천문학

스텔라 오컬 레이션을 통한 오무 아무 아의 모양 결정

스텔라 오컬 레이션을 통한 오무 아무 아의 모양 결정


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

내가 아는 한, 'Oumuamua의 정확한 모양과 크기에 대한 우리의 현재 지식은 빛 곡선의 분석과 균일 한 알베도를 갖는다는 가정에 기반합니다.

ʻOumuamua는 매우 어둡고 너무 작아서 가장 큰 망원경으로도 빛의 포인트보다 훨씬 더 많은 것으로 해석 할 수 없습니다. 하지만 울티마 툴레도 마찬가지고 우리는 그것으로 인한 별의 오컬트를 관찰함으로써 그 크기와 모양에 대해 정말 좋은 아이디어를 얻었습니다.

ʻOumuamua가 실제로 어떤 모양인지 더 잘 이해하기 위해 동일한 기술을 사용할 수 있습니까? 아니면 쌍곡선 궤도가 이런 종류의 관측을 비현실적으로 만들까요? 그러한 관찰을 수행하려는 시도가 있었습니까?


별의 오컬트를 관찰하는 것은 별 앞을 지나가는 물체에 달려 있습니다.

내부 태양계에서 짧은 시간 동안, ʻOumuamua는 (지구의 관점에서) 별 앞을 지나지 않았습니다. 지금은 토성의 궤도를 벗어났습니다. 2018 년 1 월경 허블에게는 너무 어두워졌습니다. 별에 대한 예측 오컬 레이션은 없습니다 (그리고 그 궤도는 중력이없고 잘 이해되지 않은 가속도 관측을 감안할 때 예측할만큼 충분히 결정되지 않았습니다). 발생했던 모든 오컬트는 아주 짧은 시간 동안 만 일어나고 지구의 매우 좁은 띠에서만 볼 수 있습니다. 우리는 지구에 100m마다 큰 망원경을 설치할 수 없으며 0.5 초 동안 더 어두워 질 수있는 모든 (매우 어두워 진) 별들을 지속적으로 관찰 할 수 없습니다.

대조적으로, Ultima Thule은 잘 알려진 궤도를 가진 훨씬 더 큰 물체이며, 합리적으로 밝은 별의 오컬 레이션이 발생하는 정확한시기와 장소를 예측할 수 있으며 예측되는 좁은 스트립에 관측소를 설치할 수 있습니다. .

그래서 신비 술이 우리에게 그 모양에 대해 말해 줄 수 있었지만 아무 일도 일어나지 않았고 예상되는 것도 없습니다.


세네갈의 소행성 울티마 툴레에 의한 별의 신비화 & # 8211 아프리카 천문학 발전의 기회

8 월 3 일부터 4 일까지 미국, 세네갈, 프랑스 과학자들은 2019 년 1 월 1 일에 뉴 호라이즌 스 우주선 (NASA)이이 물체를 비행하기 전에 MU69에 의한 새로운 별의 신비를 관찰하기 위해 세네갈에서 만날 것입니다. 이 관찰 캠페인은 과학 문화를 홍보하고 일반 대중의 과학 및 연구원을 전 세계 천문학 행사에 참여시킬 수있는 기회입니다.

2006 년 1 월 19 일에 성공적으로 발사 된 후 2015 년에 명왕성과 달의 전례없는 이미지를 제공 한 뉴 호라이즌 우주선 (NASA)은 태양계의 가장자리까지 계속 여행합니다. 이 탐사선은 2019 년 1 월 소행성 2014 MU69 (Ultima Thulé)의 비행을 할 것입니다. 이 물체는 지구에서 60 억 킬로미터 떨어져 있습니다 (지구-태양 거리의 40 배 이상).

2017 년 6 월 3 일, 두 NASA 팀은 지구와 먼 별 사이의 소행성 통과를 이용하여 별의 오컬 레이션이라고하는 현상을 자세히 알아 냈습니다. 이 신비로운 현상은 아르헨티나와 남아프리카에서 볼 수있었습니다. 이러한 관찰은 천체가 길쭉한 모양을 가지고 있거나 서로 주위를 회전하는 두 개의 물체로 구성 될 수 있음을 시사합니다. 8 월 3 ~ 4 일 밤, MU69에 의한 새로운 별의 오컬트가 발생하고 서 아프리카와 남아메리카 (콜롬비아) 일부에서 볼 수 있습니다. NASA는 이번에 세네갈 (및 콜롬비아)을 선택하여 내년 1 월에이 물체에 대한 추가 정보를 수집 할 기회를 잡았습니다. 세네갈 공화국의 대통령 인 Macky Sall은이 사명을 승인했으며 세네갈에서이 활동의 ​​조직과 조정을 고등 교육 연구 혁신 부에 위임했습니다.

세네갈의 관찰자 팀은 미국, 세네갈 및 프랑스 연구원으로 구성되며 3 개 그룹으로 Thiès, Diourbel 및 Louga 사이의 21 개 지역에 분산되어 서로 다른 지점에서 오컬 레이션 기간을 측정하고 소행성의 모양을 결정합니다. 관찰자 팀은 세네갈 대학 및 연구 기관 (ISRA, CSE, ANACIM 및 ANAT 포함) 및 세네갈 천문학 촉진 협회 (ASPA)의 과학자들과 긴밀히 협력하여 작업 할 것입니다. 8 명의 프랑스 관측통은 파리 천문대, 미디 피레 천문대 (CNRS 및 IRD), Aix-Marseille University, Cité des Sciences and Industry 출신입니다. 이 임무에 대한 그들의 참여는 프랑스 국립 우주 연구 센터 (CNES)와 브루노 시카 르디가 이끄는 ERC (유럽 연구위원회) 프로젝트 & # 8220Lucky Star & # 8221의 지원을받습니다.

이 행사는 최근 아프리카 행성 및 우주 과학 이니셔티브, 세네갈 천문학 진흥 협회 (ASPA)가 세네갈에서 조직 한 수십 년간의 공개 행사, 기존 정부 및 민간 기관과 같은 최근 아프리카 천문학 개발 노력과 일치합니다. 이 나라에 천문대를 건설하는 프로젝트.

7 월 27 일 월식 관측에 관한 과학 애니메이션과 Khaly Amar Fall & # 8211 University Cheikh Anta Diop (Dakar)에서 NASA 및 프랑스 천문학 자와의 회의를 포함하여이 행사에 여러 공개 활동이 조직 될 것입니다. 7 월 30 일. 이 행사는 세네갈의 고등 교육, 연구 및 혁신 부, 세네갈의 프랑스 대사관, 개발 연구소, 세네갈의 미국 대사관 및 프랑스의 Uranoscope의 지원으로 조직됩니다. 이 행사는 우주 분야의 새로운 프로젝트, 세네갈의 경제 및 과학 발전에 유용한 프로젝트, 그리고 더 광범위하게 아프리카에 대한 프로젝트를 추구하고 시작하기 위해 미국 및 프랑스 연구 센터와 새로운 협력 관계를 구축 할 수있는 기회가 될 것입니다.


원시 태양계 개체 : 소행성과 혜성

II.B.2 오컬 레이션 직경

우주 탐사선이없는 소행성의 직경을 측정하는 가장 정확한 방법 중 하나는 소행성이 지구에서 볼 때 별 앞을 지나갈 때 발생하는 별의 오컬 레이션을 관찰하는 것입니다. 본질적으로 관찰자들은 별에 의해 지구에 드리 워진 소행성의 "그림자"를 매핑하고 있습니다. 관측자 네트워크는 별이 지구상의 여러 위치에서 "윙윙 거리는"시간을 기록하며이 데이터를 통해 소행성 그림자의 공간을 재구성 할 수 있습니다.

