Gaia Data Release 3: распределение спектральных групп астероидов, сближающихся с Землей

Full Text

ВВЕДЕНИЕ

Астероиды, сближающиеся с Землей (АСЗ) – важный класс объектов, изучение которого важно для уточнения (прояснения) картины динамической и химической эволюции малых тел Солнечной системы. Кроме того, АСЗ могут представлять потенциальную угрозу для человечества, что делает их изучение не только научно значимым, но и практически важным. С другой стороны, в некоторой отдаленной перспективе такие объекты могут рассматриваться в качестве потенциальных источников внеземных природных ресурсов, что усиливает интерес к ним (National Research Council, 2010; Hein и др., 2018).

За последние три десятилетия прямое исследование астероидов in situ с помощью космических аппаратов (КА), включая доставку образцов на Землю (см., например, McMahon и др., 2018; Fujiwara и др., 2006), позволило получить детальные данные о некоторых из них. Конечно, исходный отбор этих объектов для космических миссий основывался на данных, полученных при помощи дистанционных методов, что подчеркивает весомый вклад таких исследований в успешность космических программ. Благодаря накопленному большому объему данных наблюдений астероидов, полученному дистанционными методами, с одной стороны, мы имеем возможность оценки основных параметров конкретных астероидов в короткие сроки и с минимальными затратами, а с другой – можем применять статистические методы. Учитывая многочисленность открытых и/или вновь наблюденных астероидов с помощью КА (таких, как WISE, Gaia), можно отметить, что космические миссии дают существенный вклад, позволяющий применять статистические методы исследований. Естественно – сравнить результаты таких исследований, проведенных наземными и космическими средствами. Данные, полученные на КА WISE, позволили существенно уточнить распределения физических характеристик астероидов (см. Masiero и др., 2014; Mainzer и др., 2012), в том числе АСЗ (Grav и др., 2013).

Определенные надежды вызвал и проект Gaia, в котором астероидам уделено существенное внимание. Особый интерес представляют наблюдательные данные, опубликованные в недавнем релизе Gaia Data Release 3 о спектрах наблюденных астероидов, в том числе АСЗ.

Более десяти лет ИНАСАН совместно с ГАИШ МГУ ведут работу по спектрофотометрическим исследованиям астероидов, в том числе и сближающихся с Землей, с целью оценки спектрального класса, а значит, определения основного типа минералогии поверхностного вещества. Наблюдения проводятся в обсерватории Пик Терскол с помощью 2-метрового телескопа Zeiss на спектрометре низкого разрешения (c разрешающей силой R≈100) и в обсерватории КГО ГАИШ МГУ фотометрическими методами с помощью 2.5-метрового телескопа. Для части объектов, вошедших в данную наблюдательную программу, спектральный класс был определен впервые (см., например, Щербина и др., 2017; 2019). Имея опыт работы со спектрофотометрическими данными, полученными наземными средствами, мы решили определить спектральные классы астероидов, спектры отражения которых представлены в базе Gaia Data Release 3, а конкретно для АСЗ.

В данной работе в разделе “Спектральные данные по наблюдениям АСЗ” проведено краткое описание набора спектральных данных об астероидах (АСЗ), приведенных в Gaia Data Release 3, дополненных нашими результатами, полученными в предыдущих работах. В разделе “Результаты” представлены результаты краткого статистического анализа этого набора.

СПЕКТРАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ АСЗ

Проект ESA КА Gaia, на основе наблюдений с помощью КА, запущенного в 2013 г., находится сейчас на этапе третьего релиза данных – Gaia Data Release 3 (Gaia DR3) (Gaia Collaboration, 2023).

Каталог GDR3 включает фотометрические наблюдения объектов Солнечной системы (SSO), собранные во время работы Gaia с 5 августа 2014 г. по 28 мая 2017 г. В каталоге представлены спектры отражения для 60518 объектов – пронумерованных астероидов: большинство которых находятся в Главном поясе, а также околоземных астероидов, троянцев и астероидных семейств Венгрии, Хильды (https://gea.esac.esa.int/archive/documentation/GDR3/Data_analysis/chap_cu4sso/sec_cu4sso_processingsteps/ssec_cu4sso_spectrophotometryprocessing.html). На рис. 1 представлено распределение по орбитам астероидов, спектры отражения которых были получены в ходе работы КА Gaia.

