此处介绍的分析是基于Panchromical（350-850 nm）的图像，该图像使用Lucy的远程侦察成像仪 ，以下是L'Lorri ，这是20.8厘米，F/13望远镜 ，供您喂食1,024×1,024-Pixel-Pixel CCD CCD Focal Plane35。L'Lorri的视野为0.29° ，像素大小为5 µrad 。它主要用于相遇期间的三个不同的观察活动 。（1）精确确定露西的轨迹，设计了光导航重建图像。它们每天在相遇的±4天（TCA = -4至 +4天）和从TCA = -2 h至+2 h的时间内服用 。（2）每15 s从TCA = -10分钟到+9分钟，然后以1分钟的节奏直到+55分钟 ，每15 s拍摄高分辨率的闭合图像 。（3）从TCA = +4 h至+95 h获取后爆曲线光度法。节奏1小时进行了三个曝光。目前 ，Dinkinesh – Selam系统尚未解决 。为了最大程度地减少数据量，这些数据是在L'Lorri所谓的4×4模式中获取的 ，该模式在CCD读数过程中以4×4像素键入数据 。
可以使用上述“观测 ”部分中描述的后方光曲线光度法确定Selam的轨道周期和Dinkinesh的旋转期。使用1.5像素 - 拉迪乌斯孔径从图像中提取系统的仪器幅度 。小孔可将附近恒星排除在外 。在确定拟合结果的最终不确定性之前 ，将提取的形式误差向上缩放为1.545，以使降低的χ2为1。分析了267张图像 。
使用每°0.06 mag的相位系数补偿距离的变化距离 ，并校正恒定太阳相角 。相位角度从开始时的60.52°到末端的59.67°不等。观察方向在3.5天内很少发生变化 ，这些校正消除了这些轻微的变化，仅留下了系统的全局光度特性的记录 。所得的光曲线在扩展数据中显示了相对通量单位的图1 。
我们通过迭代过程分析了光曲线 ，旨在将对Dinkinesh和Selam的总通量的贡献分开。作为第一步 ，构建了一个模型，该模型由光曲线的傅立叶系列扩展与每个对象的周期结合在一起 。旋转阶段的参考时间被任意设置为两个对象的第一个数据点的时间 。Dinkinesh的平均通量是模型中的一个自由参数。另外 ，我们迭代地改变了Selam/dinkinesh平均通量比。该比率受到近距离解决图像的约束（例如 ，图1D），该图像表明两个对象的可见区域的比率为0.25 。这两个物体也被认为具有相似的表面亮度，因此未解决的通量比也为0.25 。由于将Selam视为边缘 ，因此假定这两个物体的比率是最小的。分离光曲线后 ，对迭代校正进行了校正，以从最小值到平均通量校正 ，最终的平均通量比设置为0.33（对应于1.3的幅度差为1.3） 。
在一系列迭代步骤中确定模型参数 。第一个通过拟合设定了Dinkinesh的合理平均通量 ，并且傅立叶术语被禁用。在这一点上，只能自由调整SELAM以适合数据 。数据在时期内进行了扫描 。在每个步骤中 ，都计算出最佳拟合傅立叶系列 ，并记录χ2。最低χ2周期的初步值为Selam 51.76 h 。该模型是从光曲线数据中减去的，并对仅丁基辛的数据进行了类似的扫描 。Dinkinesh扫描在大约3.7和4.3 h的周期中返回了两个有趣的最小值。请注意 ，所有时期都假定光曲线是双向的 。
鉴于两个初步期 ，然后将数据与两个对象的完整模型一起拟合，并使用Amoebaχ2最小化同时优化所有自由参数（参考文献36第10.4章） 。使用Amoeba拟合作为对不确定性的后验校正的起点 ，该模型运行了第二个马尔可夫链蒙特卡洛拟合（参见参考文献37）。由于残留不合理的残差 ，有18个数据点被排除在外（请参见下面的讨论）。最终拟合的光曲线显示Selam的0.82 MAG和Dinkinesh的0.25 Mag的振幅 。