소행성의 항성 점유는 매우 흔하지 만 많은 문제로 인해 관측 가능성이 제한됩니다. 첫째, 모든 소행성의 각 지름이 매우 작기 때문에 별의 그림자가 지구 표면에 투영 된대로 횡단하는 경로도 작습니다. 큰 소행성의 경우에도 경로는 폭이 수백 킬로미터에 불과합니다. 관측자와 망원경은 신비 술의 경로를 가로 질러 배치되어야합니다. 그러나 그림자가 어디로 떨어지는 지 예측하는 것은 어렵습니다. 소행성 궤도에는 항상 작은 오류가 있습니다. 이러한 오류는 천체 적으로는 사소하지만 예상되는 점유 경로에서 수백 킬로미터에 달할 수 있습니다. 오류는 신비 술 전 며칠 동안의 관측으로 줄일 수 있지만 결과적으로 경로 예측은 사건 발생 전 수백 킬로미터 또는 몇 시간 전에 변경 될 수 있습니다. 엄폐 경로를 잘 커버하면 소행성의 직경과 투영 된 모양을 모두 몇 퍼센트의 정확도로 결정할 수 있습니다. 이러한 관측의 대부분은 International Occultation and Timing Association (http://www.anomalies.com/iotaweb/)의 후원하에 아마추어 천문학자가 수행했습니다. 이 오컬 테이션 직경은 열 물리학 모델에 대한 "근거"테스트이기 때문에 이것은 매우 귀중한 작업입니다. 훨씬 더 큰 IRAS 및 열 관측 데이터 세트에 적용 할 수있는 모델의 정확도를 개선하는 것은 소행성 모양, 밀도 및 내부 구조를 이해하는 데 중요합니다.


IOTA를 통한 시민 과학

신비주의는 아마추어 천문학자가 목격 할 수있는 가장 놀라운 광경 중 하나입니다. 일식과 같은 오컬 레이션은 한 천체가 다른 천체 앞에서 통과하여 하나 또는 두 물체를 연구 할 수있는 기회를 포함합니다. 이 과정은 하나 또는 두 물체의 본질을 연구 할 수있는 기회를 만들고 전문 및 아마추어 천문학 자에게 지속적인 연구를위한 흥미로운 기회를 제공합니다.

당신은 달, 별, 소행성, 해왕성 천체 (TNO), 행성의 연구뿐만 아니라 관측 장비와 관측을 지원하는 데 사용되는 소프트웨어의 분석 및 개발에 대한 환영 공헌을위한 오컬트 작업에서 수많은 기회를 갖게됩니다.

다음은 아마추어 천문학 자 관찰에서 얻은 시민 과학의 성공 사례입니다.

잠재적으로 위험한 소행성에 의한 오컬 레이션은 천체력을 업데이트하고 궤도를 모니터링하는 데 사용되는 데이터를 제공합니다. 최근의 예는 현재 지구와 가까운 통로에서 소행성 (99942) 아포피스의 잠복을 관찰하는 캠페인입니다. Apophis는 작지만 2029 년과 2036 년에 지구에 매우 가깝게 지나갈 것이며 2068 년에 매우 작은 영향을 미칠 가능성이있는 것으로 간주 되었기 때문에 중요합니다.

2021 년 3 월 7 일 (99942) Apophis에 의한 변수 NY Hydrae의 잠복은이 작은 소행성이 예측하고 관찰 한 최초의 잠복이었습니다. 30 명이 넘는 많은 수의 관찰자가 예측 된 트랙에 분산되어 17 개 위치에서 관찰되었습니다. 타원이 데이터에 맞는 이미지에 표시된 것처럼 이러한 스테이션 중 3 개는 경로 내에 있고 이벤트를 캡처했습니다. 결과 궤도 업데이트는 3 월과 4 월 초에 추가 이벤트에 대한 예측을 생성하는 데 사용되었습니다. 총 16 개의 관측소에서 4 개의 추가 성공적인 관측이 이루어졌으며, 3 월 22 일에 1 건, 4 월 4 일에 3 건이 관측되었습니다.

여러 언론 기관에서 Apophis 사건에 대한 기사를 게시했습니다. 여기에 게시 된 2021 년 4 월 ESA NEO 뉴스 레터에는 3 월 7 일 관찰에 대한 멋진 단락이 있습니다. Apophis는 더 이상 레이더로 관측 할 수 없으며, 2021 년 5 월 말에는 사건이 매우 짧은 기간 동안 대부분의 관측자가 사용하는 장비로 실행하기에는 너무 멀어 질 것입니다. 레이더 및 오컬트 데이터의 업데이트로 인해 더 이상 금세기에 지구 영향에 대한 위협이되지 않는다는 결론이 내려졌습니다.

Apophis의 오컬트 관찰 노력에 대한 추가 정보는 캠페인에 게시됩니다.

오컬 레이션은 소행성 위성과 항성 동반자의 존재를 감지 할 수 있습니다. 신비 술에서 소행성 동반자를 감지하는 것은 상대적으로 드물기 때문에 항상 흥미 롭습니다. 달의 오컬트가 더 빈번하기 때문에 별의 동반자의 존재는 소행성보다 달의 오컬트에서 더 자주 발견됩니다.

소행성 동반자의 신비 술 발견의 예는 트로이 목마 (911) 아감 메논 (Agammenon)으로, 관측자 스티브 코나드가 두 개의 신비 술을 기록했습니다.

관찰 된 다른 주목할만한 바이너리 개체로는 (90) Antiope가 있으며, 2011 년 7 월 19 일에 오컬트에서 관찰 된 프로필이이 웹 사이트의 홈페이지에 게재되었습니다. 알려진 동반자 인 (31450) Stevepreston과 함께 소행성을 관찰 할 수있는 아주 좋은 기회가 2026 년 6 월 29 일에 다가오고 있습니다.이 소행성은 호주의 오컬트 관찰자 인 John Broughton이 발견했으며 현재 IOTA 대통령 인 Steve Preston의 이름을 따서 명명되었습니다. Steve는 자신이 예상되는 비밀 경로 근처에 콜로라도에 재산이 있다고 지적합니다. 이 이벤트에 대한 자세한 내용은 [예측 웹 사이트]에서 확인할 수 있으며 이벤트 날짜가 다가 오면

예측 된 이벤트 경로에서 단일 이벤트에 대한 여러 관찰자가 조정 한 관찰은 소행성의 크기 및 모양 정보를 제공합니다. 소행성 모양에 대한 다른 데이터가 없으면 관측 시점의 소행성 윤곽선을 제공합니다. 2021 년 3 월 7 일의 아포피스 오컬트가 그 예입니다.

그러나 광 곡선 분석에서 형상에 대한 이전 결정이있는 경우 occultation 결과는 해당 모델을 구체화 할 수 있습니다. 형상 모델 분석이 향상됨에 따라 이에 대한 여러 예를 사용할 수 있습니다. 다음은 전체 윤곽을 추적하는 방식으로 오컬트를 관찰하기 위해 신중하게 계획하고 조정 한 결과를 보여주는 아카이브에서 선택한 두 개와 몇 가지 관찰에서 불규칙적으로 드러나는 작은 소행성에 대한보다 일반적인 결과 인 Agenor에 대한 것입니다. 모양의 개체는 모델과 잘 일치하지 않습니다.

