (1.79) [13,24].

В зв’язку з браком спостережень, не вдалося дослідити залежність зміни параметрів форми орбітальних кривих (амплітуди та фази) від фазового кута. Тому зміни яскравості супутників описувалися функцією, яка є суперпозицією двох функцій, одна з яких залежить тільки від орбітальної довготи, а друга – від сонячного фазового кута. Для апроксимації орбітальних варіацій блиску застосовувалися поліноміальні залежності другого порядку. Емпіричні функції Каркошка та Шевченко використовувалися для опису залежностей яскравості ведучих півкуль Теби та Амальтеї від фазового кута, що дозволило визначити і порівняти параметри опозиційних ефектів їхніх ведучих поверхонь. Для опису фазових залежностей яскравостей ведених півкуль цих супутників, а також Метіди, для яких відсутні спостереження на 1.6, використовувалися лінійні інтерполяції та поліноми другого порядку. На рис. 2. представлені спостережні і теоретичні фазові залежності блиску супутників. В розділі наведені параметри фазових залежностей ведучих і ведених півкуль супутників та проведено кількісний та якісний порівняльний аналіз.

Рис. 2. Спостережні та теоретичні фазові функції блиску Амальтеї, Теби і Метіди. Дані для ведучої півкулі позначені зірками; для веденої півкулі – трикутниками. Емпірична функція Каркошка представлена суцільною лінією, функція Шевченко – пунктирною лінією, лінійна інтерполяція – крапковою лінією.

Величини опозиційних ефектів яскравостей супутників порівнювалися також як співвідношення інтенсивностей, визначених на двох різних фазових фази. Співвідношення інтенсивностей I1.6/I6.7 складають 1.580.01 та 1.540.01 для ведучої та веденої півкуль Теби, 1.4240.002 та 1.4530.003 для двох півкуль Амальтеї та 1.560.02 для ведучої півкулі Метіди.

Для визначення параметрів, що описують опозиційний ефект яскравості і деякі властивості реголітного шару супутників, застосовувалася модель Хапке. Щоб уникнути проблеми багаточисельності розв’язків, яка часто виникає при застосуванні цієї моделі, деякі вхідні параметри задавалися величинами, отриманими попередніми дослідниками зі спостережень на великих фазових кутах [23]. З допомогою моделі Хапке визначалися такі параметри як альбедо одноразового розсіяння однієї частинки, амплітуда опозиційного ефекту та його півширина для ведучих та ведених півкуль супутників окремо (за виключенням веденої півкулі Метіди, для якої відсутні дані).

Проведено аналіз отриманих за допомогою емпіричних функцій і моделі Хапке параметрів опозиційних ефектів блиску супутників. Фазові функції для ведучих півкуль Теби та Амальтеї показують нелінійне зростання яскравості в інтервалі фазових кутів 8.00.3. Фазові функції блиску ведених півкуль цих супутників та Метіди в діапазоні 8.01.6 не показують такого ефекту, можливо, через брак спостережень біля самої опозиції. Результати апроксимації фазових кривих поліномами та параметри опозиційного ефекту, які визначені за допомогою емпіричних функцій, вказують на те, що ведуча півкуля Амальтеї має найпохилішу з усіх досліджених в цій роботі лінійну частину фазової функції блиску і найкрутіший опозиційний пік яскравості. Якісне порівняння з лабораторними дослідженнями вказує на те, що така тенденція в поведінці фазової залежності блиску пов’язана зі збільшенням пористості і зменшенням розміру частинок реголітового шару [11]. Це підтверджується тим, що півширина опозиційного ефекту, отримана за моделлю Хапке, яка пов’язана з механічними властивостями реголіту, є найменшою для ведучої півкулі Амальтеї, а отже пористість реголіту – найбільшою, якщо припустити однаковий закон розподілу частинок за розмірами для всіх досліджуваних поверхонь.

Різниця між величинами альбедо одноразового розсіяння частинок для ведучої і веденої півкуль супутників узгоджується з альбедною асиметрією Теби та Амальтеї. В роботі дається якісне пояснення цього явища в рамках фізичних механізмів, запропонованих попередніми дослідниками [15].

Співвідношення між параметрами Хапке, які отримані в цій роботі для малих супутників, узгоджуються з відповідними параметрами для інших безатмосферних тіл Сонячної системи (рис. 3). Така залежність є характерною у випадку, якщо лінійна частина фазової функції яскравості обумовлена тіньовим механізмом [19]. Для внутрішніх супутників величина відношення між амплітудою опозиційного ефекту, обумовленого тіньовим механізмом, та добутком альбедо одноразового розсіяння і фазовою функцією однієї частинки на фазовому куті 0, що визначає долю випромінювання, розсіяного назад, відповідає значенням, притаманним поверхням Фобоса, Деймоса, Меркурія та Місяця. Параметри моделі Хапке дозволяють обрахувати значення геометричних альбедо супутників. Вони складають 0.096 та 0.059 відповідно для ведучої та веденої півкуль Теби, 0.157 та 0.099 для Амальтеї, 0.24 для ведучої півкулі Метіди. Отримані величини вказують на залежність альбедо від відстані від Юпітера: супутники, які розташовані ближче до планети, виявляються яскравішими.