 

Рис. 1. Орбитальное распределение астероидов, для которых получены спектрофотометрические спектры отражения из Gaia DR3 (рисунок взят с сайта gea.esac.esa.int, полный доступ указан в тексте выше).

 

Расчет спектров отражения в GDR3. Солнечные аналоги

Используя описанные в (Bus, Binzel, 2002) методики, спектральные коэффициенты отражения астероидов мы определяли путем деления значений интенсивности отраженного излучения от астероида на каждой длине волны на среднее значение интенсивности спектров группы звезд, аналогичных Солнцу. Такие звезды-аналоги обладают физическими свойствами, схожими с солнечными (масса, металличность, температура, возраст), и их спектры напоминают солнечные. Чтобы избежать неопределенностей, связанных с неточным знанием величины покраснения, звезды с покрасневшими спектрами не используются как аналоги Солнца. Соответствующая нормировка дает значения отражательной способности астероида на данной длине волны. При наземных наблюдениях обычно выбирается одна звезда-аналог Солнца, находящаяся в непосредственной близости к астероиду на небесной сфере. В связи с временнóй стабильностью оборудования КА Gaia и тем фактом, что наблюдения проводятся за пределами земной атмосферы, было принято решение использовать метод, основанный на делении спектра каждого астероида на усредненный спектр группы достоверных солнечных аналогов. Это в принципе должно уменьшать шум, вызванный мелкими различиями между отдельными звездами-аналогами Солнца.

Полученные спектры отражения были нормированы по отражательной способности на длине волны 0.55 мкм. Затем они были разложены на 16 отдельных спектральных каналов в диапазоне от 374 до 1034 нм (λ=374, 418, 462, 506, 550, 594, 638, 682, 726, 770, 814, 858, 902, 946, 990 и 1034 нм).

Пример спектра отражения астероида показан на рис. 2 (спектр отражения астероида 155334).

 

Рис. 2. Спектр отражения астероида 155334 (2006 DZ169) группы Амура из каталога GDR3.

 

Рассматриваемый набор АСЗ

В настоящем исследовании в основном рассматриваются астероиды, сближающиеся с Землей (АСЗ). Эти объекты имеют перигелийные дистанции, равные или меньшие 1.3 а. е. Напомним, что АСЗ разделяют на группы. Группировка АСЗ проводится по наименованиям типичных представителей: (1221) Амур, (1862) Аполлон, (2062) Атон, орбиты схематично представлены на рис. 3.

 

Рис. 3. Приблизительные орбиты астероидов: (а) – (1221) Амура; (б) – (1862) Аполлона; (в) – (2062) Атона. Орбита Земли обозначена жирной линией.

 

• Тип Амура. Не заходят внутрь орбиты Земли, так как перигелийные расстояния представителей данного типа больше, чем афелийное расстояние Земли.
• Тип Аполлона. Могут проникать внутрь орбиты Земли. Большие полуоси орбит больше, чем у Земли, а перигелийные расстояния меньше, чем афелийное расстояние Земли.
• Тип Атона. Находятся в основном внутри орбиты Земли, лишь в окрестности афелиев выходят за ее пределы. Афелийные расстояния таких астероидов больше перигелийного расстояния Земли, а большие полуоси меньше, чем у Земли.

АСЗ, траектории которых позволяют им сближаться с орбитой Земли до 0.05 а. е. или менее в настоящий момент и имеющие абсолютную звездную величину не более 22.0, классифицируются как потенциально опасные астероиды (ПОА). Такое ограничение по величине соответствует размерам объектов в 140 м и более, поскольку предполагалось, что более мелкие тела не несут серьезной угрозы для Земли. Однако в последние годы, после Челябинского события (падение астероида 15 февраля в 2023 г.), опасными считаются астероиды декаметрового и более размеров (см. Шустов, 2019).