오컬 레이션은 또한 다른 행성을 공전하는 행성이나 위성에 의해 관측됩니다. 2020 년 9 월 21 일에 천왕성을 공전하는 큰 달인 움 브리 엘에 의한 UCAC4 522-004081 별의 오컬트는 25 개 관측소에서 29 명이 관찰했습니다. 관찰자 중 한 명인 J. Bardecker는 여기에서 볼 수있는 이벤트의 YouTube 동영상을 준비했습니다.

달 가장자리 특징에 대한 향상된 지식을 제공하고, 천체력 오류에 대한 수정을 결정하고, 항성 위치에 대한 지식을 다듬는 것과 같이, 오컬트 관측이 과학적 조사에 도움이되는 다른 방법이 있습니다. 오컬 레이션 관찰의 결과는 이러한 관찰을 수행하는 데 사용되는 장비와 소프트웨어를 개선하는 데 사용될 수도 있습니다.

직접 관찰하는 데 관심이 있거나 관찰 캠페인에 참여하고 싶은 경우 수행 할 작업에 대한 몇 가지 제안 사항이 있습니다.

  • 망원경
  • 컴퓨터. 오컬트 작업에 사용되는 대부분의 소프트웨어가 Windows 기반이므로 Windows 랩톱이 현재 최상의 옵션입니다.
  • 망원경 용 카메라
  • 정확한 시간 소스 (UTC)는 오늘날 대부분 GPS 수신기에서 제공됩니다.
  • GPS에서도 사용할 수있는 정확한 측지 위치 소스이지만 다른 옵션은 Google 어스 프로 및 지형지도입니다.

이 예는 소형 Windows 컴퓨터, iView 스틱, IOTA VTI (Video Time Inserter) 및 Watec 카메라로 관찰 할 준비가 된 12 & # 8243 Dobsonian을 보여줍니다. 카메라 AVI 비디오 파일은 VTI에 의해 타임 스탬프가 찍히고 컴퓨터로 캡처되기 전에 디지털화됩니다.

컴퓨터 설정을 자세히 살펴 봅니다. 모니터 디스플레이는 비디오 캡처 도구 인 IOTA Video Capture에서 가져온 것입니다. 스틱의 오른쪽에있는 패드는 마우스와 키보드이고 컴퓨터의 배터리는 왼쪽에있는 뒤쪽 물체입니다.

유용한 데이터를 제공하기 위해 대구경 망원경이 필요하지 않으며 망원경이 비싸거나 정교 할 필요도 없습니다. 쌍안경의 절반으로 제작 된 간단한 50mm 굴절 망원경 인 Mighty Mini는 별의 오컬 레이션에 대한 좋은 데이터를 9 등급까지 제공 할 수 있습니다. 원한다면 3D 프린터와 오래된 쌍안경을 사용하여 나만의 Mighty Mini를 만들 수 있습니다.

alt-az 마운트의 120mm 굴절 장치를 사용하여 12.5 크기의 오컬트를 관찰 할 수 있습니다. 소형 망원경은 망원경을 사건이 예상되는 위치로 이동할 때 매우 필요한 휴대 성의 이점을 제공합니다.

이 IOTA 웹 사이트에는 관찰, 카메라, 소프트웨어 및 기타 리소스를 찾을 수있는 위치에 대한 자세한 정보가 있습니다.

오컬 레이션이 무엇인지 관찰하는 방법에 대한 기본 정보는 오컬 레이션 섹션에 나와 있으며, 더 자세한 정보는 관찰 섹션에 있습니다. 또한 여기에서 다운로드 할 수있는 occultation primer가 있습니다.

컴퓨터를 사용하여 녹화하는 방법은 여기에 설명되어 있으며, 자동 캡처를위한 Windows 10 컴퓨터 준비에 대한 자세한 설명은 여기에서 다운로드 할 수 있습니다.

여기에서는 오컬 레이션 기록을위한 아날로그 카메라에 대한 논의가 여기에 설명되어 있으며 여기에는이를 얻을 수있는 위치에 대한 정보가 포함됩니다.

관찰 키트의 매우 중요한 부분은 시간과 위치의 출처입니다. 각 프레임에 GPS 시간과이를 얻을 수있는 위치에 주석을 추가하는 비디오 시간 삽입 기의 사용이 여기에 설명되어 있습니다.

여기에 무료로 배포되는 Journal of Occultation Astronomy는 과거의 노력, 장비 개발 및 기타 주제를 자세히 설명하는 기사에 대한 좋은 리소스입니다.

관찰자뿐만 아니라 조언과 도움을 제공하는 많은 다른 사람들이 이용할 수있는 풍부한 정보가 있습니다. IOTA 멤버십 또는 전문 자격 증명은 필요하지 않습니다. 온라인 토론 그룹 또는 포럼에 참여하는 것이 좋습니다. 2 개의 링크가 여기에 제공됩니다.

이 페이지가 흥미롭고 유익하기를 바랍니다. 의견을 남기고 싶다면 연락처 페이지를 통해 경찰관에게 이메일을 보낼 수 있습니다.


요약

2012 년 1 월 19 일, 미국 북동부의 관측자들은 Jupiter–Trojan (911) Agamemnon에 의한 8.0-mag HIP 41337 별의 오컬 레이션을 관찰했습니다. 여기에는 36cm 망원경으로 녹화 된 비디오 1 개가 포함되어 있습니다. 하늘 평면에 투영 된 소행성 중심에서 278 ± 5km (0.0931 ″) 떨어진 약 5km (대부분 3-10km)의 위성 때문일 가능성이 큽니다. 이 정도로 작고 소행성에 가까운 위성은 2003 년에 기록 된 Agamemnon의 VLT 적응 광학 관측에서 확인할 수 없습니다. Agamemnon의 윤곽은 크기가 190.6 ± 0.9km x 143.8 ± 1.5km 인 타원으로 잘 맞습니다. HIP 41337의 각도 직경은 0.5 ± 0.1 밀리 아크 초로 밝혀졌습니다. (624) Hektor 이후, 이것은 작은 위성을 소유 한 것으로 알려진 두 번째 목성 트로이 목마 소행성 일 수 있습니다.


10 월 5 일 트리톤의 스텔라 오컬트.

글쎄,이 일이 일어나기 일주일 전 일기 예보는 목요일에 맑은 하늘과 함께 완전히 흐린 주를 보여주었습니다! 예측이 바뀌지 않기를 바라면서 긴장감이 넘쳤습니다. 놀랍게도 믿기지 않습니다.

가능한 한 많은 빛을 얻기 위해 16 인치를 꺼 냈습니다. 또한 610 longpass 필터를 다음과 같이 사용했습니다.

1) 더 나은 시야 (제트 스트림은

2) 훨씬 낮은 하늘 배경 (보름달 등)

3) 해왕성은 IR에서 훨씬 더 어둡기 때문에 해왕성과 트리톤 간의 차이가 훨씬 작습니다.

마지막 요점은 해왕성을 포화시키지 않고 훨씬 더 높은 이득을 사용할 수 있음을 의미했으며, 이는 id가 필터링되지 않은 상태에서 사용하는 경우보다 읽기 노이즈가 더 적습니다.

내 DSO 설정-ASI1600MM_C, 0.73x 감속기 / 교정기로 자동 안내를 사용했습니다. 0.7 "/ 픽셀 정도입니다.

4fps (250ms 노출)로 실행하고 모든 프레임에 타임 스탬프를 찍었을 때 처음으로 SER를 사용했습니다. 랩톱과 시간을 동기화했습니다. 0.3 초 ​​빠르다고보고되어 실제로 아래 그래프에서 허용하는 것을 잊었습니다.

