Поиск

Первый межзвездный объект продолжает удивлять (часть 2)


  Продолжение прошлого поста.

Попытки определение формы объекта 1I

Наиболее достоверным способом определения формы объекта является радиолокация. Самый мощный земной радиолокатор установлен на 300-метровом телескопе в Аресибо (Пуэрто-Рико). Его возможности позволяют осуществлять наблюдения 100-метровых объектов до удаления в 15 млн. км с SNR=15:

 Для сравнения максимальное приближение 1I к Земле составило 14 октября 24 млн. км, а его открытие случилось 18 октября, когда он удалился до 30 млн. км. Кроме того в ситуацию вмешалась природная стихия: 20 сентября ураган Мария сломал 29-метровую антенну Аресибского радара:

Нормальное электропитание в обсерватории ещё не восстановлено, сейчас оно осуществляется от дизельных электрогенераторов. Только 29 сентября обсерватория возобновила наблюдения с небольшой чувствительностью, а 7 ноября радиотелескоп восстановил возможность перенацеливания на определенные участки неба. Но без восстановления обычного электропитания радиотелескоп не способен проводить радарные наблюдения околоземных объектов, так как они требуют большой мощности. По оценкам восстановление радиотелескопа до нормального состояния, которое было до прихода урагана, обойдется в 4-8 млн. долларов. Большую часть этих средств выделит космическое агентство NASA, которое сейчас на треть финансирует работу обсерватории, выделяя каждый год по 3.7 млн. долларов.

 В связи с этим фактически единственной возможностью определения формы объекта 1I стала фотометрия в оптическом и инфракрасном диапазоне.

 Первая грубая оценка периода вращения из наблюдения видимой яркости 1I от 27 октября составила 8-9 суток

 Это был очень большой период вращения для объектов подобного размера. 31 октября после новых наблюдений эта оценка периода (или половины периода) вращения была изменена на 6.5±0.4 суток с амплитудой в 0.81±0.16 звездных величин:

 4 ноября были опубликована фотометрия 1I с помощью 4.3-метрового телескопа канала Дискавери. Наблюдения общей длительностью 2.5 часа позволили определить, что период вращения объекта больше 5 часов с амплитудой измерения блеска как минимум 1.2 звездных величин. Это означало, что отношение ширины к длине объекта может составлять как минимум 1 к 3.

 14 ноября появились результаты 4-часовых наблюдений 3.5-метрового телескопа обсерватории Апатч Пойнт. В результате авторы пришли к выводу, что двойной период вращения объекта близок к 8.1±0.02 часов и амплитуда составляет 1.5-2.1 звездных величин, что переписывает в возможное отношение ширины и длины объекта от 1 к 4.9 до 1 к 6.9. В результате последнего делался вывод, что минимальная средняя плотность объекта может составлять больше 1 грамма на кубический сантиметр.

 Зависимость периода вращения и вытянутости от средней плотности:

 15 ноября была опубликована фотометрия 2.5-метрового телескопа NOT (Канарские острова) и 3.5-метрового телескопа WIYN (Китт Пик, Аризона), которая была получена в течение нескольких часов 25-28 октября.
Наблюдения телескопа NOT:

Наблюдения телескопа WIYN:

Совмещение наблюдений с ранее опубликованной фотометрией показало, что период вращения близок к 8.26 часов, а полуамлитуда изменений блеска близка к 2.0±0.2 звездных величин, что переписывает в возможное отношение ширины и длины в 1 к 6. В этой работе авторы предположили, если у объекта отсутствуют значимые вариации альбедо поверхности , то его минимальная плотность должна составлять 6 грамм на кубический сантиметр. В то же время наблюдения показали малые изменения в цвете объекта, которые ограничивают вариации альбедо поверхности.