В розділі проводиться порівняння видимих альбедо супутників та обрахованих значень геометричного альбедо з величинами, отриманими попередніми дослідниками в різних фотометричних смугах. Отримані в роботі результати підтверджують попередні висновки про те, що внутрішні супутники Юпітера стають яскравішими при збільшенні довжини хвилі від візуальної до інфрачервоної [14].

Відношення величин видимих альбедо ведучих та ведених півкуль супутників, отриманих для різних фазових кутів, приведені в табл. 1. Великі півосі орбіт супутників, які також приводяться в таблиці, виражені в радіусах Юпітера (Rj =71398 км).

Таблиця 1

Відношення видимих альбедо ведучих та ведених півкуль Теби,

Амальтеї та Метіди, виміряні на різних фазових кутах на =887 нм

,

град | Теба

Асп=3.11 Rj | Амальтея

асп=2.54 Rj | Метида

асп=1.79Rj

1.6-1.7 | 1.480.18 | 1.320.04

2.3-2.5 | 1.580.19 | 1.230.03 | 1.120.14

4.8 | 1.210.04

6.1 | 1.540.20 | 1.240.08

6.7 | 1.290.06 | 0.980.11

7.5-7.7 | 1.250.07 | 1.030.21

Середнє | 1.530.05 | 1.250.04 | 1.040.08

Альбедна асиметрія ведучих та ведених півкуль супутників була зареєстрована раніше у візуальній смузі за допомогою наземних телескопів та космічного апарату “Галілео” на довжині хвилі 640 нм [23]. В цій же роботі зроблено висновок, що головним фізичним механізмом, який спричиняє альбедну асиметрію, є бомбардування поверхонь мікрометеороїдами. В даній роботі вперше показано, що альбедна асиметрія цих супутників збільшується при збільшенні відстані від Юпітера. Це свідчить на користь того, що, напевно, існують ще якісь чинники, які змінюють поверхневі характеристики супутників. Бомбардування метеороїдами, густина потоку яких збільшується навколо Юпітера завдяки гравітаційному впливу планети, діє інтенсивніше на ведучі півкулі супутників і призводить до їхнього постійного “зорювання”. Забруднення іонами сірки, які надходять до магнітосфери планети в результаті дії вулканів на Іо і рухаються навколо ліній її магнітного поля, впливає переважно на ведені півкулі Теби та Амальтеї та на ведучу півкулю Метіди. В роботі [15] зазначається, що таке забруднення, ймовірно, збільшує кількість непрозорих темних частинок реголітового шару і призводить до зменшення альбедо поверхні. Отже, ймовірно, що саме забруднення поверхонь високо енергетичними іонами сірки обумовлює залежність альбедної асиметрії від відстані до Юпітера всередині системи малих внутрішніх супутників.

В цьому розділі також проводилися оцінки похибки даних, яка є сумарною величиною похибки спостережень та похибки, що виникає при врахуванні орбітальних змін яскравості, і обумовлена недостатньою кількістю спостережень та нерівномірним їхнім розподілом вздовж орбіти супутника. Її середнє значення складає 0.03m для обох півкуль Амальтеї, 0.07m і 0.09m для ведучої та веденої півкулі Теби та 0.09m і 0.12m відповідно для Метіди.

Розділ 5. Астрометричні спостереження малих внутрішніх супутників Юпітера. Пятий розділ присвячений опису методів астрометричних вимірювань, редукцій та аналізу результатів обробки спостережень. Наведені оцінки астрометричної точності, яку можна отримати з ДФР. Обраховані та проаналізовані різниці експериментальних та ефемеридних положень супутників.

Оскільки ДФР має досить складну оптичну систему, яка може вносити аберації і унеможливлювати астрометричні дослідження з цим приладом, насамперед була проведена обробка зображень астрометричного стандарту з метою оцінки можливої точності положень зір. Координати центрів зір обраховувались за допомогою стандартних алгоритмів програмного пакету обробки зображень DAOPHOT, який адаптований для пакету IDL. Грунтуючись на реальних оцінках відношення S/N, точність визначення центра зір становить 0.010.02 пікселя. Виявлено, що найсуттєвішею аберацією на зображенні є дисторсія, яка може давати похибку близько 0.3 пікселя на краю. Після урахування дисторсії внутрішня похибка астрометричних положень зір перебуває в межах 0.030.15. Таким чином, на основі проведених досліджень було зроблено висновок, що прилад можна використовувати для астрометричних досліджень супутників, орбітальні положення яких на момент початку роботи були відомі з точністю 0.10.3.