신비화 50 분 전 프레임, 약간 선명하게 (Neptune & amp Triton / 별 쌍 모두 왼쪽 상단) :

그리고 측광. 이것은 일부 이상 값과 필터링 된 중앙값 (포인트 당 9 개 샘플)을 포함하는 원시입니다.

나는 이것에 기뻐한다고 말해야한다. SER 플레이어, virtualdub, Registax, IRIS 및 Excel을 사용한 분석조차도 매우 간단했습니다.

아직 분석하지 않았지만 입 / 출력 모두 약 10-15 초가 걸립니다.

편집 됨 happylimpet, 2017 년 10 월 11 일-오전 09:42.

# 2 코카 타 맨

나는 아직 이것을 많이 흡수하지는 않았지만 노력에 감사드립니다!

나는 그것이 여기 아래에서 일어나지 않는다는 것을 알았지 만 Stellarium을 사용하여 시간을 거슬러 올라가면 Triton에서 여기 아래로 상당한 거리를 통과했음을 나타내는 것 같습니다. 나는 그날 밤 내가 선택한 다소 작은 FOV에서도이 별을 볼 수 없었다.

# 3 브렛 월러

좋은 작품입니다. 나는 여기에 흐려져서 다른 사람들이 좋은 데이터를 얻을 수 있다는 것을 알게되어 기쁩니다.

원시 측광 법을 살펴보면 일반적인 노이즈가 있고 배경에 기준 별이 있음을 알 수 있습니다. 관심이 있으시면 Neptune에서했던 것과 유사한 MPO Canopus의 기준선으로 차동 측광을 실행할 수 있습니다. 관심이 있으시면 오프라인으로 저에게 연락하시면 더 자세히 논의 할 수 있습니다.

훌륭한 데이터에 다시 한 번 축하드립니다!

# 4 TonyStar

잘 했어! (원시) 데이터에 관심이있는 전문가가 있습니까? 그렇지 않으면 트리톤 대기 모델을 측광 곡선에 맞춰 볼 수 있습니다.

편집 : TonyStar, 2017 년 10 월 10 일-오후 07:21.

# 5 플래닛 헌터 80

놀랄 만한. 게시 해주셔서 진심으로 감사드립니다.

# 6 해피 림펫

새긴 ​​금,

좋은 작품입니다. 나는 여기에 흐려져서 다른 사람들이 좋은 데이터를 얻을 수 있다는 것을 알게되어 기쁩니다.

원시 측광 법을 살펴보면 일반적인 노이즈가 있고 배경에 기준 별이 있음을 알 수 있습니다. 관심이 있으시면 Neptune에서 수행 한 것과 유사한 MPO Canopus의 기준선으로이를 사용하여 차동 측광을 실행할 수 있습니다. 관심이 있으시면 오프라인으로 저에게 연락하시면 더 자세히 논의 할 수 있습니다.

훌륭한 데이터에 다시 한 번 축하드립니다!

브렛

물론, 당신이 얻는 것을보고 기뻐할 것입니다. 내가 똑같이 할 수 없었을 이유가 없어서 훨씬 더 큰 중간 파일을 의미했을 것입니다. 그러나 별의 psf가 오컬트 된 별의 psf와 더 잘 일치하므로 다른 한편으로 변동을 보는 것에 의해 영향을 덜 받기 때문에 약간 더 잘 작동 할 수 있으므로 변동이 다를 수 있습니다. 원시 데이터는 11GB SER 파일이지만 압축 할 수 있지만 타임 스탬프 프레임을 추출 할 수도 있습니다 (제 생각에). 무엇이 가장 좋을까요?

잘 했어! (원시) 데이터에 관심이있는 전문가가 있습니까? 그렇지 않으면 트리톤 대기 모델을 측광 곡선에 맞춰 볼 수 있습니다.

이 페이지에 대한 링크를 내가 온라인에서 찾은 몇 명의 연락처에 전달했습니다. 다른 사람들이 모델 피팅을 할 수있게되어 기쁩니다.


4. 2017 년 6 월 3 일 이벤트

이 사건은 새로운 현장 시스템에 대한 첫 번째 시도 였고 우리가 Arrokoth에 대해 상대적으로 낮은 궤도 제약을 가졌기 때문에 가장 어려웠습니다. 초기의 대략적인 예측은 우리가 남미와 남부 아프리카에서이 사건을 관찰 할 수 있음을 나타냅니다. 예상 위치는 이벤트가 발생하기 몇 달 동안 크게 바뀌 었습니다. 그러나 처음부터 전체 계획에는 유용한 데이터를 얻을 수있는 기회를 개선하기 위해 두 대륙간에 리소스를 분할하는 것이 포함되었습니다. 그림 1은 최종 예측의 글로벌 뷰를 보여줍니다. 예상 불확실성이 SOFIA 비행을 고려하기에 너무 높았 기 때문에 우리는 지상국으로 배치를 제한했습니다.

그림 1. 2017 년 6 월 3 일 오컬트 예측의 글로벌 뷰. 그림은 지구 중심에서 가장 가까운 접근 시점에 Arrokoth에서 본 지구를 보여줍니다. 태양은 회색 음영 지역에서 수평선 아래에 있습니다. 점선은 태양 고도 -12 °를 나타냅니다. 실선은 지름이 30km 인 물체에 대한 축척으로 그려진 너비가있는 예상 지상 트랙을 나타냅니다. 화살촉은 움직임의 방향을 나타내며 눈금은 03:07부터 03:17 UT까지 1 분 간격으로 표시됩니다. 그림자 속도는 20.0 km s -1입니다. 66 % 조명 된 달은 사건 당시 표적에서 103 ° 떨어져 있었지만 아프리카에서는 지평선 아래에있었습니다.

4.1. 예측

이 이벤트에 대한 예측은 배포에 매우 근접하여 마무리되었습니다. 우리는 새로운 천문학을 HST 2017 년 3 월에 이러한 관찰은 HST 관련없는 기술적 이상으로 인한 일정 중단. 일정을 변경할 수 있었던 가장 이른시기 HST 2017 년 5 월 1 일은 2017 년 5 월 1 일이었습니다. 2017 년 5 월 1 일 데이터를 얻을 때까지 가장 최근의 관측 데이터는 2016 년 10 월 24 일이었습니다. 새로운 데이터는 Arrokoth 천문학의 총 호 길이를 2.3 년에서 2.9 년으로 크게 늘 렸습니다. 7 개월에서 단 1 개월로의 이벤트 시간에 대한 외삽의 상응하는 감소. 또한 5 월 1 일에 HST 3 개의 2017 년 표적 별 관측. 우리는 이러한 표적 별 관측을 천문학 및 항성 이중성을 검색하는 데 사용했습니다. 우리는 그 안에서 별의 동반자 나 이중성을 찾지 못했습니다. HST 데이터의 해상도 한계까지 이미지 (

우리는이 새로운 천문학을 통해 궤도 추정치를 크게 개선 할 수 있었지만 여전히 신비로운 별의 위치와 관련 불확실성에 대한 근본적인 질문을 해결해야했습니다. 우리는 HST 별 위치에 대한 제약을 개선하기위한 데이터입니다. 그러나 2017 년 5 월 6 일에 계획된 예비 데이터에 대한 액세스 권한이 제공되었습니다. 가이아 DR2 (Gaia Collaboration et al. 2016). 이러한 데이터에는 2014 년까지 Arrokoth 주변 지역의 별들 사이의 오컬 레이션 별이 포함되어 있습니다. HST 궤도 추정치를 개선하기 위해 업데이트 된 참조 별 데이터. 일주일 만에 우리는 관찰 팀을 배치 할 위치를 결정하고 장비 배송 및 여행 물류 설정 프로세스를 시작할 수 있도록 이벤트 예측을 충분히 세분화했습니다. 우리는 HST 2017 년 5 월 25 일, 첫 팀이 떠나기 하루 전. 우리는 6 월 3 일 사건 며칠 전에 44km의 교차 트랙 불확실성으로 최종 예측을 완료했습니다. 트랙 내 (타이밍) 오류는 67km (3.3 초)였습니다. 달리 명시되지 않는 한,이 작업에서 언급 된 모든 불확실성은 1입니다.σ 가치.