В каталоге Gaia Data Release 3 представлены спектры отражения АСЗ для следующих групп: 4 объекта относятся к группе Атона, 49 – к группе Аполлона, 37 – к группе Амура, в сумме 90 астероидов. Нами для обеспечения статистической значимости выборки были включены данные о спектральных классах АСЗ, полученные в результате спектрофотометрии, проведенной в обсерватории Пик Терскол с 2013 г. Таким образом, к анализу были добавлены дополнительные объекты: 3 из группы Атона, 8 из группы Аполлона и 6 из группы Амура, всего 107 астероидов.

В рассматриваемом массиве данных, дополненном информацией, полученной в обсерватории Пик Терскол, удалось подтвердить, уточнить или впервые определить принадлежность к спектральным классам для 24 ПОА, включая 4 астероида из группы Атона, 19 из группы Аполлона и одного из группы Амура.

Определение спектрального класса астероидов

В рамках данного исследования был проведен сбор дополнительных параметров для каждого астероида, включающих геометрическое альбедо, период обращения и диаметр, которые имеют вспомогательное значение при определении спектрального класса. Спектральная классификация проводилась в соответствии с таксономиями Толена или Баса–Бинзеля (SMASSII), применяемыми к данным из базы NASA (https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons/), если таковые были доступны. Проведено сопоставление результатов с предыдущими исследованиями, выполненными методом спектрофотометрии низкого разрешения ИНАСАН в сотрудничестве с ГАИШ МГУ в обсерватории Пик Терскол с 2013 г., большинство оценок класса подтвердилось.

Опишем процедуру определения (присвоения) спектрального класса для каждого данного астероида. Эта процедура, предложенная в работе (Савелова и др., 2022), получила название “построение спектрофотометрического коридора”. Вкратце она заключается в следующем. Используя работу (Bus, Binzel, 2002), из базы данных SMASS II были извлечены спектры отражения астероидов с номерами до примерно 2000 для распределения по спектральным классам. Определялись максимальные и минимальные значения отражательной способности для каждой длины волны, создавая таким образом “диапазон” возможных значений для каждого класса. Количество астероидных спектров, использованных для конструирования этого “диапазона”, представлено в табл. 1.

 

Таблица 1. Количество использованных для построения “спектрофотометрических коридоров” спектров отражения из базы SMASS II, принадлежность к спектральному классу взята из статьи (Bus, Binzel, 2002)

Класс	Количество спектров		Класс	Количество спектров		Класс	Количество спектров
А	16		K	23		Sr	4
B	30		L	19		T	6
C	80		R	2		V	8
Cb	13		S	176		X	79
Cg	6		Sa	10		Xc	35
Cgh	8		Sk	8		Xe	19
Ch	95		Sl	22		Xk	29
D	2		Sq	17

 

Оценка принадлежности к спектральным классам проводилась на основе альбедо, спектрального градиента, наличия выраженных полос поглощения и соответствия спектра астероида созданным шаблонам отражательных спектров. Например, как показано на рис. 4, астероид 155334 идеально соответствует “диапазону” отражательной способности астероидов класса S, а его геометрическое альбедо также соответствует классу S. Отметим, что сходные классы и подклассы (или промежуточные классы, обозначены двумя буквами, например, Cb является промежуточным вариантом между классом C и B) имеют схожие границы “спектрофотометрического коридора”, порой пересекаясь, схожие значения альбедо, различаясь порой только полосами поглощения. Поэтому в случае неоднозначности оценки принадлежности к тому или иному классу, астероиду присуждалось значение нескольких классов (например, C, Cb, B), в особенности в тех случаях, когда характерные для классов полосы поглощения не определялись однозначно.

 

Рис. 4. Спектр отражения астероида 155334 (2006 DZ169) группы Амура из каталога GDR3.

 

Использование подобной методики создания “спектрофотометрического коридора” подробно описано в работе (Савелова и др., 2022).

Ввиду некоторой условности определения подклассов и возможности ситуации соответствия астероида сразу нескольким классам с близким минеральным составом (что вполне объяснимо, учитывая особенности данных, на довольно разреженном наборе значений в 16 точках), спектральные классы традиционно делятся на крупные группы по их характеристикам:

• C-группа охватывает классы B, C, Cb, Cg, Ch, Cgh, что также коррелирует с классами B и F в таксономии Толена и отражает спектры, схожие со спектрами углистых хондритов CI и CM.
• S-группа включает классы S, A, Q, R, K, L и промежуточные Sa, Sq, Sr, Sk, Sl, представляющие спектры, близкие к железокаменным метеоритам, обыкновенным хондритам и ахондритам.
• X-группа состоит из классов X, M, E, P, по классификации Толена, и промежуточных Xe, Xc, Xk.