16 ноября была опубликована фотометрия 4.2 метрового телескопа WHT (Канарские острова) и 8.1-метрового северного телескопа Джемини (Гавайские острова). Наблюдения были выполнены 29 октября, и их совмещение с другими наблюдениями позволили оценить период вращения в 8.10±0.42 часов, а амплитуду в 1.8 звездных величин, что переписывается в отношение длины и ширины 1I, как минимум 5.3 к 1. По оценкам авторов этого исследования минимальная плотность объекта должна составлять 5.9 грамм на кубический сантиметр, при условии, что он представляет собой несплошное тело (реголит – груду щебня). Фазовая кривая объекта в этой работе (пунктирная линия показывает модель объекта, который вытянут по сравнению с шириной в 5.3 раза или двойную контактную систему, каждая из компонент которой вытянута в 2.7 раз):

20 ноября появилась публикация Nature, которая оценила период вращения значительно короче, чем в прошлых работах: 7.34 суток. Амплитуда изменений объекта наоборот оказалась больше, чем считалось ранее 2.5-3 звездных величин, что может означать форму трехосного эллипсоида вытянутого в 10 раз (с вариациями альбедо в 20%). Во время наблюдений использовались данные телескопов VLT, CFHT, UKIRT, Keck-2 и South Gemini, полученные 25-27 октября. Фотометрия наблюдений в версии от 1 ноября, в публикации, поданной в журнал Nature (знаки “+” и “-” обозначают время минимумов модельной кривой):

Фотометрия наблюдений в версии от 20 ноября, в пресс-релизе Южной Европейской обсерватории (ESO):

27 ноября была опубликована новая работа, в которой анализируется все доступные данные фотометрии 1I (кроме 131 наблюдений из статьи Nature, которые пока не являются общедоступными). Этот анализ позволяет оценить период вращения 1I в 6.96+1.45-0.39 часов и амплитуду в 2.0±0.2 звездных величин, что гораздо ближе к значениям из статьи Nature, чем к другим работам. В связи с этим авторы работы приходят к выводу, что вытянутость 1I находится между 1 к 6 и 1 к 10:

 Сами ученые пока признают, что остаётся возможность, что 1I может оказаться не таким вытянутым, как следует из амплитуды изменений его блеска по причине больших вариаций альбедо его поверхности. Ярким примером такого случая может быть спутник СатурнаЯпет, у которого видимый блеск при восточной и западной элонгации отличается на 1.7 звездных величин: 10.2 и 11.9 звездных величин. В связи с этим первооткрыватель луны – Д. Кассини видел спутник в 1671-1705 годы лишь по одну сторону от Сатурна, и только в 1705 году усовершенствование телескопа позволило обнаружить его по обе стороны от Сатурна. Исследования показали, что альбедо поверхности Япета заключено в диапазоне от 3% до 60%.

 Наконец 30 ноября была опубликована новая работа, в которой была проанализирована вся доступная фотометрия, анализ которой позволил определить, что изменения яркости 1I нельзя объяснить лишь одним периодом вращения:

  На графике выше пунктирной линией показано теоретическое изменение блеска 1I при фиксированном периоде вращения в 6.831 часов, а сплошной линией теоретическое изменение блеска при вращении сразу по двум осям с периодами в 7.4 и 7.9 часов. Тем самым 1I является кувыркающимся (tumbling) объектом. До этого в Солнечной Системе было обнаружено несколько десятков объектов с подобным вращением:

  Для сравнения в 2008 году подобных известных объектов в Солнечной Системe было известно гораздо меньше:

  Ожидаемое время прекращения хаотичного вращения для 1I составляет от 30 до 3000 млрд. лет. Вращение по нескольким осям (хаотичное кувыркание) связывают со столкновениями, приливным воздействием при близких пролетах планет, кометной активностью и эффектом Ярковсого (изменения вращения объекта по причине разной отражающей поверхности разных частей объекта).

 В целом же авторы последнего анализа делают вывод, что по причине обнаружения изменений спектрального наклона (цвета объекта) и эффектов рассеивания света отношение максимальной длины и ширины 1I, скорее всего, близко как 1 к 5.