4.2. 전개

배포 할 수있는 모바일 스테이션이 24 개있었습니다. 장비는 매우 빡빡한 일정으로 인해 항공화물을 통해 아르헨티나와 남아프리카로 모두 보내졌습니다. 시스템의 로컬 이동은 하나의 팀과 시스템을 운반하는 개별 차량에 의해 처리되었습니다.

이처럼 많은 수의 관측소가 있어도 예측 불확실성을 고려할 때 소형 대 대형과 같이 대상에 대해 가능한 모든 경우를 다룰 수는 없습니다. 배포 프로세스를 안내하기 위해 Monte Carlo 시뮬레이션을 사용했습니다. 시뮬레이션은 예측과 관련된 관측 위치에 대해 교차 트랙 위치를 사용합니다. 이 모델은 직경 조절이 가능한 오 컬팅 바디의 원형 표현을 사용합니다. 주어진 크기와 관측 위치 집합에 대해 예측 및 불확실성과 일치하는 정규 분포에서 중심선에 대한 임의의 위치를 ​​그립니다. 주어진 추첨에 대해 우리는 각 사이트의 코드 길이를 계산하고 (또는 미스에 주목) 본 코드의 수를 기록합니다. 계산하기 위해 우리는 코드가 지름의 절반보다 짧지 않아야합니다. 이 조정은 데이터에서 예상되는 소음을 감안할 때 매우 짧은 방목 코드를 보지 못할 수 있음을 인식했습니다. 이 도구는 또한 사이트 위치에 작은 임의 구성 요소에 대한 추가 제공을 제공합니다. 우리는 항상 원하는 위치를 팀에 표시 할 수 있지만 로컬 제약으로 인해 원하는 위치에서 약간 떨어진 거리를 설정해야 할 수 있습니다. 이 추가 무작위 구성 요소를 사용하여 각 팀이 할당 된 위치에 얼마나 가까이 있어야하는지에 대한 지침을 제공 할 수있었습니다. 이 행사를 위해 팀은 지정된 위치를 중심으로 1km 지역 내에서 관찰해야했습니다. 10,000 번의 시도를 실행 한 후 주어진 시나리오를 평가할 코드 수의 함수로 히스토그램을 생성합니다.

이 이벤트의 기본 목표는 4 % 알베도를 기준으로 가장 큰 크기를 관찰하거나 배제하는 것이 었습니다. 배치 전략은 한 세트의 스테이션 (T01–T12 또는 T13–T25 중 하나만 사용하지만 둘다는 아님)을 사용하여 강력한 제약 조건을 확보하려는 욕구에 따라 이루어졌습니다. 사이트 간 15.5km의 간격을 선택하여 null 결과 (제로 코드)가 발생할 확률이 3 %를 넘지 않도록했습니다. 이 간격은 ± 1.9 범위를 포함했습니다.σ 또는 ± 83km이고 2 개 이상의 코드를받을 확률이 93 %입니다. 이 사건에 대한 44km의 교차 트랙 불확실성을 감안할 때, 더 작은 물체 시나리오를 해결하기 위해 훨씬 더 많은 수의 이동국이 필요했고, 우리는 그 경우에 대해 더 나쁜 제약을 받아 들여야했습니다. 아르헨티나와 남아프리카 사이의 절반 공간 이동으로 모든 사이트가 최적의 계획에 참여한다면 순 간격은 7.8km가되었을 것입니다. 같은 패턴은 5 %의 null 결과를 얻을 수 있었지만 84 %의 확률로 20km 개체에서 단일 코드 결과를 얻었습니다. 이 도구는 아르헨티나 멘도사 지역 배치를 안내하는 데 매우 효과적이었습니다. 여기에서 팀은 이벤트 전날 세부적인 사이트 선택 정찰 없이도 상당한 유연성을 가졌습니다. 팀이 사이트로 떠나기 전 마지막 시간까지 조정했습니다. 남아프리카 공화국의 팀은 현장 액세스를위한 더 복잡한 물류로 인해 더 많은 사전 경고가 필요했습니다. 이벤트 후 실제 사이트 위치에 대한 결과를 평가하는 데 동일한 도구를 사용할 수있었습니다.

4.3. 관찰

각 대륙에있는 12 개의 스테이션이 성공적으로 배치되었고 모든 유용한 데이터가 수집되었습니다. 표 2는 이동국의 요약을 제공합니다. 이 배치를위한 모든 지구 기반 위치는 WGS84 데이텀에 제공됩니다. 아르헨티나의 모든 관측소에는 명확한 조건이 있었지만 일부는 망원경 광학에 이슬 형성을 방지해야했습니다. 남아프리카 클랜 윌리엄 근처의 팀은 구름의 양이 다양했지만 동쪽으로 향하는 팀은 하늘이 맑았습니다. 달이 남아프리카를 설정했기 때문에 남아프리카의 팀은 체계적으로 낮은 배경 수준을 경험했습니다. 그들은 또한 아르헨티나의 팀보다 더 잘 볼 수있었습니다. 아르헨티나 팀은 달을 66 % 밝게 비추고 빛 공해로 인한 더 높은 기여도를 관찰하여 일반적으로 배경 소음 수준을 높였습니다. T23에 대한 배경 정보는 매우 다른 시스템이기 때문에 제공되지 않으며 다른 스테이션과의 상호 비교는 특별히 유용하지 않습니다. 모든 방송국은 0.5 초의 노출 시간을 사용했습니다. 20km s-1의 그림자 속도는 = 40km 바디는 4 프레임이됩니다. 우리는 중간에 지역 예측 이벤트를 중심으로 모든 관찰을 45 분 동안 실행했습니다. 우리는 Arrokoth에 대해 추정 된 Hill 구체의 안정된 영역을 포함하도록이 시간 범위를 설계했습니다. 고정 또는 모바일 데이터 세트에서 Arrokoth와 관련된 lightcurve 시그니처를 보지 못했습니다. 그림 2와 3은 이동국의 데이터를 보여줍니다. 이 수치는 예측 된 이벤트 중 30 초 이내의 데이터 만 표시합니다. 라이트 커브는 예측 된 트랙에서 북쪽에서 남쪽으로 정렬됩니다. 플롯에서 볼 수 있듯이 데이터 품질에는 많은 변동성이 있습니다. 이 데이터에서 명백한 드롭 아웃의 대부분은 강풍과 심한 이미지 번짐 때문입니다. 이 경우, 우리는 데이터를 시각적으로 조사하여 표적 별이 실제로 여전히 보이는지, 드롭 아웃이 오컬트가 아닌지 확인했습니다.