В малые группы входят редкие классы Ld, T, D, V, O.

Отдельные астероиды могут демонстрировать признаки, характерные как для высокотемпературных, так и для низкотемпературных классов (S и C соответственно), что может свидетельствовать о сложном ударном прошлом этих астероидов.

Деление на более крупные группы позволяет говорить в общих чертах о преобладающей минералогии поверхностного вещества астероида, не вдаваясь в подробности (низкотемпературная минералогия представителей С-группы; высокотемпературная минералогия S-группы; преобладание металлов X-группы; достаточно эксклюзивный состав вещества, но представленный малым числом астероидов в принципе – так называемые малые группы; а также особые астероиды смешанной минералогии). Такое деление на более крупные группы традиционно при спектрофотометрических исследованиях астероидов, особенно при использовании спектров отражения низкого разрешения, и часто используется для общей оценки распределения химико-минералогических свойств астероидов, при этом позволяя обойти некоторые неточности или сомнения в определении близких классов.

РЕЗУЛЬТАТЫ

Отметим, что для почти половины объектов оценка спектрального класса была дана нами впервые. Была определена принадлежность к определенному спектральному классу для 22 астероидов группы Аполлона, 23 астероидов группы Амура и 5 группы Атона, итого 47 астероидов.

Результаты представлены в виде табл. 2 и диаграмм на рис. 5.

 

Таблица 2. Распределение спектральных групп астероидов, сближающихся с Землей, по данным базы GDR3 + дополнение результатами спектрофотометрических наблюдений, полученными в обсерватории Пик Терскол

Группа астероидов АСЗ	Общее количество	С-группа	S-группа	Х-группа	Малые группы	Смешанная минералогия
	Из них ПОА	Из них ПОА	Из них ПОА	Из них ПОА	Из них ПОА	Из них ПОА
Атона	7	3	1	1	1	1
	4	2	0	0	1	1
Аполлона	57	12	36	1	3	5
	19	4	12	0	0	3
Амура	43	8	28	0	6	1
	1	0	1	0	0	0
Общее количество	107	23	65	2	10	7
	24	6	13	0	1	4

 

Рис. 5. Распределение спектральных групп астероидов, сближающихся с Землей: (а) – GDR3 (90 АСЗ); (б) – GDR3 + дополнение результатами спектрофотометрических наблюдений, полученными в обсерватории Пик Терскол (107 АСЗ).

 

Приведенная статистика, к сожалению, построена на небольшом наборе данных. Мы все же попытались построить некоторые статистические зависимости от параметров АСЗ. Сведения о диаметре, значении большой полуоси и перигелийном расстоянии брались из базы данных NASA (https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons/).

На рис. 6 показано, что относительная доля S-типов остается во всем интервале размеров (50–60% от числа выборки).

 

Рис. 6. Распределение АСЗ из базы GDR3 + дополнения по спектральным классам астероидов различных размеров (значения диаметров взяты из базы NASA). Легенда диаграмм: косая штриховка соответствует S-группе, горизонтальная штриховка – X-группе, вертикальная прерывистая штриховка – смешанной минералогии; темная заливка – C-группа, светлая заливка – малые группы. Внутри каждого сектора указано число астероидов, вошедших в распределение: (а) – распределение по спектральным группам АСЗ, чей диаметр более 5 км; (б) – распределение по спектральным группам АСЗ, чей диаметр от 3 до 5 км; (в) – распределение по спектральным группам АСЗ, чей диаметр от 3 до 1 км; (г) – распределение по спектральным группам АСЗ, чей диаметр менее 1 км.

 

Результаты хорошо согласуются с работой (Binzel и др., 2019), в которой представлена выборка из более 1000 АСЗ, включая марс-кроссеры. Как отмечают авторы работы, долевые распределения основных таксономических классов (60% S, 20% C, 20% другие) кажутся удивительно постоянными в интервале размеров порядка величины (от 10 км до 100 м), что составляет восемь порядков величины по массе.

