Особенности ядро кометы 1965 S1 (Икэя — Сэки)

Введение

Кометы – одни из самых загадочных небесных тел, которые то и дело появляются на небосводе. Сегодня учёные считают, что кометы - побочный продукт, оставшийся после формирования звезд и планет миллиарды лет назад.
Они состоят из ядра из различных видов льда (замороженные вода, углекислый газ, аммиак и метан, смешанные с пылью) и окружающего ядро большого облака газа и пыли, которое часто называют «кома». Сегодня известно более чем 5260.
Комета Икэя - Сэки, C/1965 S1 (Ikeya - Seki) - долгопериодическая комета, которую независимо друг от друга открыли японские наблюдатели Каору Икэя и Цутому Сэки. Впервые наблюдалась 18 сентября 1965 года как слабый телескопический объект. Первые вычисления её орбиты показали, что 21 октября она пройдёт на расстоянии всего около 450 тыс. км над поверхностью Солнца и, возможно, станет чрезвычайно яркой.
Ожидания оправдались: когда комета приблизилась к перигелию, наблюдатели сообщали, что она была ясно видна на дневном небе рядом с Солнцем. В Японии комета проходила перигелий в полдень по местному времени, и имела звёздную величину −17m, то есть в 60 раз ярче полной луны. Комета Икэя - Сэки оказалась одной из ярчайших комет в последнем тысячелетии, и потому иногда её называют «Большой кометой 1965 года».Незадолго до прохождения перигелия комета распалась на три части. Три фрагмента продолжали двигаться по почти идентичным орбитам, и комета вновь стала видна на утреннем небе в конце октября, демонстрируя очень яркий хвост. В начале 1966 года комета перестала наблюдаться, поскольку направлялась во внешнюю часть Солнечной системы.
Комета Икэя - Сэки относится к семейству околосолнечных комет Крейца, для которых характерно исключительно малое перигелийное расстояние, и которые, возможно, являются фрагментами одной большой кометы, которая разрушилась в 1106 году.
Целью этой работы является изучение кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки).
Для реализации поставленной цели были определены следующие задачи:
- рассмотреть форму кометы;
- ознакомится с фотометрией кометы;
- изучить спектры кометы.

Форма кометы

На четырех кадрах, полученных за промежуток времени 10.42–10.46, интегральный блеск кометы оценивался в 19 . m5–19 . m6. Размер диффузной комы кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки), которая имела форму слезы, был яркий хвост длиной 25 градусов имел позиционный угол 298◦. На момент открытия комета находилась на расстоянии 4.22 а.е. от Солнца и 4.31 а.е. от Земли. Согласно вычисленной орбите, ожидалось, что комета пройдет точку перигелия на расстоянии 0.48 а.е. от Солнца. Комета принадлежит к семейству околосолнечных комет, то есть это ее первый визит из облака Оорта к окрестностям Солнца.
Если предположить, что возрастание яркости кометы будет типичным для динамически новых комет, то на момент максимального сближения с Землей после прохождения перигелия её яркость могла бы достигнуть около 4m. Поведение кометы соответствовало предположениям, о чём свидетельствуют многочисленные оценки её яркости.
Когда комета находилась на расстоянии 1.07 а.е. от Солнца, были проведены её наблюдения в субмиллиметровом диапазоне. В полученных спектрах была зарегистрирована эмиссионная линия HCN, а темп поступления этого вещества в кому кометы в предположении изотропного его истечения со скоростью 500 м/сек составлял 1.5 × 1025 мол/с. Когда яркость кометы достигла примерно 8 . m1, наблюдатели стали отмечать падение ее яркости и заметные изменения морфологии комы. Возможной причиной этому могло стать воздействие коронального выброса с Солнца, который настиг комету 19 августа.
Процесс взаимодействия выброса с комой кометы детально зафиксирован космическим аппаратом СТЕРЕО-В. К концу августа, когда комета вошла в соединение с Солнцем, ее яркость, вместо возрастания, упала приблизительно до 12m, а кома постепенно менялась, становясь все более вытянутой по форме и напоминая сигару.
Это было явным признаком того, что уровень активности кометы катастрофически быстро падает. Подтверждением этого стали радионаблюдения кометы, выполненные с помощью 100-м радиотелескопа (Грин Бэнк). Эмиссия OH не была зарегистрирована, и оценен лишь верхний предел газопроизводительности OH, Q(OH) < 3.0 × 1027 мол/сек. П
осле появления кометы на утреннем небе активные поиски позволили обнаружить на месте кометы малоконтрастное сильно вытянутое пятно без какого-либо сгущения, длина которого превышала 1◦.
Рис.1. Фотография кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки).
Фотометрия кометы