그림 2. 2017 년 6 월 3 일 오컬트의 관측, 1 부.이 그림은 모바일 스테이션에서 수집 한 데이터의 북쪽 절반에서 나온 광 곡선을 보여줍니다. 각 서브 플롯은 오른쪽에 팀 번호와 교차 트랙 오프셋으로 레이블이 지정됩니다. 팀 번호는 표 2와 상호 참조됩니다. 플롯은 각 스테이션의 신호 레벨을 나타냅니다. 숫자가 높을수록 신호 레벨이 높습니다. 녹색 수직선은 예상 3을 나타냅니다.σ 이벤트에 대한 불확실성 한계 (이 수치를 생성하는 데 사용 된 데이터를 사용할 수 있음)

그림 3. 2017 년 6 월 3 일 오컬트의 관측, 2 부.이 그림은 모바일 스테이션에서 수집 한 데이터의 남쪽 절반에서 나온 광 곡선을 보여줍니다. 각 서브 플롯은 오른쪽에 팀 번호와 교차 트랙 오프셋으로 레이블이 지정됩니다. 팀 번호는 표 2와 상호 참조됩니다. 플롯은 각 스테이션의 신호 레벨을 나타냅니다. 숫자가 클수록 신호 레벨이 높습니다. 녹색 수직선은 예상 3을 나타냅니다.σ 이벤트에 대한 불확실성 한계 (이 수치를 생성하는 데 사용 된 데이터를 사용할 수 있음)

표 2. 2017 년 6 월 3 일 모바일 관측소 및 팀

신분증 위도 이자형 경도 높이 FWHM 하늘 코멘트
(deg) (deg) (미디엄) (픽셀) (수)
T01 M. Buie, A. Ocampo, S. Makarchuk −33.046832 −68.325955 627 7.4 5411 중간에 추적 불량
T02 J. M. Pasachoff, M. Lu, J. Jewell, S. Gurovich −33.609167 −69.006944 882 7.3 6460
T03 C. 올킨, R. 리브스 −33.946734 −67.981331 604 8.6 4041 교통 신호탄
T04 W. Hanna, C. Erickson, A. Soto −33.053972 −68.778343 826 7.9 12097
T05 A. Parker, K. Getrost −33.649326 −68.058762 582 9.6 4214
T06 J. Dunham, P. Tamblyn −33.218226 −68.612913 720 9.4 6999
T07 D. Dunham, A. Olsen −34.011530 −69.089410 1215 10.2 5033
T08 S. Slivan, R. Venable −32.747256 −68.479500 598 6.2 6038
T09 D. Duncan, A. Friedli −32.851725 −68.392300 640 6.9 8026 flares from traffic
T10 S. Conard, B. Keeney, J. Rabassa −33.309463 −68.900784 938 7.1 5375
T11 L. Wasserman, S. Moss, M. Camino −32.564267 −68.672067 600 8.0 4549
T12 S. Levine, C. Zuluaga −34.100796 −67.942469 559 6.8 5612
T13 S. Porter, C. Danforth −32.001628 +18.777307 91 6.2 3054 some clouds
T14 A. Zangari, C. Carter −31.524233 +23.589731 1346 6.1 3108
T15 C. Tsang, R. Smith −31.501944 +18.912778 246 6.1 3821
T16 E. Young, A. Rolfsmeier −32.352265 +18.937847 146 5.1 1707
T17 J. Regester, E. Kramer −32.121767 +19.054971 496 4.1 1372
T18 M. Person, A. Arredondo −31.780278 +18.622902 35 6.0 2816
T19 J. Moore, S. Strabala −31.286389 +23.699167 1287 6.4 2898
T20 T. Blank, P. Maley, H. Throop, N. Erasmus −31.046868 +22.992324 1272 4.1 1780
T21 A. Verbiscer, A. Caspi, T. Ruhland −32.564777 +18.977851 203 6.0 3222 clouds at the end
T23 M. Nelson, P. Hughes −30.713013 +23.904314 1241 2.1
T24 B. Andersen, J. Wilson −30.618650 +22.897806 1187 5.9 16
T25 M. Skrutskie, D. Josephs −30.670305 +23.567372 1193 1.8 2380

노트. Positions are all referenced to WGS84 datum.

Table 3. Fixed Observing Stations

이름 행사 위도 이자형 경도 높이 엑스-track 코멘트
(deg) (deg) (미디엄) (km)
쌍둥이 자리 MU20170603 W. Fraser −30.240750 −70.736693 2722 384
SAAO MU20170603 A. Sickafoose, A. Genade −32.378944 +20.811667 1760 17
EABA MU20170603 M. Santucho, E. Pulver, H. A. Durantini Luca, R. Artola −31.568442 −64.549836 1350
코르도바 MU20170603 C. Colazo, R. Melia −31.599167 −64.548333 1350
SARA-CT MU20170603 A. Bosh −30.17200833 −70.79916667 2012 observing through clouds
쌍둥이 자리 MU20170710 W. Fraser −30.240750 −70.736693 2722
SOAR MU20170710 A. Zangari, L. Young, J. Carmargo −30.237892 −70.733611 2748
IRTF MU20170710 S. Benecchi +19.8262 −155.4719 4205
SOAR MU20170717 L. Young, J. Carmargo −30.237892 −70.733611 2748
El Leoncito MU20170717 E. García-Migani, R. Gil-Hutton −31.798600 −69.295600 2483 very bad seeing
duPont MU20170717 A. Bosh −29.01583333 −70.69194444 2380 good weather

노트. EABA = Estación Astrofísica Bosque Alegre, Córdoba

4.4. Fixed Stations

The mobile station effort was augmented by fixed-station observations. Those stations participating are listed in Table 3. Key data sets from these are summarized in the remainder of this section.

4.4.1. 쌍둥이 자리

We acquired observation data at the Gemini-south telescope on Cerro Pachón using the Gemini Acquisition camera (AC) and a similar methodology to Fraser et al. (2013). The AC is a shutterless 1 케이 & # x00d7 1 케이 frame-transfer CCD camera with pixel scale of 012 pixel −1 that supports subframe windowing. We acquired a nearly 60 minute sequence centered on the nominal overhead passage time. We positioned the CCD so that the target star and a nearby reference star were fully included in the window. The CCD was read out with 2 & # x00d7 2 on-chip binning with a window of 88 & # x00d7 65 binned pixels. We used an exposure time of 0.1 s.

Nominally, the Gemini header creation system creates image timestamps. However, this system was never intended to operate at the high cadences of our sequence. Because of this limitation, we disabled the header creation system to maximize cadence and minimize interexposure deadtime. We created image timestamps by monitoring file creation times that were produced by GPS time within the Linux system. This imaging configuration resulted in a 0.107 s median deadtime due to image readout and file writing. The resulting image cadence was 4.8 Hz.

We debiased and flattened science frames in the usual manner using sky flats. We extracted photometry using the SExtractor software package and calibrated the relative flux of the target star using the brighter reference star. The resulting photometry had a mean S/N of 48. No occulting structures, dust, rings, or solid bodies were seen. The cross-track offset for these data was 384 km, too far away to be relevant for the solid-body occultation.

4.4.2. South African Astronomical Observatory (SAAO)

We also took observations on the 74 inch telescope at the SAAO using one of the Sutherland High-speed Optical Cameras (Coppejans et al. 2011). This instrument is optimized for stellar occultation observations utilizing a frame-transfer CCD which can trigger each image from a GPS. The conditions on the night of the event were good, with scattered, light clouds and seeing of roughly 14. For these observations, we took 27,000 frames starting at 02:47:00.0 UT with a cadence of 0.1 s and a 6.7 ms deadtime. We set the instrument to −70 °C in 3 MHz conventional mode with the 5.2& # x00d7 amplifier, binned 8 & # x00d7 8 (for a plate scale of 0608 pixel –1 ), and no filter.

