Исследование физических свойств астероидов-троянцев Юпитера по результатам многоцветной ПЗС фотометрии

Троянцы Юпитера представляют собой обособленную группу тел со средним значением большой полуоси 5.2 а.е., и выделяются малыми, по сравнению с астероидами внешней части главного пояса и группой Гильды, эксцентриситетами и более широким диапазоном значений наклонов орбит. В отличие от астероидов главного пояса для троянцев характерно более узкое и однородное распределение показателей цвета [Szabo et al., 2002], что является следствием того, что подавляющее большинство их принадлежит к D и P спектральным типам.
В настоящее время существуют 2 основные гипотезы происхождения троянских астероидов Юпитера. Первая [Marzari and Scholl 1998 a,b] предполагает реликтовость этой популяции астероидов, которые представляют собой захваченные на стадии экспоненциального роста массы прото-Юпитера, тела из зоны его питания. Во второй гипотезе [Morbidelli et al., 2005], исходя из миграции планет-гигантов от Солнца, предполагается захват тел, выброшенных при этом из внешней части Солнечной системы, на современные троянские орбиты.
Учитывая наличие противоположных взглядов на происхождение троянцев, предполагающих различные места их образования и, соответственно, генетическую связь с другими популяциями малых тел Солнечной системы, для полного понимания процессов генезиса этой группы малых тел важно опираться не только на численное моделирование орбитальной эволюции, но и учитывать их физические свойства.
В работе [Schaefer et al. 2010] авторы на основании измерения фазовых зависимостей 9 троянцев сделали вывод о том, что по свойствам поверхности троянцы отличаются от астероидов главного пояса. И такой это отличие, по их мнению, подтверждает гипотезу захвата из внешней части Солнечной системы.
Проведенные нами высокоточные измерения трех троянцев показали, что их фазовые кривые не отличаются от низколальбедных астероидов главного пояса, а вывод [Schaefer et al. 2010] ошибочный из-за неучета эффектов вращения.
Основная часть наблюдений троянцев (588) Ахилла, (884) Приама и (1143) Одиссея были выполнены на 0.7-м телескопе НИИ астрономии ХНУ, при наблюдениях Ахилла использовались также 1-м рефлектор Симеизской обсерватории, 1.5-м телескоп Майданкской обсерватории (Узбекистан) и 2-м рефлектор Обсерватори Рожен Болгарской АН. Измерены показатели цвета ( здесь и далее цифры идут в порядке следования номеров астероидов) B-V=0.70±0.03; 0.82±0.03; 0.74±0.03, V-R=0.43±0.03; 0.46±0.02; 0.48±0.02. Периоды вращения (в часах): 7.306±0.001; 6.8615±0.0005; 10.112±0.0005. Фазовые коэффициенты в различных фильтрах оказались одинаковыми, с точностью до ошибок измерений, и равными соответственно 0.045 ± 0.001; 0.040 ± 0.001; 0.044 ± 0.001 (для примера приведены значения для фильтра V).
Как видим, фазовые зависимости блеска троянцев, полученные в максимально возможном при наблюдениях с Земли диапазоне фазовых углов 0°.1 - 12°, имеют близкие наклоны линейных частей 0,043±0,003 во всех трёх фильтрах и показывают линейный рост блеска, вплоть до минимальных значений фазового угла. В то время как фазовые коэффициенты кентавров в 2 – 3 раза больше [Belskaya et al., 2008]. А для единственного измеренного астероида группы Гильды (190) Измена, относящегося к Р типу, фазовая кривая имеет такой же ход, с таким же фазовым коэффициентом и минимальной, на уровне ошибок измерений, амплитудой оппозиционного эффекта, как и для троянцев. Такое поведение блеска характерно для низкоальбедных астероидов главного пояса P и F типов, а не для ледяных тел транснептунового пояса и кентавров [Belskaya et al. 2005, Shevchenko et al. 1996, 2008] и согласуется с предположением о доминировании теневого механизма в формировании фазовой зависимости. Впервые, с достоверностью показанный нами линейный характер фазовой зависимости троянцев, приводит к переоценке альбедо этих астероидов в сторону его уменьшения, так как до этого их абсолютная звездная величина считалась с учетом оппозиционного эффекта.