Предварительная обработка изображений

Анализ спектра кометы, результаты которого приведены в следующем параграфе, показал отсутствие газовых эмиссий в области спектра, которую покрывает фильтр Rc. Поэтому все полученные изображения были обработаны с целью анализа пылевой компоненты кометной комы.
Фотометрия – оптический метод анализа, основанный на поглощении электромагнитного излучения анализируемым веществом. Наиболее часто в аналитической практике используется ультрафиолетовая (УФ) с интервалом длин волн от 200 до 380 нм, видимая - от 380 до 760 нм и инфракрасная (ИК) с интервалом длин волн 2,5-15 мкм области спектра. Исходя из этого различают фотометрию в УФ-, видимой и ИК-областях.
Центральное сгущение, видимое в диффузной атмосфере кометы визуально и на фотографиях, называется фотометрическим ядром. Считается, что в центре его находится собственно ядро кометы, т.е. располагается центр масс кометы.
Туманная атмосфера, окружающая фотометрическое ядро и постепенно сходящая на нет, сливаясь с фоном неба, называется комой. Кома вместе с ядром составляют голову кометы. Вдали от Солнца голова выглядит симметричной, но с приближением к Солнцу она постепенно становится овальной, затем голова удлиняется ещё сильнее, и в противоположной от Солнца стороне из неё развивается хвост.
Для стандартной обработки ПЗС-кадров были созданы мастер-кадры нулевой экспозиции и плоского поля. Все кадры с изображением кометы и стандартных звезд были исправлены за нульпункт и неравномерность чувствительности пикселей с помощью мастер-кадров. Фон неба был определен с помощью стандартной процедуры sky пакета IDL, в том числе и для кадров с кометой, так как изображение кометы занимает небольшую площадь на кадрах, не более 1 .
Поскольку изображение кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки) смещается относительно звезд поля, все кадры необходимо было преобразовать таким образом, чтобы изображение кометы оставалось “неподвижным”. Сэтой целью положения центров избранных звезд поля и центра кометы были измерены с субпиксельной точностью. Затем все изображения смещались таким образом, чтобы на выходе получить набор кадров, приведенных к единому центру, соответствующему координатам центра изображения кометы на одном из кадров. После вычитания фона неба межкадровая медианная фильтрация применялась к набору этих кадров, на каждом из которых фотометрический центр кометы имел одинаковые координаты, а центры звезд были смещены от кадра к кадру. Межкадровая медианная фильтрация позволила увеличить отношение S/N, а также частично избавиться от звезд поля.
Эта же последовательность процедур была проделана еще раз, но теперь уже с тем, чтобы привести центры всех кадров к одной и той же координате, соответствующей центру звезды, выбранной на одном из кадров. Этот набор кадров после межкадровой медианной фильтрации давал изображение, которое использовалось для апертурной фотометрии звезд поля.
Как уже было отмечено выше, атмосферная прозрачность менялась в ходе наблюдений, и между наблюдениями кометы и площадки Ландольта PG 1657+078 прошло значительное время. Вследствие этого звезды поля служили промежуточным звеном абсолютизации фотометрических измерений кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки).
Кроме того, параллельная калибровка производилась также с использованием спектрофотометрического стандарта HZ 44 для контроля фотометрических измерений.
Для апертурной фотометрии звезд использовалась диафрагма радиусом 9, что было обусловлено тем, что полуширина гауссового профиля для звезд поля составляла около 3