Selam旋转周期距离该拟合度距离为52.44±0.14 h，但也归因于其关于Dinkinesh的轨道周期，因为它可能是潮汐锁定的 ，如存在相互事件所示 。所得的分阶段光曲线如图2所示。
这两个对象的通量变化大致相同 。Dinkinesh大得多 ，这意味着它的通量中的相对变化较小 。Selam的光曲线非常适合两个傅立叶术语，可捕获略有不对称的最大值和略微宽的最小值。Dinkinesh的光曲线更为复杂 。最小值和最大值都是不对称的 ，但也显然看到了高阶变化 。在这种情况下 ，需要四个傅立叶拟合，即使这也不能完全捕获曲线中的所有细节。例如 ，其中一个最小的人比四个月的拟合度更高 。Dinkinesh的旋转周期被确定为3.7387±0.0013 h（上面讨论的4.3-H期间确定为别名） 。
在光曲线拟合期间标记的异常值（在数字中以红色显示）也引起了人们的关注 ，因为它们发生在Selam的两个浅曲线最小值之后的相似时间之后，它们发生在连贯的旋转阶段。这些低点的合理解释是两个机构之间的相互事件 。通常 ，这些可能是从航天器的角度彼此掩盖的身体 ，也可以来自彼此铸造阴影 。幸运的是，这些最小值的时机使我们能够确定哪个。
将光度法视为时间的函数 ，低点在塞拉姆的旋转周期的一半时期以常规间隔出现。绝对时序的几何约束表明 ，事件是彼此的阴影转移，而不是沿视线（神秘性）的物理掩饰 。此外，时机清楚地表明 ，塞拉姆的轨道运动是逆行的 ，对于丁基辛的旋转也是如此 。及时看到的第一个和第三次倾斜是次要阴影事件，而中间倾角是一个优越的事件。在分阶段的图中 ，两个下等事件相互覆盖 ，并发现事件的更完整的光曲线 。上级事件的测量值较少，并且显示了倾角的不完整曲线 ，该轮廓丢失了两组点之间必须位于中间的最大食物点 。
用于本研究的数字形状模型（见图3）是通过将经典的立体图表法（参考文献38及其中的参考文献）应用于L'Lorri图像而生成的。从“观测 ”部分中描述的高分辨率近距离透视图像中选择了总共48个具有最佳地面采样距离的图像 ，从每个像素约10 m到每个像素2.2 m 。这些被用来建立一个由3,000个控制点组成的网络，这是捆绑调整过程的输入 。此外 ，由于L'Lorri Imager的噪音和灵敏度非常好 ，并且由于其相对较大的视野，我们可以在整个相遇中识别Dinkinesh领域中约20个目录田间恒星。这些恒星位置用于确定立体图测量调整 ，并为稳定溶液做出了巨大贡献 。
结果 ，确定了摄像机外部矩阵，该矩阵描述了相机和身体固定参考系统之间的转换 。然后，将这些转换矩阵从同源图像点进行三角测量点 ，该图是通过密集的立体声匹配39得出的。然后将所得的致密点云（约5×106 3D点）连接到常规的三角形网格中 。源自立体声重建的形状模型的估计比例误差约为1.4％ ，约占人体表面的45％ 。为了产生封闭形状，并允许体积估计 ，看不见的半球已经用分析固体图近似。为此 ，我们选择了一个广义的超级elipsoid40，其隐式表示由函数给出
其中x ，y和z是标准的笛卡尔坐标。与重建半球相适应的A = 0.40 ，B = 0.40，C = 0.35 km ，K = M = 2和N = 1.35 。与传统的三轴椭圆形相比 ，广义的超ellipsoid可以更好地匹配Dinkinesh的“顶部”形状 。
我们从形状模型和超elipsoid凸面之间的差异估计了Dinkinesh的体积的不确定性。对于成像覆盖的半球，体积的差异为4.7％ 。为了保守 ，我们将其围绕并应用两个余量的任意因素 ，以达到±10％的体积不确定性 。这种不确定性传播到源数量。特别是，我们注意到，Dinkinesh的体积等效半径被计算为RVEQ =（3V/4π）1/3 ，而不是从直接距离测量值中计算出 。