  Окончательно определить наличие вариаций в альбедо различных участков поверхности 1I позволит анализ 30-часовых наблюдений космического инфракрасного телескопа Спитцер, которые были проведены 20-21 ноября. Кроме того эти наблюдения должны позволить уточнить период вращения и размер 1I, так же ограничить его возможную среднюю плотность. Так аппроксимация зависимостей из работы от 14 ноября к последним значениям (период вращения 7 часов и вероятное отношение максимальной ширины и длины 1 к 10) говорит о том, что минимальная плотность 1I может составлять три грамма на кубический сантиметр, что близко к плотности каменных астероидов:

Даже длительные наблюдения телескопа Спитцер не позволят определить точную форму 1I. В качестве примера можно привести комету 67P/Чурюмова — Герасименко. Оптические наблюдения показали, что видимый блеск ядра этой кометы изменятся примерно на 0.5 звездных величин, что позволяет получить оценку минимального отношения длины и ширины, как 1 к 1.5:

Инфракрасные наблюдения космического телескопа Спитцер на длине волны в 8 и 24 микрон так же показали сравнительно небольшие изменения интенсивности теплового излучения 67Р на фазовой кривой:

Совмещение инфракрасных и оптических измерений 67Р:

Фотометрия Хаббла позволила определить, что средний диаметр 67Р близок к 3-4 км (до этого предполагалось, что размер 67Р близок к 6 км) и, построить примерную трехмерную модель кометного ядра:

Когда же зонд “Розетта” все же достиг ядра кометы, оказалось, что она состоит из двух долей соединенных узким перешейком 4,1×3,2×1,3 и 2,5×2,5×2,0 км с общим объемом в 25 км3 (средний радиус близок к 5 км):

Другим примером вытянутого ядра комета стала комета 103Р/Hartley 2. Наблюдения зонда Deep Impact показали, что её размер изменяется от 0.69 до 2.33 км – отношение длины к ширине 1 к 3.4, а данные радиолокации определили период вращения в 18 часов. Изображения комет, которые наблюдали космические зонды до “Розетты”:

Другой вариант этого изображения можно увидеть здесь:

Как видно из изображения выше, большой вытянутостью отличалось и ядро кометы 19Р/Borrelly, мимо которой в 2002 году совершил пролет зонд Deep Space 1 в сентябре 2001 года. До пролета кометы оптические наблюдения оценивали амплитуду изменений блеска ядра в 0.84-1 звездных величин, размеры в 3.6±0.15х3.6±0.15х8.8±0.6 км (отношение длины к ширине, как 1 к 2.4) и период вращения в 20 часов. Наблюдения зонда подтвердили эти оценки с высокой точностью.

Кроме того можно привести примеры вытянутости астероидов, которые наблюдали зонды:

Хотя другие источники говорят, что примерные габариты (951) Гаспра составляют 18.2х10.5х8.9 км. Для сравнения амплитуда фазовой кривой астероида (25143) Итокава равна 1.1 звездных величин, у астероида (433) Эрос 1.5 звездных величины, у астероида (951) Гаспра 0.6 звездных величин.

Пока можно сказать, что зарегистрированная амплитуда изменения блеска в 2.0-3.0 звездных величин в Солнечной Системе встречается крайне редко. Так в фотометрической базе данных Центра Малых планет, содержащей информацию о периодах вращения 13 тыс. объектов Солнечной Системы находится только 2 астероида с возможной амплитудой вращения больше 2.5 звездных величин:

Ими являются астероиды главного пояса (44530) Horakova и (80636) 2000 AV214 размером в несколько километров с амплитудой в 2.68 и 3.0 звездных величин соответственно. Данные по этим астероидам отличаются низкой достоверностью, так период их вращения оценивается в нереально большие величины — 160 и 100 часов. Опубликованная фазовая кривая для астероида (44530) Horakova:

Рекордная амплитуда фазовой кривой астероида (80636) 2000 AV214 была получена в ходе анализа данных обзора PTF.