. Остаточный фон неба оценивался при помощи кольцевой апертуры.
Для измерений изображений кометы использовался набор апертур разного радиуса, которые позволяли захватить частично или полностью кометную кому.
На Рис. 2 представлена зависимость величины S/N кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки) от размера выбранной апертуры. Горизонтальная линия отмечает среднеквадратичную ошибку фона неба, вычисленную с помощью процедуры sky. Видно, что кометная кома на расстоянии более чем 30 от центрального сгущения находится на уровне или ниже шума изображения. Поэтому в качестве внешней границы комы мы принимали это расстояние, которое соответствует примерно 35 000 км в проекции на картинную плоскость при расстоянии кометы от Земли 1.954 a.e., а также соответствует поверхностной яркости 26 . m2 на пиксель.

Рис. 2. Зависимость отношения S/N от радиуса фотометрической апертуры.
Горизонтальная линия отмечает стандартное отклонение величины среднего фона неба на кадре с кометой.

Фотометрическая привязка

Для фотометрической привязки мы использовали каталог USNO-A2.0. Хотя этот каталог не является фотометрическим каталогом, в литературе можно найти примеры его успешного применения для стандартизации фотометрических измерений комет. Звездные величины B и R ярких звезд каталога USNO-A2.0 привязаны к высокоточному каталогу Tycho, и, как было показано в работе Киджера и др., среднеквадратичная ошибка для более чем 50% звезд каталога не превышает 0 . m2. Киджер предложил уравнение, с помощью которого R-величины каталога USNO-A2.0 можно привести к стандартной фотометрической системе Джонсона Моргана-Коузинса. Чтобы проверить вид связи между R-величинами USNO-A2.0 и стандартной фотометрической системой, звездные величины звезд каталога, которые попали в площадку PG 1657+078 и оказались пригодными для измерения, были определены в стандартной системе посредством привязки к звездам Ландольта. Найденное уравнение связи, оказавшееся близким к тому, которое использовали Киджер и Хикс и др. , имеет вид:
RLandolt = 1.062 (RUSNOA2.0 − 0.55).
С помощью этого уравнения измеренные R-величины звезд поля USNO-A2.0 на снимке с кометой 1965 S1 (Икэя - Сэки) были приведены к стандартной фотометрической системе каталога Ландольта. Ошибка регрессии составляет 0 . m12. Измерения стандартной звезды ZH 44 использовались для фотометрической калибровки в качестве контроля. Для вычисления потока от стандартной звезды была использована процедура свертки спектра звезды, исправленного за атмосферное поглощение, с кривой пропускания фильтра Rc.
Звездная величина кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки), измеренная с апертурой радиусом 9 составила 16 . m8 ± 0 . m1 и 17 . m02 ± 0 . m02 при использовании звезд поля и спектрофотометрического стандарта ZH 44 соответственно.
Расхождение обусловлено разницей нуль-пунктов фотометрических систем, так как спектрофотометрический стандарт привязан к AB-фотометрической системе Оке. Эта систематическая разница не влияет на оценку пылепроизводительности, так как автоматически учитывается за счет различной звездной величины Солнца в двух разных фотометрических системах.
При вычислении ошибки звездной величины суммировались статистические ошибки, которые обусловлены отношением S/N для кометы и звезд сравнения, ошибки оценки коэффициента прозрачности атмосферы, а также ошибки каталожных звездных величин звезд-стандартов (в случае использования каталога USNO-A2.0 ошибка для звезд сравнения принималась равной 0 . m12).
Оценка параметра Afρ

