Исследование избранных двойных и кратных астероидов из группы асз и главного пояса на основе фотометрических наблюдений

УЧРЕЖДЕНИЕ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК

ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РАН

На правах рукописи

ВЕРЕЩАГИНА Ираида Александровна

ИССЛЕДОВАНИЕ ИЗБРАННЫХ ДВОЙНЫХ И КРАТНЫХ

АСТЕРОИДОВ ИЗ ГРУППЫ АСЗ И ГЛАВНОГО ПОЯСА НА

ОСНОВЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ

Специальность 01.03.01 – астрометрия и небесная механика

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург – 2011

Работа выполнена в Учреждении Российской академии наук Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН.

Научный руководитель: кандидат физико-математических наук Девяткин Александр Вячеславович (ГАО РАН)

Официальные оппоненты: член-корреспондент РАН, доктор физико математических наук Абалакин Виктор Кузьмич (ГАО РАН) кандидат физико-математических наук Барабанов Сергей Иванович (ИНАСАН)

Ведущая организация: Санкт-Петербургский государственный университет (СПбГУ).

Защита состоится 11 марта 2011г. в 11 часов 30 минут на заседании Диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, г. Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, ГАО РАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН

Автореферат разослан 10 февраля 2011г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д 002.120.01, кандидат физико-математических наук Е.В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы Еще сравнительно недавно возможность существования двойных астероидов в Солнечной системе рассматривалась только как гипотеза.

Революционным стало открытие в 1994 году космическим аппаратом «Галилей» спутника у астероида (243) Ida. В настоящее время существование двойных астероидов уже не вызывает сомнений. Были обнаружены не только двойные, но и тройные астероиды, как в главном поясе астероидов, так и среди астероидов, сближающихся с Землей (группа АСЗ), и даже среди объектов пояса Койпера [http://www.johnstonsarchive.net/astro/asteroidmoons.ht Открытие кратных астероидов позволило по-новому взглянуть на ml].

вопросы о происхождении и формировании тел Солнечной системы.

Чем сложнее космическая система, тем более ценную информацию несет она о своем происхождении и эволюции. Понимание происхождения и динамики двойных и кратных астероидов само по себе является важной научной задачей. Решение данной задачи помогает также пролить свет на более глобальные задачи, связанные с вопросами формирования Солнечной системы. Так, существование кратных астероидов, как это упоминалось выше, может свидетельствовать о том, что на ранней стадии формирования Солнечной системы в астероидном поясе существовали более крупные «родительские» тела, которые затем распались на более мелкие. Изучение двойных астероидов группы АСЗ дало основание предполагать, что объекты группы АСЗ могут быть «выходцами» из главного астероидного пояса.

Однако кратные объекты встречаются также и в поясе Койпера. Многое еще остается неясным в вопросе происхождения малых тел Солнечной системы.

Изучение кратных астероидов из разных групп, их свойств, физических параметров и динамики, позволит пролить свет на многие связанные с этим вопросы.

Особенно актуальна задача изучения кратных объектов группы АСЗ в связи с так называемой астероидной опасностью. Понимание происхождения и динамики малых тел группы АСЗ позволит вовремя предотвратить угрожающую Земле опасность.

Цели работы Основная цель настоящей работы заключалась в исследовании избранных двойных и тройных астероидов из главного пояса астероидов и группы АСЗ. В качестве объектов исследования были выбраны тройные астероиды главного пояса 45 Eugenia и 87 Sylvia, двойные астероиды VV2 и 137170 (1999 HF1) из группы АСЗ, и, наконец, двойные астероиды Antiope, 762 Pulcova, 1313 Berna и 22 Kalliope из главного астероидного пояса. Выбор астероидов определялся благоприятными условиями их наблюдений.

На основе полученных фотометрических наблюдений астероидов и их анализа были построены модели исследуемых объектов. Сравнение модельных кривых блеска с наблюдениями позволило определить неизвестные физические параметры избранных для исследования астероидов, к числу которых относятся масса, плотность, размеры и форма компонентов, элементы орбит спутников, параметры, характеризующие отражательные свойства поверхности астероида, периоды вращения и т.п.