通过将椭圆形成从不同的观看角度的几个分辨率图像中 ，将塞拉姆两个叶的尺寸拟合到正交轴 。塞拉姆的内叶与椭圆形，测量为240×200×200 m。外叶以280×220×210 m的速度测量 。通过调整椭圆形拟合 ，直到视觉上太大或太小而无法匹配图像 ，估计不确定性为每个轴10％ 。结合上述值，我们计算了VTOT的总系统量= 2.06±0.20×108 m3。
可以从两个物体的轨道周期和相对半轴轴估计系统密度 。正如我们在主要文本中所描述的那样 ，飞蝇时的丁基辛和塞拉姆之间的位数分离为3.11±0.05 km 。Selam轨道的偏心率并不能直接从现有数据中衍生而来 ，尽管它可以受到限制。鉴于我们的推断（图2），这些最小值是由相互蚀引起的 ，因此从地面14和露西（图2）遇到的光曲线最小值（图2）的定期相分化与近圆形轨道一致。鉴于轨道循环的潮汐时间标准为106 - 107年 ，我们会预计，塞拉姆的偏心率将接近零 。这对一对成员的小行星对的年龄随后经历了大规模分解事件 ，导致形成卫星的年龄表明 ，二进制 - 年轻效应41可能会使循环时间范围缩短到小于106年（参考文献16,42） 。因此，我们假设此处执行的分析中的E = 0。在几个时期进行的地面光曲线观测可以更好地限制可能存在的任何轨道偏心率 。
假设塞拉姆（Selam）在丁基辛（Dinkinesh）的圆形轨道上，轨道周期为52.67±0.04 h ，我们从Kepler的第三定律中得出了4.95±0.25×1011 kg的系统质量为4.95±0.25×1011 kg（gm = 33.0±1.6 m3 s -2） 。在“形状 ”部分中 ，我们计算总系统量为VTOT = 2.06±0.20×108 m3。结合系统质量和体积，我们得出了ρ= 2,400±350 kg m -3的大量密度 。我们补充说 ，如果零偏心率的假设不正确 ，并且在飞行时观察到的分离与半轴轴的不同之处，则将在密度的计算中引入系统误差 。但是 ，相反 ，如下所述，S型小行星的可能密度范围限制了最大偏心率的范围为0.1 ，而零偏心率的假设与已知的小行星特性完全一致。
可以将了解组分质量和旋转状态的知识结合在一起 ，以计算系统的角动量 。为了简单起见，我们假设丁基辛的惯性力矩可以通过体积等效半径的球体充分代表 。假设塞拉姆潮汐锁定 ，则旋转对角动量的贡献很小。同样 ，丁基辛围绕barycentre的轨道运动很小，我们忽略了它 。系统角动量几乎平均分配在Dinkinesh的自旋，LSPIN = 11.2±1.9×1012 kg M2 S -1和Selam的轨道运动 ，Lorb = 8.0±4.0×1012 kg M2 s -1 。系统的总角动量为LSYS = 19.3±4.4×1012 kg m2 s -1。从总系统角动量中计算出归一化的角动量αL ，除以包含系统的总质量的球的角动量，该球的总质量以最大的旋转速率旋转 ，用于无凝聚的瓦布尔桩43。该速率由ωmax=（4πρG/3）1/2给出 ，对应于Tmax = 2.13 h的自旋周期，即观察到的主皮带自旋屏障 。我们发现αL= 0.88 ，与fission26产生的二进制的预期一致 。
本文来自作者[admin]投稿，不代表东辰文化立场，如若转载，请注明出处：http://www.mzwhys.cn/zhis/202506-1734.html
评论列表（4条）
我是东辰文化的签约作者“admin”！
希望本篇文章《小行星（152830）Dinkinesh的接触二进制卫星》能对你有所帮助！
本站[东辰文化]内容主要涵盖：生活百科,小常识,生活小窍门,知识分享
本文概览： 此处介绍的分析是基于Panchromical（350-850 nm）的图像，该图像使用Lucy的远程侦察成像仪，以下是L'Lorri，这是20.8厘米，F/13望远镜，供您...