На рис. 7 представлено распределение астероидов разных спектральных групп по большой полуоси и перигелийному расстоянию орбит. Интервалы значений большой полуоси рассматриваемых спектральных групп АСЗ перекрываются, причем распределение астероидов С-типа охватывает почти весь интервал значений большой полуоси. Максимум же числа астероидов S-типов смещен к внутреннему краю Главного пояса, что логично, так как данный тип предполагает высокотемпературную минералогию поверхностного вещества (см. рис. 7а). Обратим внимание на то, что, несмотря на численное преобладание в выборке АСЗ астероидов группы S, астероиды примитивных типов (С-группа) имеются и на очень малых перигелийных расстояниях (см. рис. 7б). Возможно, что наличие таких астероидов в этой зоне является фактором, позволяющим объяснить явление сублимационной активности астероидов примитивных типов, что подтверждается сериями работ (см., например, Busarev и др., 2022; 2023), в которых отмечена корреляция активности астероидов с прохождением перигелийной зоны.

 

Рис. 7. Распределение количества АСЗ данного спектрального класса: (а) – по большой полуоси; (б) – в зависимости от перигелийного расстояния.

 

ВЫВОДЫ

1. В результате анализа спектров отражения астероидов, полученных с КА Gaia, были определены их спектральные классы, причем около половины – 47 объектов – получили оценку спектрального класса впервые. Для астероидов, спектральные классы которых были определены ранее другими авторами (и занесены в базу JPL NASA), получено подтверждение или уточнение принадлежности к тому или иному классу.
2. Оценка принадлежности к спектральному классу делалась комбинированным методом: с помощью “спектрофотометрического коридора”, построенного по минимальным и максимальным значениям нормированной отражательной способности на каждой длине волны, по значению альбедо, спектральному градиенту, наличию выраженных полос поглощения. Использование в качестве одного из фильтров отбора “спектрофотометрического коридора” значительно ускоряет процесс оценивания спектрального класса. В случае неопределенного результата (если подходят несколько близких по своему химико-минералогическому составу классов) присуждались несколько классов.
3. Для последующего анализа все классы были разделены на несколько традиционных групп (С-группа, S-группа, X-группа, малые группы и группа смешанной минералогии). Такое деление позволяет делать общий анализ распределения преобладающего типа минералогии в данном случае астероидов, сближающихся с Землёй, не заостряя внимание на более тонких различиях внутри каждой группы, а также избегая спорных моментов принадлежности к схожим классам.
4. Статистика распределения спектральных групп данной выборки астероидов совпадает с результатами наземных наблюдений с большим количеством объектов (Binzel и др., 2019), а именно 60% – представители S-группы, 20% – C-группы, 20% – других групп.
5. Подобная статистика примерно сохраняется и при рассмотрении в определенных интервалах диаметров. Подобную закономерность также отмечали авторы работы (Binzel и др., 2019).
6. При анализе распределения спектральных групп по значениям большой полуоси и перигелийному расстоянию орбит астероидов отмечаем, что представители С-группы охватывают большой диапазон значений большой полуоси, а также присутствуют на достаточно малых перигелийных расстояниях. Косвенно это может служить подтверждением гипотезы, объясняющей сублимационно-пылевую активность астероидов примитивных типов (С-группы) кометоподобным механизмом.

Авторы (Щербина М.П., Шустов Б.М.) выражают благодарность Российскому научному фонду (грант № 22–12–00115) за поддержку этой работы.

About the authors

М. П. Щербина

Институт астрономии РАН (ИНАСАН); МГУ им. М.В. Ломоносова, Астрономический ин-т им. П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ)

Author for correspondence.
Email: mpshcherbina@inasan.ru
Russian Federation, Москва; Москва

Д. А. Ковалёва

Институт астрономии РАН (ИНАСАН)

Email: mpshcherbina@inasan.ru
Russian Federation, Москва

Б. М. Шустов

Институт астрономии РАН (ИНАСАН)

Email: mpshcherbina@inasan.ru
Russian Federation, Москва

References

Supplementary files