We reduced the data using biases taken on the night of the event and flat fields taken the previous night, which was cloudless. We performed photometry on the target star and the one nearby brighter comparison. We carefully selected a background region to avoid other stars in the field. The optimal aperture was 6 binned pixels or 365. Figure 4 shows the resulting differential lightcurve, normalized to one, with an S/N (mean over standard deviation) of 21. These data are the closest to the shadow center line and have significantly higher S/N and time resolution compared to the mobile stations. We saw no evidence for any solid-body event. The data have a cadence of roughly 2 km per sample and grazing events as short as 200 m can be ruled out. In the subsequent analysis, we simply treat this as a nondetection and do not consider potential grazing chord constraints. We will return to the constraints provided by these data when discussing the data from all occultation events together (see Section 7.7).

그림 4. SAAO observations for the 2017 June 3 occultation. The figure shows the lightcurve obtained from SAAO. We see no event in the data. The solid green lines indicate ±3σ relative to the "may25a" prediction. The dashed purple lines indicate ±3σ relative to the final "ey7" postdiction. The cross-track offset based on "ey7" is 17.4 ± 4.0 km. See Section 7.7 for an explanation of the terms "may25a" and "ey7."(The data used to create this figure are available.)

4.5. 결과

Based on the final prediction prior to the June 3 event and the actual site locations, the chance of getting zero chords for = 40 km was 3%. 에 대한 = 40 km object, a single chord would be based on multiple frames with the star occulted and could be recognized with high confidence. 에 대한 = 20 km, the chance of a null result was only 14%. In this case, either zero or one chord would likely be a null result because the chord would be so short. It was very unlikely that we would have seen even smaller objects because the chance of getting a single chord at all was so small. Even if we got a chord, there was a large chance it would be too short to be recognizable. We also did not observe a solid-body event from any fixed site however, most fixed sites were too far away from the mobile chords to provide much constraint.

Under the assumption that all of our error sources (random and systematic) are known and well characterized, these results indicated that the large and dark case for Arrokoth was unlikely. We chose to then optimize for the small object case for subsequent occultations.

4.6. Limits on Moons and Opaque Rings from Gemini

The nondetection of any occultation in the Gemini data provided upper limits on the presence of dust particles within the Gemini beam. The interexposure deadtime was the limiting factor in the size of detectable particles in the Arrokoth environment. The minimum detectable size was a particle perfectly centered on the occulted star, which would have cast a shadow on the detector that would be mostly contained in the deadtime, but with just enough on-exposure shadow to cause a detectable dip in flux. We consider a 5σ dip such that we would not have expected any one of the

16,000 exposures to vary by this amount by chance. Thus, in this limiting case, a shadow of duration , where 이자형 = 0.1 s was the exposure time and = 0.107 s was the deadtime, could have produced a detectable dip in flux. With a ground-track shadow velocity of 20 km s −1 , the minimum detectable particle size (or narrow and opaque ring) was 2.3 km.


Access options

Get full journal access for 1 year

All prices are NET prices.
VAT will be added later in the checkout.
Tax calculation will be finalised during checkout.

Get time limited or full article access on ReadCube.

All prices are NET prices.


Appendix: Deriving VS2's Shape and Density

We describe here the procedure used to determine the values of the semi-axis of a triaxial ellipsoid ( ) and the angle between the -axis and the observer (θ).

First we have the relations from Sicardy et al. (2011 also used in Braga-Ribas et al. 2013 and Ortiz et al. 2017) between the real semiminor axis and the observed ':

where in our case we have km as the semiminor axis of the ellipse observed in occultation. Multiplying both sides by 1/ and replacing / 으로 β/ 으로 γ, we can rewrite Equation (1) and rearrange the terms to have a direct relation of γ as a function of β:

Note that since the multi-chord occultation took place near the maximum brightness, we have '= , 등 β'= '/. Second, using Equation (8) from Sicardy et al. (2011 SI) we have

여기서 Δ미디엄 is the amplitude of the rotational light curve (0.141 ± 0.009 mag see Table 1). We can rearrange the terms in the equation and obtain another relation of γ as function of β:

어디 ξ = 10 −Δ미디엄/1.25 . Those two equations combined (Equations (2) and (4)) give us constraints on the values of β 모든 θ, but without any further assumptions, γ can assume any value from zero (or more specifically, undefined) to βθ can have values from 0° to 90°.

Now, assuming that VS2 is large enough to achieve hydrostatic equilibrium, we have the limits for βγ as a Jabobi-shape object. Tancredi & Favre (2008) present the relations Γ—associated with the angular momentum —and Ω—associated with the angular velocity ω—given respectively by:

어디 중력 상수입니다. 미디엄, 아르 자형, 및 ρ are the mass, equivalent radius, and density of the body, respectively. For a Jacobi object, there is a lower and an upper limit for the two quantities: 0.303 ≤ Γ ≤ 0.390, and 0.284 ≤ Ω ≤ 0.374 which also limit the values of β between 0.432 and 1, and γ between 0.345 and 0.583. The shapes of Jacobi ellipsoids in terms of the semi-axes (, , 및 ) can only be obtained by solving Chandrasekhar (1969)—also in Lacerda & Jewitt (2007) and Sicardy et al. (2011) supplementary information—integrals:

where . 한번 β = / is given, Equation (7) yields γ, which in turn allows for the calculation of ω (또는 ρ), using Equation (8).

We can plot the two relations between γβ for a triaxial body (Equation (2) is represented in Figure 11 and Equation (4) in Figure 12) and verify if there exists a set of possible common solutions for every value of θ. Each of the intersections between the two curves for a same θ are presented as gray lines in Figure 13. If we also plot the Jacobi relation between γβ (blue line in Figure 13) we should see a solution that intersects the three curves, which is not the case for VS2. This means that there is a solution for a triaxial shape but this solution is not a Jacobi shape.

Figure 11. Relation between β = /γ = / obtained using Equation (2). Black lines correspond to a value of θ between 5° and 90° (from left to right), every 5°. The orange line is the value for β = γ. The red dotted vertical line is the value of β' = 0.811, observed in occultation.

Figure 12. Relation between β = /γ = / obtained using Equation (4). Black lines correspond to a value of θ between 0° and 90° (from left to right), every 5°. The orange line is the value for β = γ. The red dotted vertical line is the value of β' = 0.811, observed in occultation.

Figure 13. Relation between β = /γ = / combining Equation (2) (black dotted lines—as in Figure 11) and Equation (4) (red dotted lines—as in Figure 12). The blue curve is the intersection between the black and red lines for each value of θ and the uncertainties (dotted blue lines—which depend on the determination of β' and Δ미디엄). The orange line is the value for β = γ while the gray line represents the relation for βγ for the Jacobi shape. 에 대한 θ between 55° and 80°, defined by the black and red full lines, there is no intersection between the blue and gray lines, meaning that there is no Jacobi solution for VS2.

In the case of VS2 the best solution for a triaxial shape have values for degrees, with ( km), ( km). Those values are also given on Table 10.

In order to have a Jacobi solution, we can explore different values for Δ미디엄, from zero to the nominal value of 0.141 mag. In fact we are assuming that some of the light curve contribution is due to VS2's shape and some due to albedo variation in the surface. When we try values for Δ미디엄 smaller than 0.141 the lines in Figure 12 will move to the right and so more intersections with the lines from Figure 11 will be available, i.e., there will be an intersection between the gray and the blue lines in Figure 13. For Δ미디엄 = 0.015 mag we find a Jacobi solution with β = 0.908 ( = 284.9 km), γ = 0.553 ( = 173.5 km), and θ = 75°.

