ФОТОМЕТРИЯ НА CN-КОМАТА НА C1999/S4LINEAR: НАБЛЮДАВАНИ ПАРАМЕТРИ НА ПРОТЯЖНОСТ
Борис Комитов# , Бончо Бонев* ,Таньо Бонев#, Албена Иванова#
#Институт по астрономия- БАН
Ritter Astrophysical Research Center,
Univ.of Toledo, Ohio
1. Наблюдение и цел
На 4 юли 2000 г между 01 и 02ч. универсално време в Националната астрономическа обсерватория 'Рожен' към Института по астрономия- БАН бяха получени две CCD -изображения на циановата кома на кометата S4- Linear. За целта беше използуван 2-м телескоп /система Ричи-Кретиен/ , CCD -камера с матричен детектор 1040 х 1024 пиксела и тясноивичен филтър с максимум на пропускане при =387 нм за главната цианова виолетова 0-0 ивица при =388.3 нм. Няколко часа преди самото наблюдение , при условия на вечерен здрач бяха експонирани две изображения на небето с цел получаване на карта на чувствителността на CCD- матрицата в изследваната спектрална област /плоско поле/. По време на наблюдението хелиоцентричното и геоцентрично разстояния на кометата бяха приблизително равни / r =0. 88 а.е./
Една от първоначалните задачи, поставена за решаване на базата на тези наблюдения бе определянето на параметрите на протяжност на комата на циана /Ld / и неговите родителски молекули /Lp/ в епохата на максимум на 11-годишния слънчев цикъл под номер 23. Това представлява интерес във връзка със съпоставяне на получените стойности с двуфакторните регресионни модели на Комитов и Бонев [1,2]. Последните описват връзките между наблюдаваните стойности на Lp и Ld от една страна и нивото на слънчевата активност, представено от радиоиндекса F10.7 и хелиоцентричното разстояние на кометата r , от друга.
2. Фотометрия
До този момент работата по обработката и анализа е съсредоточена върху първото по време от двете получени изображения. Заедно с двете плоски полета то беше обработено с помощта на пакета IRAF. Последните етапи на тази обработка включват разделяне на кометното изображение на усредненото плоско поле и определянето на фона на окръжаващото кометата небе. По-нататък работата продължи върху участък от коригираното кометно изображение с размери 540 х 576 пиксела, което е показано на фиг.1. По-детайлния анализ и физическата интерпретация бяха извършени при използуването на програмния пакет POLARIS.
За решаването на формулираната по-горе задача е напълно достатъчно използуването на относителна фотометрия.
3. Анализ
Пикселите от участъка с размери 576 х 540 бяха окрупнени така, че изображението бе трансформирано в карта, съдържаща 12960 точки /144 х 90/. По този начин бяха елиминирани допълнително някои ефекти с характер на шум /напр. слаби звезди/, а същевременно се запазиха статистически най-достоверните детайли от кометното изображение. Първоначално бяха получени и анализирани 6 радиални фотометрични профила, а впоследствие-още два. Схематично те са показани на фиг.1 с номера от 1 до 8. Профилите са така подбрани, че да съответствуват на средни условия на ориентация по отношение на Слънцето от една страна, а от друга - да не минават през или в съседство с изображенията на ярки звезди, които процедурата на окрупняване на пикселите не е могла да изчисти. Беше извършена процедура по прекалибрирането на ъгловите разстояния в линейни.
Фиг.1. CN-комата на S4 Linear (4 юли 2000 г)
За определяне на параметърите на протяжност данните за наблюдаваната интензивност Е(L) (L e разстоянието от ядрото на съответната точка от избрания профил) бяха преобразувани в 'модифицирана' интензивност Eps(L) :
Eps(L)=E(L)*L
Използуването на Eps - профил не е новост за кометната фотометрия. Той е въведен за пръв път от Ларсен и Секанина[3]. Неговите свойства са подробно описани от Комитов [4].
Полученият модифициран профил на интензивността за всяко едно от направленията 1- 8 беше сравнена със съответна теоретична функция H(L) от вида:
Променливата част на израза отдясно отчита приноса на газовото излъчване и произтича от модела на Хазер за пространственото разпределение на дъщерните ( CN) и родителските молекули[ 5], а Кo(y) е модифицираната функция на Бесел от втори род, нулев порядък. Свободният член отчита отразената от праха слънчева светлина в измерваната спектрална област. Той произтича от модела на Рей и др.[6] за пространственото разпределение на концентрацията на праховите частици. Съгласно този модел наблюдаваната концентрация на прахови частици в стълб с единично сечение по посока на направлението на зрителен лъч, преминаващ на перицентрално разстояние L от кометното ядро е L-1,откъдето следва и константната стойност за приноса на праховото светене в Eps-профила.
