Астероиды засоряют нашу Солнечную систему между планетами Марсом и Юпитером, в районе, известном как «Пояс астероидов». Считается, что это остатки скалистых тел, которым не удалось объединиться в единую планету во время формирования Солнечной системы. Они бывают самых разных форм и размеров, некоторые из них почти сферические, а многие имеют более «картофельную форму».
Мы видим астероиды с Земли, потому что они отражают свет Солнца. Когда они движутся по своим орбитам вокруг Солнца, они также кувыркаются или вращаются. Мы можем измерить яркость этих астероидов, когда они путешествуют в космосе, а поскольку количество света, которое мы измеряем, связано с тем, насколько хорошо астероид отражает свет (его альбедо), и площадью астероида, освещаемой при его падении, количество отраженного света, которое мы измеряем, изменяется.
Эту концепцию легко увидеть в простом эксперименте в классе, известном как «ротато» (вращающаяся картошка), описанном ниже.Мы рекомендуем вам попробовать этот эксперимент, прежде чем продолжить проект наблюдений, чтобы ваши ученики ясно поняли идеи, лежащие в основе вращения астероидов.
Ниже вы найдете все учебные документы, необходимые для планирования и проведения сеанса наблюдения для получения изображений астероидов, а также подробную информацию о том, как можно измерить изменение яркости и построить кривую блеска, чтобы найти период его вращения.
И если вы хотите сначала попробовать анализ, вы также найдете наборы образцов данных об астероидах, из которых вы можете загрузить и создать кривые блеска.
Поиск и наблюдение за вашим астероидом
Для этого упражнения вам нужно будет выполнить следующие задачи:
1. Найдите подходящий астероид для наблюдения
2. Убедитесь, что в поле зрения есть звезды, содержащие астероид.
3. Наблюдайте за выбранным вами астероидом
Ниже приведен документ, в котором подробно объясняется, как выполнить каждый из этих шагов.
Практика в классе — Ротато
Практическое занятие, подробно описанное в документе ниже, объясняет, как можно использовать простой прибор для измерения кривых блеска объектов и как его можно использовать для объяснения кривых блеска, которые вы можете получить при наблюдениях за астероидами. Разработано Дэвидом Смитом, школа Хайгейт.
Анализ ваших данных — Фотометрия
По сути, есть два типа фотометрии, которые можно выполнить на ваших изображениях.
Более простой тип известен как дифференциальная фотометрия. Принцип этого заключается в том, что вы можете сравнить величину целевого объекта, который вы считаете переменным, с величиной других объектов в том же поле зрения. Используя несколько контрольных звезд, которые мы считаем неизменяемыми, мы можем легко увидеть, изменяется ли целевой объект относительно звезд.
На приведенной ниже диаграмме нашей целью является переменная звезда RZ LMi, обозначенная буквой V (хотя в этом примере показана звезда, принцип остается тем же для целевого астероида).Его величина измерялась в течение 0,14 дня (3,5 часа) и сравнивалась с величиной двух известных непеременных (или контрольных) звезд в том же поле зрения. Эти звезды обозначены К и С, и на диаграмме видно, что разница между К и С меньше ~0,04 звездной величины. Таким образом, мы видим, что разница между RZ LMi и контрольной звездой C является реальным эффектом — RZ LMi потускнела на ~ 0,4 звездной величины за время нашего сеанса наблюдений.
Если нам повезло с выбором контрольных звезд, мы обнаружим, что разница между K и C (и любыми другими контрольными звездами, которые мы хотим использовать) не должна изменяться. Глядя на разницу между нашей целью и контрольными звездами по очереди, мы можем построить кривую блеска, которая показывает истинную изменчивость нашей целевой звезды.
Дифференциальную фотометрию можно использовать для определения изменчивости переменной цефеид, периодов вращения астероидов, затухания кривой блеска сверхновой, периода затменно-двойной системы или любой ситуации, когда мы просто хотим увидеть, изменяется ли объект в своей яркость и является ли эта изменчивость периодической (т. е. повторяется ли поведение в течение заданного периода времени?).