Научная новизна работы На основании полученных наблюдений, впервые определена форма главного компонента двойных астероидов 2006 VV2 из группы АСЗ и Pulcova из главного пояса. Для тройных астероидов главного пояса 45 Eugenia и 87 Sylvia и двойного астероида 22 Kalliope форма главного компонента была уточнена.

Метод исследования отражательных свойств поверхностей астероидов, заключающийся в сравнении длительных (многолетних) рядов наблюдений с модельными кривыми блеска, был применен к исследуемым астероидам впервые. С помощью данного метода были исследованы поверхностные характеристики астероидов 90 Antiope, 45 Eugenia, 762 Pulcova, 87 Sylvia, 1313 Berna.

Для двойных астероидов 2006VV2 и 137170 (1999 HF1) из группы АСЗ впервые были найдены элементы устойчивых орбит спутников, которые удовлетворяют наблюдательным данным.

Для тройного астероида 45 Eugenia был найден возможный диапазон элементов устойчивых орбит для второго спутника. Была построена модель тройной системы данного астероида, что позволило впервые объяснить расхождение в определении наклона оси вращения главного компонента из наблюдений фактом наличия вынужденной прецессии оси вращения, вызванной возмущениями от спутников.

Для астероида 22 Kalliope были получены новые значения оценки массы, плотности и размеров компонентов, которые позволили по-новому взглянуть на химический состав и внутреннюю структуру данного астероида.

Научная и практическая значимость работы Научная ценность данной работы состоит в получении новых сведений об исследованных в настоящей работе астероидах. В частности, полученные характеристики отражательных свойств поверхностей и физические параметры кратных систем могут быть использованы в исследованиях, посвященных вопросам происхождения данных астероидов и их роли в формировании Солнечной системы.

Практическая значимость работа состоит в накопленном массиве наблюдательных данных исследуемых астероидов. Полученные наблюдения могут использоваться в дальнейших исследованиях данных объектов, как по выбранной тематике, так и в задачах другого рода, например, для определения астрометрических положений астероидов с целью уточнения их гелиоцентрических орбит. Кроме того, практическую ценность представляет написанная в рамках настоящего исследования программа для моделирования кратных астероидов и их кривых блеска. Данная программа может быть использована для более широкого круга задач, например, для изучения взаимных явлений в системе спутников больших планет.

Достоверность результатов Достоверность полученных в настоящей работе результатов подтверждается, прежде всего, совпадением кривых блеска, построенных на основе полученных моделей астероидов, с кривыми блеска, полученными из наблюдений. Достоверность оценок формы главных компонентов проверяется путем сравнения с прямыми изображениями астероидов, полученными с помощью наблюдений на крупных телескопах с адаптивной оптикой. Полученные оценки параметров сравниваются с оценками других авторов в тех случаях, когда таковые имеются.

На защиту выносятся 1. Определение формы главного компонента двойных астероидов 2006 VV2, 762 Pulcova, 22 Kalliope и тройных астероидов 45 Eugenia, 87 Sylvia.

2. Получение возможных устойчивых орбит спутников с оценкой их элементов и динамической эволюции для двойных астероидов 2006 VV2, 137170 (1999 HF1), 762 Pulcova и тройного астероида 45 Eugenia.

Объяснение расхождений в определении из наблюдений наклона оси вращения главного компонента астероида 45 Eugenia фактом наличия вынужденной прецессии оси вращения, вызванной возмущениями от спутников.

3. Результаты исследования отражательных свойств поверхности астероидов 90 Antiope, 45 Eugenia, 762 Pulcova, 137170 (1999 HF1), 87 Sylvia, на основе сравнения модельных кривых блеска с 1313 Berna наблюдениями на длительных интервалах времени.

4. Вывод о химическом составе и внутренней структуре астероидов VV2, 137170 (1999 HF1), 22 Kalliope на основе полученных значений их масс, плотностей, абсолютных звездных величин и показателей цвета.

5. Разработка и реализация алгоритма для отождествления отсчетов с лимбов, используемых в качестве элементов датчика угла поворота на телескопах ЗА-320М и МТМ-500М.