Для визначення відносних положень супутників застосовувався метод, розроблений в Пулковській обсерваторії [9], який докладно описується в розділі. Координати внутрішніх супутників були визначені відносно Галілеєвих супутників в системі ICRF/J2000. Грунтуючись на попередніх оцінках, зроблених іншими авторами, оцінювався вплив, якого може зазнати виміряне положення внутрішнього супутника при неврахуванні зсуву між фотоцентром та центром фігури опорного Галілеєвого супутника [21]. Зроблено висновок, що для фазових кутів, на яких були отримані спостереження, такий вплив менший за похибку спостережень і тому він не враховувався при обчисленні положень. Відомості про середні значення різниць спостережних та ефемеридних положень супутників (ОС) та їхні похибки надані в табл.?2. Середньоквадратичні похибки відхилень (ОС) вказують на те, що середня точність наших спостережень Теби та Амальтеї не перевищує похибки ефемериди, яка складає близько 0.15 для цих супутників. В роботі виявлено залежність величин (ОС) для Метіди та Адрастеї від орбітальних положень супутників. Максимальна різниця (ОС) спостерігається біля східної та західної елонгацій. Це може вказувати на необхідність уточнення параметрів орбіт цих супутників.

Таблиця 2

Середні значення (ОС) та їхні середньоквадратичні похибки

Супутник | Рік | Число спостережень | (ОС),

кут.сек | (О-С),

кут.сек | (ОС),

кут.сек | (О-С),

кут.сек

Теба | 1998 | 24 | 0.03 | 0.10 | 0.00 | 0.11

1999 | 28 | 0.03 | 0.14 | -0.02 | 0.14

Амальтея | 1998 | 5 | -0.09 | 0.08 | -0.04 | 0.04

1999 | 31 | -0.01 | 0.17 | -0.05 | 0.13

2000 | 12 | -0.04 | 0.21 | -0.06 | 0.18

2001 | 10 | 0.02 | 0.16 | -0.04 | 0.04

Метіда | 1999 | 30 | -0.28 | 0.24 | 0.08 | 0.25

2000 | 76 | -0.06 | 0.47 | 0.07 | 0.28

2001 | 30 | -0.17 | 0.48 | -0.08 | 0.22

2002 | 10 | -0.24 | 0.26 | -0.17 | 0.17

Адрастея | 2000 | 35 | -0.15 | 0.88 | 0.11 | 0.62

ВИСНОВКИ

Протягом 19982002р.р. на 2-м телескопі Міжнародного центру астрономічних та медикоекологічних досліджень з двоканальним фокальним редуктором Інституту досліджень Сонячної системи Товариства ім. М. Планка (Німеччина) проведено значний обєм спостережень малих внутрішніх супутників Юпітера. В результаті отримано більш як 500 вимірів блиску та 321 астрометричне положення супутників. Робота також містить в собі розробку та удосконалення методики спостережень слабких супутників поблизу яскравої планети, створення програмного забезпечення фотометричних та астрометричних редукцій ПЗЗспостережень та оцінку їхньої точності. Здійснювався пошук алгоритмів та розробка програм моделювання і врахування розсіяного світла від яскравої планети.

Основні результати роботи такі:

1.

2.

3.

4.

5.

ОСНОВНІ РЕЗУЛЬТАТИ ОПУБЛІКОВАНІ В РОБОТАХ

В реферованих журналах:

1.

2.

3.

4.

5.

Матеріали конференцій:

6.

7.

8.

СПИСОК ЦИТОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ

9.

10.

11.

12.

13.

14.

15.

16.

17.

18.

19.

20.

21.

22.

23.

24.

АНОТАЦIЯ

Кулик І.В. Дослідження опозиційних ефектів малих внутрішніх супутників Юпітера на основі наземних фотометричних спостережень. – Рукопис.

Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата фізикоматематичних наук за спеціальністю 01.03.03 Геліофізика і фізика Сонячної системи. Головна астрономічна обсерваторія НАН України, Київ, 2005.

Дисертація присвячена дослідженню опозиційних ефектів яскравості малих внутрішніх супутників Юпітера, що ґрунтується на ПЗЗспостереженнях, виконаних протягом 19982002 р.р. Спостереження отримані в діапазоні фазових кутів 8.10.3 на довжині хвилі 887 нм. Побудовані фазові функції яскравостей супутників дозволили виявити опозиційний ефект та проаналізувати його параметри.

В роботі вперше виявлено, що величини геометричних альбедо Теби, Амальтеї та Метіди систематично збільшуються зі зменшенням відстані від Юпітера. Аналіз величин відношень видимих альбедо ведучих та ведених півкуль супутників підтверджує явище оптичної неоднорідності поверхонь супутників і показує, що ведучі півкулі Теби та Амальтеї яскравіші за їхні ведені півкулі. Знайдено, що розподіл альбедо по поверхні Метіди однорідний в межах похибок спостережень. Встановлено, що величини асиметрії альбедо ведучих та ведених півкуль супутників систематично змінюються з відстанню від Юпітера. Це свідчить про те, що забруднення поверхонь супутників іонами сірки, які виникають на Іо в результаті вулканічної діяльності, є суттєвим фактором, який реформує реголітні шари