Из 19 приведенных объектов в таблице шесть наблюдались на радарах: (1620) Geographos, 2003 SD220, 2002 TD60, 2011 UW158, 2005 WC1 и 2001 FE90, из них для четырех (кроме 2002 TD60 и 2001 FE90) опубликованы радарные снимки, которые позволяют точно определить их форму. Из четырех этих объектов у трех действительно наблюдается вытянутая форма:

1)      (1620) Geographos:

2)      (163899) 2003 SD220:

3)      (436724) 2011 UW158:

4)      (469896) 2005 WC1:

(1620) Geographos после радиолокации в 1995 году был назван самым вытянутым известным объектом Солнечной Системы: его длина больше ширины в 2.8 раз. В то же время оптические наблюдения показывают типичную амплитуду колебания фазовой кривой в 1.3 звездных величин, хотя в некоторые годы она вырастает до 2 звездных величин. Фазовая кривая (163899) 2003 SD220 показывает амплитуду в 2.2 звездных величин при периоде вращения в 285±5 часов, а амплитуда фазовой кривой (163899) 2011 UW158 изменяется от 0.5 до 2 звездных величин.

Кроме того можно отметить околоземные астероиды (1865) Cerberus, 2001 FE90 и 2007 MK13 с амплитудой фазовой кривой в 1.5-2.3, 0.8-2.1 и 1.4-2.2 звездных величин соответственно. Пример возможной формы (1865) Cerberus:

В целом статистика по фазовым кривым объектов Солнечной Системы быстро растет, что позволит в дальнейшем лучше понять насколько уникален 1I. Так недавно были опубликованы данные анализа измерений яркости 348 210 астероидов, сделанных между 11 апреля 2011 года и 19 мая 2012 года на гавайском обзорном телескопе PS1 в фильтре w (среднее количество измерений на каждый астероид равно 20, а средний интервал между измерениями составляет 17 минут). В дополнение в фильтре i наблюдалось ещё 136 463 астероидов (среднее число измерений на каждый астероид равно 10). В итоге было найдено, что для большинства астероидов отношение длины и ширины оставляет 0.8, с ростом среднего диаметра растет их сферичность. Для объектов с периодом вращения 0-4 часов сферичность больше чем для объектов с периодом вращения 4-8 часов: отношение малой и большой оси равно 0.75 и 0.6 соответственно.

Сравнение данных с существующей базой Центра малых планет, в которую включено 13 тысяч объектов:

Если взять из фотометрической базы Центра малых планет все объекты с оцениваемыми диаметрами до 200 метров и известной максимальной амплитудой, то можно определить что из 393 объектов лишь у 11 них максимальная амплитуда составляет 1.50-1.99 звездных величины, и у 5 2.0-2.3 звездных величины. Следовательно, доля объектов в Солнечной Системе, у которых максимальная амплитуда фазовой кривой составляет 2.5 звездных величины меньше 0.25%.

В целом пока можно отметить, что вытянутая форма 1I может объясняться как в случае кометы, так и в случае астероида. Первый случай объясняет сценарий слипшихся ядер, который распространен у комет Солнечной Системы. Второй случай можно объяснить тем, что 1I является осколком крупного столкновения планетоизмалей в молодой планетной системе. Кроме того существует и вариант того, что 1I по форме ближе не к вытянутому эллипсоиду, а тонкому диску. К примеру, такой формой на радарных снимках обладает, показанный выше, околоземный астероид 2003 SD220 и 2005 WC1.