Апробация результатов Основные результаты данной работы докладывались на следующих конференциях:

1) Международная конференция околоземных «Наблюдение космических объектов», Звенигород, Россия, 24–26 января 2008 г.;

2) Международная конференция «Earth-based support to GAIA Solar System Science», Франция, 27 – 28 октября 2008 г.;

3) I Пулковская Молодежная конференция, Санкт-Петербург, Россия, июня 2008 г.;

4) II Пулковская Молодежная конференция, Санкт-Петербург, Россия, 4 6 июня 2009 г.;

5) Всероссийская астрометрическая конференция «Пулково-2009», Санкт-Петербург, Россия, 15-19 июня 2009 г.;

6) Международная конференция «17th Open Young Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics (YSC`17)», Киев, Украина, 26 апреля 1 мая 2010 г.;

7) III Пулковская Молодежная конференция, 27-30 сентября, Санкт Петербург, Россия, 2010 г.;

8) Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2010), Нижний Архыз, Россия, 12-19 сентября 2010 г.;

9) Международная конференция «GAIA Follow-up Network for Solar System Objects (GAIA-FUN SSO)», Париж, Франция, 29 ноября – декабря 2010 г.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка цитируемой литературы и двух приложений. Работа содержит 73 рисунка и 10 таблиц. Список цитируемой литературы включает в себя 96 наименований.

Общий объем диссертации составляет 158 страниц.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обосновывается актуальность работы, описываются цели и задачи проводимого исследования, научная новизна и научная и практическая ценность диссертации. Сформулированы положения, выносимые на защиту, приводится список работ, в которых опубликованы результаты данного исследования. Указан личный вклад автора и апробация результатов, и дано краткое содержание диссертации.

В Главе 1 приводится общее описание задачи изучения кратных астероидов в Солнечной системе.

Глава 2 посвящена описанию автоматизированных телескопов ЗА-320М и МТМ-500М, на которых были получены наблюдения астероидов, исследуемых в настоящей работе.

В пункте 2.1 приводится общее описание технических характеристик и принципа работы данных автоматизированных телескопов.

Пункт 2.2 посвящен описанию созданного автором данной работы алгоритма отождествления отсчета с лимба при автоматическом наведении трубы телескопа на заданный объект. Создание нового алгоритма понадобилось вследствие того, что прежняя программа для определения положения трубы телескопа выдавала очень большой процент ошибок (до 20%).

В процессе наведения трубы телескопа на объект с помощью специально установленных ПЗС-камер происходит захват изображений с лимбов. Целью работы данного алгоритма является определение по полученному изображению цифрового отсчета в долях градуса. Данная задача осложняется тем, что на изображениях присутствуют оптические искажения, такие как дисторсия, которая заключается в изменении расстояния между штрихами от центра к краям кадра. Но самой большой проблемой является наличие на изображениях так называемых пятен, яркость которых сравнима с яркостью цифр и штрихов.

Созданный алгоритм отличается от предыдущих главным образом тем, что в нем была разработана схема учета и устранения оптических искажений, прежде всего, пятен на цифрах и штрихах. Эффективность работы данного алгоритма показана на рисунке 3. Дисторсия учитывается при помощи математической функции, представляющей полином 4-й степени. Данная функция также позволяет при необходимости восстанавливать неотождествленные штрихи на изображении.

Рис.1. Верхняя часть изображения с лимба до очищения от пятен (сверху) и после (снизу).

При отождествлении цифр по шаблонам в предыдущих программах часто возникали ошибки, связанные с тем, что одна и та же цифра на разных частях лимба выглядит по-разному опять же из-за оптических искажений и неравномерной подсветки. В данной программе был разработан специальный алгоритм отождествления цифр, который основан на статистике совпадений цифры с шаблонами, а также на эвристических приемах.

В результате, с помощью созданного алгоритма удалось снизить процент ошибок отождествления отсчетов до 0.000002%.

Глава 3 содержит описание методов получения, обработки и анализа фотометрических наблюдений.

Пункт 3.1 содержит описание принципов организации фотометрических наблюдений астероидов на телескопах ЗА-320М и МТМ-500М.

В пункте 3.2 приводится описание программных пакетов и методов, использовавшихся для обработки получаемых фотометрических наблюдений.