We can also explore the other extreme and assume that VS2 has an oblate Maclaurin shape (with semi-axis = = 313.8 ± 7.1 km and 254.8 ≤ ≤ 313.8 km). This assumption automatically imposes that the light curve amplitude variation is only due to albedo features on VS2's surface. Considering the light curve amplitude of 0.141 ± 0.009 mag—see Table 1—the presence of surface irregularities (lumps) and some albedo variegation (spots) on the object with a size approximately of 100 km (

16% of the object equivalent area) is needed. Note that the Sputnik Planitia in Pluto is nearly 1000 & # x00d7 800 km across (

15% of its equivalent area Hamilton et al. 2016). Considering the Maclaurin shape and using the rotational period ( = 7.4175285 ± 0.00001 hr see Table 1), we can derive VS2's density of g cm −3 , as show in Figure 14.

Figure 14. Relation between and density for a Maclaurin object with rotation period of 7.4175285 hr (black line). The oblateness obtained for VS2 (blue horizontal full and dotted lines) gives limits for the minimum value of the density of 1.4 g cm −3 . Blue dotted lines represent the values considering the uncertainties in . The red line is the interval between the limits.


10. Discussion

The statistical analysis of the data from the first stellar occultation by the resonant object 2014 WC510 favors a model of a binary object with a primary of diameter = 181 km and a secondary with diameter 에스 = 138 km. The projected shape of the object components is circular with weak statistical evidence against elliptical projected shapes, shapes that could be confirmed with higher S/N data in future occultations, or rotational light-curve data. This object is among the darkest objects measured with stellar occultations with a geometric albedo in the V band of 5%. This albedo is clearly lower than for the cold-classical Arrokoth and happens to be comparable to values typical for the Jupiter Trojans. This albedo measurement could be subject to a systematic error depending on its light-curve properties. We only know the mean brightness and the projected circular shape derived from the occultation. If the tridimensional shape of the object components are spherical, then our measurement should be accurate. If there is a rotational or a secular light curve from nonsphericity or from phase effects, then there will be a need for future recalibration of the albedo once better photometry is available. We note that the occultation data favor a simpler model with circular projected shapes over a more complex model with elliptical projected shapes. These circular projected shapes could be a product of spherical object components or the product of elongated object components, which can give circular or close-to-circular projected shapes depending of the orientation of the rotation pole and rotation phase, possibilities that the present data cannot discriminate.

From the statistical analysis of the occultation data, the partial disappearance of the star favors a model where the occulted stars is a previously unresolved double star (a visual double or an actual binary) with similar-brightness components and separated by 38 mas. With the available data, it is not possible to determine how different was the geometry of the stars when measured by Gaia DR2, which introduces a systematic uncertainty in the position of the star components at the occultation time, which in turn propagates to the derived position of the occulting object. More accurate parameters for the star could be available in future releases from the Gaia mission or from ground-based follow-up observations, such as speckle imaging to resolve both components, although 38 mas is in the limit of the theoretical capabilities of speckle imaging for a 8 m class telescope (Matson et al. 2019). Speckle imaging could provide, in principle, an independent measurement of the stars' relative brightness and separation to improve the modeling of the double object components from the occultation. However, it must be taken into account that attempts to confirm the double nature of the occulted star will also suffer from the unknown nature of the stars (double or actual binary), and the projected separation and position angle of the star components could also be different with respect to the one derived in the present occultation, when and if finally measured. To improve the characterization of 2014 WC510, we consider it more valuable to pursue future occultations together with studies of its rotational light curve. Observers must take into account the possibility of double stars present in the Gaia DR2 catalog not being labeled as such. The empirical contrast sensitivity of Gaia DR2 (Brandeker & Cataldi 2019) gives good constraints in the possibility of these unresolved double (or multiple) stars to take into account in the planning of occultation campaigns, which could be considered as systematic biases in the predictions.

This occultation measurement puts 2014 WC510 at the small end of the known multiple TNOs with accurate size and albedo measurements, with the exception of the small classical TNO Arrokoth (Stern et al. 2019 Buie et al. 2020b). Its double nature is not surprising and supports the expectation that most TNOs were formed as binaries, and that closer binaries have more chances of survival (Fraser et al. 2017 Nesvorný & Vokrouhlický 2019). The derived diameter of the object components put 2014 WC510 in the category of similar-size binaries, which could have a primordial origin, unlike the large TNOs with small satellites thought to have formed after catastrophic impacts (Noll et al. 2020). Stellar occultations by TNOs is a promising technique to advance the characterization of binary TNOs, particularly for the tight and small systems which are inaccessible by direct imaging.

2014 WC510 is moving in front of the galactic plane during the next few years, providing occultation opportunities to refine the size, shape, and orbit. From the RECON event prediction list, there are 30 occultation opportunities coming up in the next seven years visible somewhere on Earth, with seven of these visible from RECON itself. In future efforts, we recommend station separations smaller than 50 km to sample the secondary object. The overall coverage needed to ensure capturing both objects is not known at this time. The positions measured here can only provide guidelines, but it is clear the coverage required could still be as large as 1000 km due to the eccentricity of the mutual orbit even if the center of mass can be predicted with perfect accuracy.

This measurement of 2014 WC510 helps extend the coverage in the size–albedo parameter space in which good measurements are absent below

200 km, with the unique exception of Arrokoth. The characterization of small objects in this range (<200 km) is essential to understand the composition and evolution of the small population of TNOs. 2014 WC510 is consistent with the general tendency of smaller objects to have darker surfaces. A larger sample of accurate albedo and size measurements is necessary to determine if this tendency is real or due to an observational bias effect against higher albedo objects.

This work is made possible by the people that are part of RECON and CanCON: teachers, students, and other community members, including David Bryan Barrows, Jesús Bustos, Dorey Conway, Danielle D. Laguna, Steve Larson, Mario Andrés Mijangos, Erik Moen, Ian Norfolk, Kate G. Parkinson, Nidhi R. Patel, Robert Reaves, Glen Ryan, Joe Slovacek, Ihsan A. Turk, Jared T White Jr., and Charlene Wiesenborn. The observers listed in this work are but a small fraction of the total network, and their dedication to this project is deeply appreciated. Funding for RECON was provided by grants from NSF AST-1413287, AST-1413072, AST-1848621, and AST-1212159. J.J.K. acknowledges the support of the Natural Sciences and Engineering Research Council of Canada (NSERC) [RGPIN/5499-2016]. T.J.B. acknowledges the support of Okanagan College through the Grants-in-Aid fund. Pan-STARRS is supported by the National Aeronautics and Space Administration under grant No. 80NSSC18K0971 issued through the SSO Near Earth Object Observations Program.

소프트웨어: astropy (Robitaille et al. 2013 Price-Whelan et al. 2018), emcee (Foreman-Mackey et al. 2013), dynesty (Speagle 2020), cartopy (Met Office 2018). Maps made with Natural Earth data.



코멘트:

  1. Braedon

    그녀와 완전히 동의합니다. 이것에는 좋은 생각이 없습니다. 당신을 지원할 준비가되었습니다.

  2. Mele

    미안하지만 내 생각에는 실수가 있습니다. 논의할 것을 제안합니다. PM에 나에게 편지를 쓰면 당신에게 말을 겁니다.

  3. Kazrazilkree

    결과가 좋을 것입니다



메시지 쓰기