И наконец, ещё один вариант формы 1I может быть связан с инопланетным кораблем. Хорошей иллюстрацией такого случая могут служить роман А.КларкаСвидание с Рамой” и франшиза “Звездные войны”:

По крайней мере, радиотелескоп программы SETI АTA-42 осуществил 7 ноября попытку обнаружения искусственных радиосигналов от 1I:

Возможность отправки космического зонда к межзвездному объекту

К настоящему времени видимая яркость 1I быстро уменьшается: если максимальная видимая яркость объекта наблюдалась 14 октября в 19 звездных величин, то к 17 ноября она снизилась почти до 25 звездных величин. Ожидается, что к концу года яркость объекта упадет до 28 звездной величины:

Синяя и красная линия на графике выше обозначают видимую яркость объекта 1I в функции изменения блеска (0.03 и 0.04 звездных величин в год). Пунктирная линия – это элонгация (угловое расстояние от Солнца), а желтая область, показывает регион, где угловое расстояние от Солнца меньше 90 градусов, и в связи с этим невозможны наблюдения с наземных телескопов. Поэтому последним телескопом, который будет наблюдать 1I в этом году, станет космический телескоп Хаббл. Даты наблюдений 1I Хабблом из утвержденной программы этого космического телескопа:

Остаётся вопрос, сможет ли Хаббл наблюдать 1I в следующем году? Теоретически, этот космический телескоп способен обнаруживать объекты Солнечной Системы, как минимум до 29 звездной величины, а далекие галактики вплоть до 31-32 звездной величины. Ожидается, что в марте 2018 году объект станет тусклее 29 звездной величины, в мае 2018 года тусклее 30 звездной величины, в октябре 2018 года тусклее 31 звездной величины:

Существует возможность, что будущие телескопы смогут повторно обнаружить объект 1I. Так ожидается, что будущий космический оптический 12-метровый телескоп HDST сможет за 100 часов экспозиций обнаружить источники 34 звездной величины с SNR=10. Для сравнения предполагается, что у наземных телескопов 30-31 звездная величина является пределом из-за большой фоновой яркости земной атмосферы (хотя для 100-метрового наземного телескопа OWL когда-то звучала оценка о том, что за ночь он может увидеть объекты до 38 звездной величины). С другой стороны известно, что крупную комету Хейла-Боппа планировалось отслеживать лишь до 2020 года, когда её видимая яркость упадет до 30 звездной величины, и она затеряется среди большого количества галактик.

В связи с тем, что первый межвездный объект поставил множество вопросов насчет необычной формы, которая вызвана изменениями блеска с почти рекордно большой амплитудой, а так же отсутствия кометной активности обсуждается возможность отправки автоматического зонда.

Данный проект должен обладать большой технической сложностью, так как скорость убегания 1I примерно на 10 км в секунду превышает скорости любых автоматических зондов, запущенных ранее. Так пространство между Марсом и Землей 1I прошел всего за 2 недели (с середины октября до 1 ноября), для сравнения станция “Новые Горизонты” прошла это расстояние за 78 суток. В мае 2018 года 1I достигнет удаления от Солнца, сравнимое с планетой Юпитер, а в 2022 году сравнимое с планетой Нептун. Существует предложение, получившее название проект Лира по отправке к 1I зонда, который способен достичь объект через несколько десятилетий с помощью гравитационных маневров у Юпитера и Солнца. Но для этого требуется осуществить близкий пролет Солнца примерно в трех его радиусах. Для сравнения будущий солнечный зонд NASA Parker Solar Probe Plus пройдет в 2025 году в 8.5 радиусах от Солнца. Для защиты от солнечного излучения на нем используется 14-см керамический защитный экран, который позволяет аппаратуре зонда находится при комнатной температуре, хотя сам защитный экран разогревается до 1400 градусов Цельсия (520 солнечных постоянных). Электропитание зонда осуществляет от плутониевых генераторов. Учитывая, что производство плутония для сверхдлительнных космических полетов является большой проблемой для NASA, то остаётся возможность перенацеливания зонда Parker Solar Probe Plus c миссии по исследованию Солнца на миссию по изучению 1I.

za-neptunie.livejournal.com

Добавить комментарий