При използуване на регресионна процедура варирайки стойностите на параметрите Lp и Ld във физически обосновани граници беше полуен най-добре съответствуващ на наблюденията теоретичен Eps-профил.. За целта се проверяваше съответният коефициент на корелация между моделния и наблюдавания профил. По този начин се определят наблюдаваните за момента големини на Lp и Ld .
4. Резултати и изводи
Стойностите, получени по направление 1 /от фиг.1/ за Lp и Ld са съответно 24000 км и 260 000 км. Първата е с около 70% по-голяма от тази, която съответствува по двуфакторния модел [2] за параметъра Lp при хелиоцентрично разстояние r= 0.88 а.е. и слънчев радиоиндекс F10.7 =158. Стойността на Ld обаче е в пълно съответствие със съответния двуфакторен модел за циановите молекули. Същите стойности се получиха и за профилите по направления 3 и 6. Що се касае до профил 4, който е относително по-близък по своето направление до посоката към Слънцето, то съответната стойност на Lp се оказа малко-по-малка - около 21000 км. В същото време за профил 5 , който е сравнително близък до кометната опашка се получи Lp=36000 км.
Тези съществени разлики в стойността на параметъра на протяжност на родителските молекули навеждат на предположението, че във вътрешните и средните части на комата действува някакъв допълнителен фактор, вероятно свързан с направлението към Слънцето, който влияе върху получаваните резултати. Ето защо бяха избрани за изследване две допълнителни направления / 7- откъм Слънцето и 8- откъм опашката на кометата. Резултатите за Lp са обобщени в табл.1.
ТАБЛИЦА 1. Параметри на протяжност Lp на родителските молекули на CN
Сравняването на данните от таблицата с посоките на съответните профили ясно показва тенденция за увеличаване на Lp по посока на кометната опашка и намаляване откъм слънчевата страна. Този резултат най-добре се обяснява с наличието на значително поглъщане и екраниране на слънчевата UV-радиация от страна на кометния прах, което налага извод за много силна прахова емисия от кометното ядро. Екранирането и поглъщането на слънчевата активна радиация води до увеличаване на времето на живот на родителските молекули на CN, а следователно, и на наблюдаваните стойности на техния параметър на протяжност. Праховата редукция на слънчевата радиация е много силна дори и откъм страната на Слънцето, което води до съществено нарастване на Lp спрямо съответствуващата по споменатия двуфакторен модел стойност. Откъм опашката ефектът става изключително силен и води до нарастване на времето на живот от около 3 пъти спрямо слънчевата страна . Това се дължи на факта, че слънчевата светлина достига до тази част на комата, преминавайки през най-дебелите и плътни части на праховата кома и опашка.
От този извод следва, че S4 Linear е една доста 'по-прашна' комета в сравнение с някои други, като например Levy (1990) или Halley (1986). Сравняването на получените по три различни направления стойности на Lp за последната, взети от цианово CCD --изображение и включено в базата данни на International Halley Watch ( 6 април 1986), показва , че те са много близки помежду си и съответствуват много добре на двуфакторния регресионен модел[1,2]. Оттук следва, че част от необяснената дисперсия на този модел може да се свърже с влиянието на праха като трети, допълнителен фактор. Той действува винаги в посока на увеличаване на наблюдаваните стойности на Lp.
ЛИТЕРАТУРА:
1. Komitov,B., and B.Bonev 1999 in Lunar and Planetary Science XXX,Abstract #1429, Lunar and Planetary Institute,Houston (CDROM); 2. Komitov, B.; Bonev, B., 1999 Bul. AAS,Volume 31, 1999 No. 4 - DPS 31st Meeting Program,Padua, Italy ; 3. Larson M. and Sekanina Z., 1984, Astron. J. v.89,p571-579; [4] Kомитов Б. 1990 - дисертационен труд;
[5] Haser L., 1957, Liege Astrophys. Inst., preprint No394; [6] Ray L., Newburn Jr. and Spinrad H., 1984,Astron.J,v.89,p289-309
Journal of American Astronomical Society, DPS meeting #33,
#41.21Publication Date:10/2000
Origin:AASAbstract Copyright:
(c) 2000: American Astronomical
SocietyBibliographic Code:
2000DPS....32.4121K