AcuA: Akari卫星中红外小行星巡天

( 本文是一篇很好玩的利用Akari红外卫星研究小行星的工作,不仅可以帮我们拓展一下小行星方面的知识;还可以帮我们意识到,在这种昂贵的空间天文项目中,挖掘数据,拓展项目本身科学目标是多么的重要 )

标题:AcuA: the AKARI/IRC Mid-infrared Asteroid Survey
作者:Fumihiko Usui, Daisuke Kuroda, Thomas G. Mueller, Sunao Hasegawa, Masateru Ishiguro, Takafumi Ootsubo, Daisuke Ishihara, Hirokazu Kataza, Satoshi Takita, Shinki Oyabu, Munetaka Ueno, Hideo Matsuhara, Takashi Onaka
论文索引:astro-ph:1106.1948
编辑供稿: 黄崧 (南京大学)

背景介绍:

小行星的基本物理性质是我们理解太阳系起源和演化的一个最主要的证据来源,这些广泛分布于太阳系的小天体作为太阳和太阳系形成过程的遗留保留了太阳星云的原始信息;小行星的组成,大小和空间分布反应了他们演化过程中的很多重要物理过程,包括了碰撞,质量剥离等等。。其中以小行星的大小和反照率 (Albedo) 最为直接和重要:如果有了比较精确测定的小行星质量和大小,就可以估计小行星整体的平均密度,可以从宏观的角度了解小行星的组成和内部结构;而小行星的质量和大小的分布也是了解太阳系演化的重要信息;通过反照率的测量还可以对小行星的主要组成元素做矿物学角度的分析。

现代的小行星研究早就脱离了当年个别发现的时代,几乎所有的巡天都会试图去寻找小行星,更是有一些专门针对小行星,尤其是近地天体的巡天工作;比如2MASS巡天就有 2MASS Asteroid Catalog,包含了1000多颗小行星;Subaru Main Belt Asteroid Survey (Subaru主带小行星巡天) 包含了1838颗小行星的资料;SDSS Moving Objects Catalog 中,更是有大约88,000颗小行星的测光和颜色信息;在Kitt Peak 天文台的 4m-Mayall 望远镜上进行的 Sub-Kilometer Asteroid Diameter Survey 还提供了 1087 颗小行星的大小分布;但是,这些巡天主要都是在光学和近红外波段进行的,如果想要做到从测光数据独立的同时测量小行星的大小和反照率,还需要中红外观测数据的帮助,这也正是本文的目的。

Akari卫星概貌:

Akari,也叫ASTRO-F,是日本和欧洲以及韩国空间机构合作的的一颗“全职”红外天文卫星,于2006年2月发射升空;这架望远镜主要由1架液氦制冷的68cm望远镜 (见下图) 和两架红外设备:IRC (红外照相机)和FIS (远红外巡天设备) 组成,分别工作在 2-26微米和50-180微米。望远镜的主要工作任务是进行红外巡天,而且是6波段的全天巡天,项目进行的比较顺利,到2007年冷却用液氦耗尽为止,Akari卫星已经对96%的全天观测了至少两次,生成了包含大量天体的源表,本文主要使用的是 S9W (6.7–11.6 μm) 和 L18W (13.9–25.6 μm) 两个波段的数据。


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Fig.1: Akari卫星使用的望远镜

红外波段研究小行星有什么重要性:

如前所述,中红外波段的观测对小行星研究有着特殊的重要性,但是这个波段几乎只能依靠空间卫星的观测。早在80年代,第一颗红外巡天卫星IRAS在其全天巡天 (4波段,96%全天) 就进行了小行星方面的研究,得到了2000多颗小行星的大小和反照率分布;1996年升空的 Midcourse Space Experiment (MSX),也在其对 10% 全天的4波段巡天中得到了200多颗小行星的反照率和大小估计;同时期的 Infrared Space Observatory (ISO) 也对小行星做了研究;不过这些工作加起来,也只得到了0.5%的有明确轨道信息的小行星的大小和反照率。相比于前面的工作,Akari在观测的灵敏度和空间分辨率上显然都更胜一筹 (在本文使用的两个波段上的 5-sigma 探测极限分别是50-90 mJy; 空间分辨率为每pixel 10″)。

本文工作:

本文的工作主要可以分成从Akari观测中选择小行星和利用Akari数据根据模型计算大小和反照率两个部分,下面我们分别简述一下:

如何从Akari源表中选择小行星候选:

和大多数地面小行星发现的观测不同,Akari观测没有那么好的时间分辨率,也不能确认小行星的轨道信心,因此必须依赖和已知轨道小行星样本的交叉;但首先第一个任务是,选择出可能的候选:Akari卫星观测到的所有图象首先被用来进行点源识别,因为所有的巡天区域都被覆盖了至少两次,因此同一个天体需要多次观测的位置确认才能被正式的选择为点源,进入Akari All-Sky-Survey的PSC (Point-Source Catalog),正因为如此,绝大部分的太阳系小天体都会在两次观测间发生位移,因而不能被成功的选择为点源,因此,所有的小行星候选筛选都在前面步骤“扔掉”的Residual Events,结合所有已知轨道信息的小行星在某次观测时刻处的位置信息进行交叉,可以从这些Events里面筛选出可能是小行星的天体。Residual Events的数量很大,但其中很多可能不是有效的探测,而有些可能是小行星,但目前还未知轨道信息,值得一提的是,这些轨道信息全部来自Lowell天文台提供的小行星数据,而且,预测小行星轨道位置也不是一个很容易的事情,因为这些小天体的轨道多数情况下不能简单的看成二体问题,必须考虑到大行星的摄动影响,因而在实际操作中也是通过N体数值计算实现的;而且在交叉过程中,还需要考虑到给出的位置精度,Akari卫星的天体测量精度和探测点源在不同波段的半宽 (PSF的FWHM的一半) 等因素。

如何估计小行星的大小和反照率:

在得到了小行星的确认后,也不能马上来用来估计物理信息;Akari的点源测光流量校准是利用K或者M型巨星进行的,这些恒星的SED和小行星有明显的差别,加之考虑到小行星的连续谱也不能简单的考虑为一个完美的黑体或者灰体谱,因而首先要进行经验的 Color Correction,这个校准是根据实际观测到的流量和小行星轨道的日心距离得到的。而且,到这个步骤为止,所有的选择标准中都没有涉及观测的流量水平,因此,还需要更具一定的标准把那些过暗的,可疑的探测过滤到,剩下来的,就可以用来计算大小和反照率了。


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Fig.2: 上图,Akari两个宽带观测波段的滤光片相应曲线;下图,STM中给出的两颗不同的小行星的SED模型。

通过这些颜色改正后的小行星两波段测量,与模型结合,就可以进行辐射计量学的估计了;本文使用的模型是改良过的 Standard Thermal Model (STM; Lebofsky et al. 1986)。在这个模型中,小行星被考虑为一个不旋转的球型结构,且与吸收的太阳辐射处于即时的热平衡状态。关于模型的具体信息请大家参考文章,但这里稍微说明一下的是反照率的概念,在天文学中,主要使用的反照率是Bond反照率和几何反照率的概念,Bond反照率考虑的就是天体全部被照明面反射的电磁辐射与入射的辐射之比,而几何反照率考虑了观测者和光源位置的影响,指的是当入射光源位于观测者正后方时的反照率,对于同一天体,这两个测量值可以显著的不同。


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Fig.3: Akari观测到的小行星的位置分布,图中由内至外三个椭圆轨道分别对应地球,火星和木星;橙色,绿色和蓝色的标记对应于主带小行星,近地小行星和Trojan群小行星。

主要结果:

下面简要的总结一下本文得到的主要结果:

1. 得到了包含有 5120 颗小行星的 Asteroid Catalog Using Akari (AcuA),其中包含了4,953 主带小行星, 58 近地小行星, and 109 木星Trojan群小行星。
2. 得到了这些小行星的大小和反照率(几何反照率)的分布 (下图4.),这个分布上一个非常显著的特征就是反照率整体分布呈现双态的趋势;同时,对于大小小于 5km 的小行星,尽管数据很少,但似乎还是看出一个大小越小,反照率越高的相关趋势。
3. 和以前的观测结果对比,发现了一些差别,但有理由相信Akari提供的观测更加可靠,比如对于 1 Ceres (谷神星) 的大小测量,Akari给出的值比IRAS给出的值高了很多,但和HST的观测符合的很好。


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Fig.4 探测到的小行星的大小与反照率的分布,其中红色的点代表的是有超过2次Akari观测的小行星。


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Fig.5: 探测到的小行星的轨道日心距与大小的关系,这种趋势代表了本文工作的小行星大小探测极限,可以看到大小小于5km的小行星只能在地球附近被探测到。

延伸阅读:

  • 1. Akari卫星主页
  • 2. Lowell 天文台提供的小行星基本信息数据库 (ftp链接)
  • 3. 从Lowell 测光数据中得到的小行星物理性质介绍 (PDF报告文件)
  • 4. Robert Johnston主页上关于IRAS巡天中给出的小行星反照率,轨道参数分布的信息
  • 5. Wikipedia上给出的小行星基本物理参数测量的文章 (有很多参考文献)
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    2 Replies to “AcuA: Akari卫星中红外小行星巡天”

      • Song Huang

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        问题问的很好嘛,其实文中那个说法是理论上的,现实中更多的是通过大小的估计,然后假定一个平均密度来估计质量,不过还是有办法“直接”估计小行星质量的,但多数是那些个头大的小行星,主要的方法都是天体力学的方式,1 利用火星对小行星轨道的扰动 (这个是利用火星探测器进行的,从Viking才开始用),2 利用小行星轨道交汇产生的扰动 (这个是经典方法,但是必须依赖于近距离交汇,而且需要实现知道或者假定其中一个小行星的质量),3 利用有卫星的小行星的卫星轨道来定 (这个主要是伽利略飞船之后的事情了),4 最近还多了一种,就是利用宇宙飞船和小行星交汇时侯产生的轨道扰动来计算 (这个是NEAR之后的事情了)

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