Ahoj Davide, udelal jsem analyzu rychlosti shluku Karin vcetne konvergence v uhlech Omega a varpi. Nejprve k te konvergenci: Problem je, ze kilometrove asteroidy driftuji Jarkovskeho jevem tak rychle (da/dt = az 0.0003 AU/Myr), ze odpovidajici Delta Omega =~ 1/2 * ds/da * da/dt * tau^2 je PRES 100 deg za tau = 5.8 Myr (totez plati pro Delta varpi). Jinymi slovy: striktni kriterium konvergence v uhlech prakticky NELZE pouzit pro MALE asteroidy, pouze pro velke. :( Proto nize pouzivam jen velmi MIRNE kriterium na konvergenci drah, a to jeste zavisle na D, resp. H. -- Druhy problem: vek rodiny dle konvergence uhlu mi vychazi spis 5.5 Myr nez 5.8 Myr (viz Omega_dif_dispersion.png). Mozna to ale neni podstatne, pravdepodobne jde jen o jine pocitani casu - napriklad u strednich elementu nejakou dobu trva, nez se naplni buffer (konkretne 0.07 Myr <- toto v me integraci zohlednuji, takze stredni elementy "sedi na oskulacnich"). Aby "sedely" i vlastni elementy (pocitane FMFT) na oskulacnich, bylo by treba navic odecist polovinu stredovaciho okna (tj. 1.22/2 Myr v mem pripade). Tuto korekci jsem ale nedelal a zrejme ani ty ne, soude podle definic v Nesvorny & Bottke (2004). -- A nyni k rychlostem, resp. k zavislosti v(D). BEZ jakekoliv kontroly konvergence uhlu (tzn. pro VSECH 432 asteroidu, ktere si mi posilal v souboru family.list) to vychazi takto: sklon v(D) =~ D^alpha vychazi pro D = 1 az 2.5 km v intervalu alpha = -0.9 az -0.2 . (Toto uz jsou opravdu POLYNOMY, nikoli linearni fity.) (viz obrazek v_cutoff6_gauss_FGRID_1-3KM_VD_slope_poly_ALL3.png) Pro ty geometrie, kdy pole rychlosti neni prilis anizotropni (pomer slozek rychlosti je mezi 0.67 a 1.5), vychazeji sklony v(D) v uzsim intervalu alpha = -0.8 az -0.4 . V porovnani s tim vetsi asteroidy (D = 2.5 az 4.5 km) maji sklony jen velmi nevyrazne, misty dokonce kladne: alpha = -0.3 az 0.3 . (v_cutoff6_gauss_FGRID_3-5KM_VD_slope_poly_ALL3.png) Na chyby techto parametru tezko soudit, ale pokud vypoctu chybu medianu v(D), pro dany interval D, jako rozptyl aritmetickeho prumeru (tj. sigma_v(D)/(N-1), kde N je pocet bodu), vidim, ze ty fity polynomem na log-log grafu vypadaji rozumne a jejich chi^2 je radu N. (Mozna by bylo uzitecne, kdyby ses podival na JEDNOTLIVE fity v(D) v adresarich VD_slope/ - ty jsou linearni - a VD_slope_poly/ - to jsou polynomy zobrazene na linearnich osach.) -- Protoze jsem v nasledujicim potreboval pocitat vlastni elementy a kontrolovat konvergenci, na coz ovsem potrebuji pocatecni podminky (tedy oskulacni elementy), identifikoval jsem shluk Karin z katalogu AstDys znovu pomoci HCM na v_cutoff = 15 m/s a prislusne oskulacni elementy ziskal z AstOrbu. Pokud bych nasadil prilis striktni kriterium na konvergenci uhlu (napriklad maximalni Delta Omega a Delta varpi = 60 deg), tak se proste "orezou" asteroidy na okraji rodiny a sklon v(D) je pak pochopitelne podstatne mensi, pokud vubec nejaky. -- Pokud pouziji kriterium konvergence drah takove, ze pro male asteroidy (D = 1 km) povolim Delta Omega nebo varpi az 150 deg a pro velke to zmensuji umerne 1/D (pro D = 5 km vychazi limit jen 30 deg), dostanu tyto sklony: alpha = -0.2 +- 0.1 To je pro geometrie davajici neprilis anizotropni pole rychlosti. Zrejme se to neda povazovat za prokazani nejake zavislosti v na D. (Viz tez adresar Karin_in_3D/, kde si muzes prohlednout shluk asteroidu, ktere prosly "sitem" vyberu, tj. konvergencnim kriteriem, (a,H) kriteriem a konecnym (a,e,i) kriteriem.) -- Mozna je vsak nekonstatni v(D) zpusobene CISTE Jarkovskeho jevem, ktery se projevuje pro MALE asteroidy jako posun v *a* a tedy i v rychlostech?! Cili, z rovnic: Delta Omega =~ 1/2 * ds/da * da/dt * tau^2 Delta varpi =~ 1/2 * dg/da * da/dt * tau^2 jsem vypocital da/dt pro jednotlive asteroidy, vzal jsem v uvahu POUZE ty asteroidy, u kterych: 1) sedelo da/dt vypoctene z Delta Omega s da/dt z Delta varpi; (u mensiny techto asteroidu vsak stale vychazeji prilis VELKE drifty, pokud by mely byt zpusobene jen Jarkovskeho jevem); 2) posunul jsem VLASTNI *a* o hodnotu tau*da/dt; 3) jsem "konzervativne" vyhazel i ty zbyle asteroidy, ktere byly prilis odlehle na grafech (a,H) a take (a,e,i). Provedl jsem analyzu v(D) znovu a vysledek: alpha = NULA +- 0.2 -> sklon v(D) je v tomto pripade neprokazatelny. Vyse uvedena kriteria opet spolehlive vyradila vetsinu malych asteroidu na okrajich rodiny. (v_cutoff6_gauss_FGRID_YESHIFT_VD_slope_poly_ALL3.png) -- Ad POZADOVE asteroidy: kdyz pro ne nakreslim (a,e,i) nebo (a,H), po ODEJMUTI shluku Karin (s uvazenim konvergence drah), nezda se, ze by zbylo nejake halo nebo jakkoli podezrela koncentrace - proste jsou v boxu rozesete rovnomerne. Jinymi slovy: asteroidy na okraji rodiny jsou proste pozadi. Kdyby nepatrily do pozadi, tak bychom zde museli videt nejake prebytky asteroidu. Snad jen dve "ale": na grafu je trochu patrna "houbicka", tedy asteroidy nahore nad (832) Karin. Tam kde je jadro shluku Karin zase chybi pozadove asteroidy, ale to je pochopitelne. (spust si Karin_in_3D/background.plt) -- Jaky z toho udelat zaver? Jeste se musime nejak ujistit, zda ty male asteroidy na okraji patri do rodiny nebo ne, protoze prave na nich citlive zavisi MEDIANY rychlosti v danem intervalu D. Podle vyse uvedeno se mi zda, ze bychom s nimi spise pocitat NEMELI a tedy neplati ani nejaka silna zavislost v(D) :( -- Obrazky dokumentujici vyse uvedena tvrzeni jsou zde: http://sirrah.troja.mff.cuni.cz/yarko-site/tmp/karin_rychlostni_pole/ (Snazil jsem se je vhodne pojmenovat a popsat osy tak, aby bylo zrejme oc v nich jde. Prakticky na vsechny kroky analyzy mam napsane nejake skripty, takze to neni problem ten "retezec" pustit v budoucnu znovu.) V ponekud zachmurenejsi nalade budu vdecny za jakekoliv komentare... Zdravi Mira