小行星-紫金山天文台.PDF

第56卷第4期 天 文 学 报 Vol.56 No.4 2015年7月 ACTA ASTRONOMICA SINICA Jul., 2015 doi: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.04.004 小行星 的测光观测和建 模研究 李 彬12 赵海斌12 王 歆13 (1 中国科学院紫金山天文台南京210008) (2 中国科学院行星科学重点实验室南京210008) (3 中国科学院空间目标与碎片观测重点实验室南京210008) 摘要 2011年12月到2012年2月期间对小行星(26) Proserpina进行了时序测光观测, 获 得其自转的会合周期为 = (13107 0002) h. 结合历史测光数据, 采用光变曲线凸壳反 演方法对其自转状态和形状进行反演研究, 并提出采用Bootstrap方法对反演参数进行误 差估计. 测定出(26) Proserpina是一个逆转的小行星, 其极轴指向解为 = 908◦ 14◦ , = 531◦ 32◦ 和 = 2593◦ 22◦ , = 620◦ 20◦ ; 测定其自转的恒星周期 为 38 10− ) h; 并基于两个极轴解反演出互为镜像的凸壳形状模型. 关键词 小行星: 个别: (26) Proserpina, 方法: 观测, 方法: 数值 中图分类号: P185; 文献标识码: A 引言 概括来说, 小行星亮度的变化有3种原因: (1)小行星与地球和小行星与太阳间距离 的改变; (2)相位角(即从小行星看太阳和看地球两个方向间的角度)的改变; (3)小行星不 规则形状以及不均匀的表面反照率在自转时所引起亮度的改变 . 通常所说的小行星光变是指由于自转引起的光度变化, 其光变周期一般是数小时. 在这个期间内距离和相位角的改变都很小, 因此短周期的光度变化反映了小行星的不规 则形状或者表面不均匀的反照率. 小行星和地球在绕日公转过程中, 它们与太阳的几何 位置也会发生变化, 当运行到恰当位置时, 地面望远镜才能观测到它们, 形成可观测窗 口. 不同观测窗口获得的小行星光变曲线存在差异, 这种差异与小行星视界角 ( 自转轴 与视线方向夹角)的变化有关. 因此, 通过积累多个观测窗口的多条光变曲线数据可反演 − 计算出小行星的形状、自转轴指向及表面基本光学特征 . 历经A(Amplitude)方法、E(Epoch)方法、AM(Amplitude-Magnitude)方法等一系 − 列基于三轴椭球形状模型的反演方法后 , Kaasalainen和Torppa等人提出基于凸壳 2014-11-20收到原稿, 2015-01-21收到修改稿 ∗ 国家自然科学基金项目、紫金山天文台小行星基金会、澳门科学技术发展 基金项目(095/2013/A3) 资助 †binli@pmo.ac.cn 4 期 李 彬等: 小行星(26) Proserpina的测光观测和建模研究 343 模型的形状反演方法− . 凸壳模型比椭球模型更进一步模拟小行星的真实形状, 因 此该方法获得广泛的应用. 例如DAMIT(Database of Asteroid Models from Inversion