Пункт посвящен описанию методов частотного анализа, 3. использующихся для выявления периодичностей в полученных рядах наблюдений. В настоящей работе использовались три метода: метод CLEAN, метод Скаргла и вейвлет-анализ.

Пункт 3.4 посвящен анализу наблюдательного материала. Здесь приводятся методы для определения таких параметров как форма астероида, его размеры, координаты полюса вращения, абсолютная звездная величина и др.

В Главе 4 описываются методы, использовавшиеся в данной работе для построения моделей кратных астероидов.

Пункт 4.1 посвящен описанию модели системы из двух и трех тел на основе классических уравнений поступательно-вращательного движения.

В пункте 4.2 описывается принцип моделирования кривой блеска кратного астероида с учетом взаимных явлений (затмений и покрытий).

Также в данном параграфе описываются использовавшиеся при моделировании законы отражения Люмме-Боуэлла и Хапке.

Пункт 4.3 содержит описание программного обеспечения, созданного автором настоящей работы для реализации процесса моделирования исследуемых астероидов.

Глава 5 посвящена результатам исследования избранных астероидов.

В пункте 5.1 приводятся результаты исследования двойного астероида 2006 VV2 из группы АСЗ. Для данного астероида на основе полученный наблюдений были определены показатели цвета, абсолютная звездная величина, а также его возможный таксонометрический класс по Толену. На основе этих результатов была получена оценка плотности объектов, которая составила плотности 2.71 ± 0.04 г/см3. Используя данную оценку, впервые были получены значения масс компонентов, которые приводятся в таблице 1.

Таблица 1. Оценки масс компонентов астероида 2006 VV2 в предположении плотности 2.71 ± 0.04 г/см3 (классы A, Q, V).

Масса, кг 8.3 1012 ± 0.1 Главный компонент 1.77 1011 ± 0.03 Спутник 8.4 1012 ± 0.1 Масса системы Основываясь на полученном наблюдательном материале, также была сделана оценка формы главного компонента астероида, определено положение полюса его вращения, уточнен период осевого вращения.

Соответствующие результаты приведены в таблице 2. На рисунке 2 показана полученная форма главного компонента в трех различных ракурсах.

Рис. 2. Форма главного компонента астероида 2006 VV2, показанная с трех разных ракурсов.

Таблица 2. Оценки эклиптических координат полюса, периода вращения и размеров главного компонента астероида 2006 VV2.

, °, ° P, часы 37 ± 2 29 ± 3 2.410541 ± 0. Размеры a b c, км 0.92 0.89 0.89 ± 0. Полученная форма главного компонента, а также оценки масс позволили определить возможную устойчивую орбиту спутника, наиболее близко соответствующую данным радарных наблюдений. В таблице приводятся элементы данной орбиты.

Таблица 3. Полученные элементы устойчивой орбиты спутника астероида 2006 VV2.

Приведены также оценки параметров орбиты из IAU Circular 8826, 2007.

Большая Эксцентриси Наклонение Период полуось a, км тет e P, часы i, ° 1.5 - - ~ IAU Circular 8826, Результаты данной работы 1.9 ± 0.2 0.10 ± 0.06 0.000 ± 0.002 6.1 ± 0. Построенная таким образом модель астероида 2006 VV2 позволила получить модельную кривую блеска системы. Ее сравнение с наблюдаемыми кривыми блеска приведено на рисунке 3. Видно, что кривые блеска, модельная и наблюдаемая, хорошо согласуются между собой.

Рис. 3. Наблюдаемая кривая блеска астероида 2006 VV2 (точки) в сравнении с модельной, полученной с использованием закона отражения Люмме-Боуэлла (пунктирная линия).

В пункте 5.2 описаны результаты исследования двойного астероида главного пояса 90 Antiope. Для данного астероида было обнаружено почти синусоидальное изменение блеска с периодом 0.54 года и амплитудой, достигающей 2m. Это изменение блеска связано с изменением угла фазы, т.е.

площади освещенной поверхности компонентов, и обусловлено особенностями отражательных свойств их поверхности. Были смоделированы кривые блеска астероида с использованием разных законов отражения, в результате чего было установлено, что наилучшее совпадение с наблюдениями дает кривая блеска, полученная с помощью закона отражения Люмме-Боуэлла с коэффициентом ассиметрии g = –0.8 (рис.4). Также для данного астероида была получена оценка slope-параметра G = 0.05 ± 0.02.