Прелесть дифференциальной фотометрии в том, что она избавляет от необходимости беспокоиться о воздушной массе, поскольку все звезды в поле зрения должны быть затемнены одним и тем же фактором. Это также означает, что если наблюдение проводилось через тонкое облако, данные этого наблюдения все равно будут приемлемыми. Это связано с тем, что свет, исходящий от каждого объекта, подвергается одинаковому воздействию, и, следовательно, различия в яркости между объектами остаются в силе.
Для анализа данных вам необходимо:
1. Измерьте значения интенсивности звезд сравнения и нацельтесь на астероид.
2. По вашим значениям интенсивности рассчитайте величины звезд сравнения и целевого астероида.
3. Создайте кривую блеска на основе рассчитанных значений звездной величины.
Документ ниже дает подробные инструкции о том, как выполнить описанные выше шаги.
Оценка периода вращения астероида
Концепция очень проста. Когда астероид вращается, он отражает различное количество света обратно на Землю, и это формирует узор, который повторяется снова и снова.
Возьмем, к примеру, эту кривую.
Мы можем видеть, что на кривой сформировался паттерн h, и если бы мы продолжили его наблюдать, паттерн продолжился бы. Итак, мы измеряем от максимума к максимуму (самые яркие точки) и вычисляем, сколько времени потребовалось астероиду, чтобы перейти от первого максимума ко второму максимуму, т. е. один оборот, считывая с графика.
Следует отметить, что астероиды также могут иметь два пика, но они редко бывают одинаковой величины, что может выглядеть вот так.
Примеры файлов данных
Если вы хотите попрактиковаться в описанном выше анализе астероидов, у нас есть несколько файлов данных, которые вы можете скачать. Попробуйте построить кривые блеска этих астероидов и найти периоды их вращения. Как только вы довольны этим процессом, вы готовы делать свои собственные изображения!
Фоновая наука
Большинство астероидов Солнечной системы находятся в области между орбитами Юпитера и Марса. Этот регион называют поясом астероидов.
Обычно эти астероиды остаются на стабильных орбитах, но иногда они сталкиваются друг с другом, что может привести к тому, что они и другие осколки астероида движутся к внутренней части Солнечной системы.
На этом рисунке пояс астероидов состоит из белых точек. Несколько других групп астероидов также были помечены.
Некоторые из этих фрагментов приземляются на поверхность Земли (и других внутренних планет), они известны как метеориты. Именно из этих метеоритов мы узнали большую часть того, что знаем об астероидах.
Более половины массы, составляющей пояс, удерживается внутри четырех крупнейших астероидов — Цереры, Весты, Паллады и Гипиеи.Последние три имеют средний диаметр 400 км, тогда как Церера (единственная карликовая планета в поясе астероидов) имеет диаметр около 950 км. Другие объекты в поясе астероидов могут быть любого размера, вплоть до частиц пыли.
Материал в поясе астероидов также распределен более тонко, чем вам, возможно, внушают писатели-фантасты. Космический корабль может пролететь через пояс астероидов и никогда не столкнуться ни с одним астероидом на своем пути.
Кривая блеска — это график зависимости интенсивности света (объекта в пространстве) от времени.
Кривые блеска могут быть периодическими, как в случае с затменно-двойными звездами и переменными-цефеидами; или апериодические, как у новых, сверхновых и катаклизмических переменных звезд.
Изучение кривых блеска можно использовать для объяснения физических процессов, происходящих в системе.
Поиск пиков и впадин на кривой блеска может дать точную оценку периодической скорости объекта. Поскольку астероиды имеют неоднородную форму, они отражают и поглощают разное количество света в зависимости от того, какая часть их поверхности обращена к Солнцу. Кривая блеска может быть использована для определения скорости ее вращения в пространстве.
Позже, в рамках анализа ваших данных, вы проведете фотометрию ваших изображений. Фотометрия — это метод измерения интенсивности электромагнитного излучения, испускаемого или отражаемого астрономическим объектом.
Более подробная информация о фотометрии будет раскрыта на странице анализа.
