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 0.002^m для стандартної зорі (5.0^m), 0.004^m для Амальтеї (13.7^m), 0.011^m для Теби (15.3^m ) і Метіди (16.4^m ).

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. 1.

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

Размещено на http://www.allbest.ru/

Рис.1. Частина оригінального зображення (зверху) і зображення, яке отримано після врахування фону (знизу).

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. В розділі наведені параметри фазових залежностей ведучих і ведених півкуль супутників та проведено кількісний та якісний порівняльний аналіз.

Величини опозиційних ефектів яскравостей супутників порівнювалися також як співвідношення інтенсивностей, визначених на двох різних фазових фази. Співвідношення інтенсивностей I_1.6/I_6.7 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. 2). 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].

Размещено на http://www.allbest.ru/

Рис.2. Залежність між амплітудою опозиційного ефекту та частиною випромінювання, розсіяного назад, для деяких безатмосферних тіл Сонячної системи

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 (R_j =71398 км).

Таблиця 1 Відношення видимих альбедо ведучих та ведених півкуль Теби, Амальтеї та Метіди, виміряні на різних фазових кутах на =887 нм

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 0.03^m для обох півкуль Амальтеї, 0.07^m і 0.09^m для ведучої та веденої півкулі Теби та 0.09^m і 0.12^m 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

ВИСНОВКИ

Киселев А.А. Теоретические основания фотографической астрометрии. - М.: Наука, - 1989. - 260 с.