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2019-4-29

切伦科夫望远镜的新用场:借助小行星掩星确定恒星的尺度

掩星算不得什么罕见的天象。考虑太阳系中小天体的数量之多,这类事件每个月都会在世界各地发生数十起以上。不过虽然掩星过程并不壮观,对于新手而言观测难度也颇大,它们却拥有难以替代的价值——确定掩星天体的形态和大小:只要在不同地点记录下同一目标掩星事件的持续时间,即可反推出该目标在不同位置的宽度;而倘或观测点排布足够密,就能描绘出目标天体的完整外轮廓了。比如在新视野号飞掠柯伊伯带小天体2014 MU69之前,探测器小组成员即已成功利用掩星事件确定出这个天体呈双瓣状的外观。

土卫九的不同观测对比。左:甚大望远镜拍摄的地面图像,分辨率只有60千米;中:由掩星法测得的土卫九外轮廓,图中横线代表不同地点的观测者看到的掩星路径对比;右:卡西尼号探测器近距离拍摄的照片,可见外轮廓与掩星法的测量结果相同。(图片来源:occultations.net

而最近又有研究者尝试逆向思考,用掩星法来认识恒星又如何?当然,从地球上看去,作为掩星罪魁的小天体拥有远大于背景恒星的视直径,因此直接照搬测量前者外轮廓的方法来勾勒恒星的大小是完全不可行的。不过让我们来考虑被掩恒星在此期间的光度变化又会如何?

如果将恒星视作理想的点源,且无视光的波动性,那么被掩恒星在整个过程中的光变曲线就是简单的方波轮廓——小天体达到恒星所在位置时星光亮度骤然下降,通过后光度又迅速恢复正常。但是这两个前提假设其实都是不成立的——恒星视圆面的展宽让小天体需要花费一定的时间(虽然非常短暂)才能完全将恒星掩盖;同时光的波动性还会让阴影四周出现衍射条纹。光源的形态决定了衍射纹的分布和形态,小型面源带来的条纹相对点源对比度更弱,形态也不尽相同。这样一来,只要能够记录下星光绕过小行星边缘投下的条纹,就可以知道恒星的大小了。

艺术家笔下星光在小行星阴影边缘投下的衍射条纹。(图片提供:DESY/Lucid Berlin)

衍射条纹法本身也并不新鲜,先前就有人利用月球掩星的机会测量了心宿二的视直径。但是月球较近的距离和较快的视运动速度决定了分辨率的极限——大约1毫角秒,视直径大于这个数字的恒星寥寥无几,其中还只有心宿二处在了月球的运行轨迹上。如果将这一方法推广到小行星上,那么观测的时间分辨率就成了问题:单次小行星掩星持续时间以毫秒计算,作为主流光学探测器的CCD元件难以解析如此短暂的光变情况;而换用光电倍增管等快速响应设备的话,如何在较短时间内积累信噪比足够强的信号也颇为让人头痛,为数不多的大型望远镜又很难拨出大量的观测时间从事这方面的研究。

所以多年以来,经由小行星掩星测量恒星大小的尝试屈指可数,早些年利用3号小行星婚神星确定大小的3颗恒星算是其中的成功案例。不过最近由哈佛—史密松天体物理中心的W. Benbow领导的团队放弃了传统的光学望远镜,第一次改用切伦科夫式甚高能辐射成像望远镜阵(VERITAS)进行的论证观测颇让人眼前一亮。相对光学观测的要求而言,切伦科夫望远镜虽然面型粗糙,但其优势在于使用了每秒可以记录成百上千次数据的光电管作为传感器,而且集光面积巨大——只有这样,它们才有能力捕获高能粒子飞入大气时激起的瞬变切伦科夫光。

VERITAS阵列一架子镜的特写,该阵列由4架这样的12米望远镜组成。(图片提供:NSF/VERITAS)

只是这一次,VERITAS阵列对准的是1165号小行星英普里涅塔(Imprinetta)与201号小行星贞后星(Penelope),它们分别在去年2月和5月发生了一次掩星。在两次事件期间,VERITAS都成功捕获了带有衍射纹的被掩恒星光变曲线。根据对条纹形态的拟合,Benbow等人估算出,被英普里涅塔遮掩的TYC 5517-227-1视直径为0.125毫角秒,而被贞后星遮掩的类太阳恒星TYC 278-748-1则宽约0.094毫角秒。

英普里涅塔掩星期间入凌(左)与出凌(右)的光变曲线。图中黑色数据点是观测结果,橙色曲线是对其进行的最佳拟合,蓝色虚线代表小行星掩理想点源导致的理论光变曲线。(图片来源:Benbow et al. 2019

哪怕与先前借助掩星法测得直径的恒星相比,这两个样本的观测精度都创下了新高,充分说明了大口径切伦科夫望远镜的优势所在。这其中的TYC 5517-227-1更是迄今有视直径测量的恒星中距离记录的保持者——距离地球超过2600光年。在这样的距离上,0.125毫角秒的宽度相当于太阳直径的11倍,这倒与该星作为红巨星的身份相符。

不得不说的是,Benbow等人进行的这两次掩星观测还算幸运:由于小行星轨道的不确定性,掩星事件不一定会如期发生。从VERITAS的视角看去,那次英普里涅塔掩星的发生概率只有大约一半,而贞后星的可能性还不到三分之一。不过就算如此,这样的阵列还是有望每年至少观测数次的小行星掩星事件的,长期积累的结果将相当可观。

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