Для того, чтобы сравнить наблюдения комет, выполненные в разные эпохи, на разных инструментах и при различных геометрических условиях наблюдений, широко используется величина Afρ, которая характеризует пылепроизводительность ядра кометы. Эта величина была введена Ахирном и др. и определяется отношением эффективного поперечного сечения рассеяния всех частиц, попадающих в поле зрения приемника, к проекции его поля зрения на небесную сферу. Математическое выражение, которое часто используется для определения Afρ имеет следующий вид:
Afρ = (4r2Δ2100.4(m−mR) )/ρ.
В данном выражении величина Afρ выражена в см; Δ - расстояние от Земли до кометы, выраженное также в см; r - гелиоцентрическое расстояние кометы, выраженное в астрономических единицах; ρ - радиус апертуры, использовавшейся для интегрирования сигнала от кометы, спроектированный на небесную сферу и выраженный в см, то есть соответствующий кометоцентрическим радиусам; m и mR - видимые звездные величины Солнца и кометы соответственно в полосе R. R-величина Солнца бралась равной −26 . m94 и −27 . m26 в случае использования для фотометрической калибровки спектрофотометрического стандарта ZH 44 и звезд каталога USNO-A2.0 соответственно. При использовании Afρ в качестве параметра для оценки пылепроизводительности предполагается идеальное условие стационарного истечения вещества из ядра кометы, что в действительности, вероятно, редко имеет место. Воронцов-Вельяминов, а затем Коноплева установили, что поверхностная плотность в атмосферах комет в картинной плоскости изменяется примерно как ρ−1, а объемная плотность молекул на луче зрения примерно как ρ−2. В соответствии с этим, и при идеальном условии стационарного истечения вещества с поверхности ядра кометы, градиент изменения профиля интегральной поверхностной яркости должен быть равен −1.
Рис. 3 представляет логарифмическую зависимость изменения интегральной поверхностной яркости, измеренной с апертурами, соответствующими пространственным кометоцентрическим радиусам в интервале от 5000 км до 30 000 км. Градиент изменения интегральной поверхностной яркости составляет соответственно − −1.60 ± 0.02 и −1.56 ± 0.01 в случае использования звезд каталога USNO-A2.0 и стандартной звезды ZH 44 для фотометрической калибровки.
Как отмечают Лоури и Фицзимонс, отклонение градиента изменения поверхностной яркости от − −1 может объясняться воздействием силы давления солнечной радиации на пылевые частицы, но и в этом случае абсолютная величина градиента не должна превышать 1.5.
Большие абсолютные ´ величины градиента поверхностной яркости указывают на возможную сублимацию пылевых частиц. Как видно из оценок градиента изменения поверхностной яркости кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки), нестационарные процессы имеют место в пылевой коме кометы. Несмотря на это, мы посчитали величину Afρ которая составила 58 ± 7 см и 60 ± 2 см при фотометрической калибровке по звездам каталога USNO-A2.0 и ZH 44 соответственно и при использовании апертуры в 9.
Оценки пылепроизводительности кометного ядра

Для вычисления пылепроизводительности ядра кометы 1965 S1 (Икэя - Сэки) использовались два разных подхода, которые основаны на измерениях интегрального блеска кометной комы, но несколько различаются методически. Один из них, предложенный Джюитом, предполагает оценку видимой звездной величины пылевой комы кометы в кольцевой апертуре:
md = −2.5 log(10−0.4m2 − 10−0.4m1 ).
Здесь m1 и m2 - звездные величины соответствующие апертурным радиусам ρ1 и ρ2. Связь звездной величины md с pr - геометрическим альбедо частиц, и Cd - эффективным сечением рассеяния частиц пыли, содержащихся в кольцевой апертуре,

Рис. 3. Изменение профиля поверхностной яркости кометы с расстоянием от ядра кометы, выраженным в км. Аппроксимация изменения поверхностной яркости проводилась методом линейной регрессии. cпроецированной на небесную сферу, выражается соотношением из:
pr Φ(α) Cd = 2.25 × 1022 r2 Δ2 10−0.4(md−m)
Здесь r и Δ - гелиоцентрическое и геоцентрическое расстояния, выраженные в астрономических единицах; m - видимая звездная величина Солнца для соответствующего фильтра; Φ(α) = = 10−0.4×0.04×α - фазовая функция, описывающая изменение блеска кометы, где α - фазовый угол кометы. Геометрическое альбедо мы принимали равным 0.1. В этой же работе показано, что эффективное сечение рассеяния частиц и общая масса частиц, попадающих в кольцевую апертуру, спроектированную на небесную сферу, выражается соотношением: Md = 4 3 ρпыл √aminamax Cd