Рис. 4. Наблюдения астероида 90 Antiope в период с 2006 по 2010 гг (точки) и модельная кривая блеска, полученная с использованием закона отражения Люмме-Боуэлла (сплошная серая линия).

Пункт 5.3 посвящен тройному астероиду главного пояса 45 Eugenia. Для данного астероида была уточнена форма главного компонента, которая приведена на рисунке 5. На рисунке 6 показано прямое изображение главного компонента, полученное на телескопе Keck II, прежняя форма главного компонента и новая форма, полученная в настоящей работе. На рисунке показано совпадение модельных кривых блеска для новой и старой форм в сравнении с наблюдениями.

Рис. 5. Форма главного компонента астероида 45 Eugenia в трех различных ракурсах, полученная в настоящей работе.

Из приведенных результатов видно, что полученная в настоящей работе форма дает лучшее согласование с наблюдениями, чем прежняя. Однако, остается некоторое расхождение с наблюдательными данными, вызванное неопределенностью в наклоне оси вращения главного компонента к эклиптике. Данная неопределенность в градусов отмечалась ранее и другими авторами.

Рис. 6. Прямое изображение главного компонента астероида 45 Eugenia, полученное с помощью адаптивной оптики, форма главного компонента, полученная в работе [Marchis et al, 2006] (a) и форма главного компонента, полученная в настоящей работе (b).

На основе имеющихся данных о спутниках астероида, были найдены элементы их устойчивых орбит. Поскольку для второго спутника не существовало никаких наблюдательных данных об его орбите, была найдена возможная область существования устойчивых орбит, которая начинается со значений большой полуоси a2 = 1.65a1 = 1930 км, где a1 =1170 км. На рисунке 8 приведена полученная тройная система и показана эволюция орбит и оси вращения главного компонента. Видно, что ось вращения главного компонента испытывает вынужденную прецессию, связанную с возмущением от спутников, с углом раствора в 10 градусов и периодом 66 суток. Этот факт объясняет существующую неопределенность в наклоне полюса вращения главного компонента к эклиптике, определяемого из наблюдений в разные годы.

На основе сравнения модельной кривой блеска с наблюдениями был определен фактор ассиметрии астероида g = –0.75.

В пункте 5.4 излагаются результаты исследования двойного астероида главного пояса 762 Pulcova. Для данного астероида из полученных наблюдений была впервые определена форма главного компонента и положение полюса его вращения. Согласно полученному решению, координаты полюса вращения составляют = 71 ± 3°, = 53 ± 2°. На рисунке 9 представлена полученная форма в трех различных ракурсах, а на рис. приведено сравнение данной формы с прямым изображением астероида с телескопа Keck II.

Рис.7. Наблюдения астероида 45 Eugenia (точки) в сравнении с модельными кривыми блеска, полученными для двух различных форм главного компонента: прежней (серая линия) и новой (черная линия).

Рис. 8. Эволюция системы астероида 45 Eugenia за 1 год при наличии двух спутников.

Рис. 9. Форма главного компонента астероида 762 Pulcova,полученная в настоящей работе, в трех различных ракурсах.

Рис. 10. Форма главного компонента астероида 762 Pulcova, полученная в настоящей работе, в сравнении с прямым изображением астероида, полученным с помощью телескопа с адаптивной оптикой Keck II.

На рисунке 11 представлена модельная кривая блеска для полученной формы главного компонента в сравнении с наблюдениями. Видно, что совпадение модели с наблюдениями достаточно хорошее.

Согласно полученным результатам, размеры главного компонента астероида по трем направлениям составляют 74.773.258.9 км, что соответствует отношениям размеров a/b = 1.02 и a/c = 1.27.

Были также определены элементы устойчивой орбиты спутника, соответствующей наблюдательным данным. Было получено, что элементы орбиты вследствие возмущений меняются в пределах a € [808, 810] км, e € [0.001, 0.005], i € [0, 2.87]°.

С помощью сравнения модельной кривой блеска с наблюдениями была определена оценка фактора ассиметрии астероида g. Наилучшее согласование с наблюдениями дает закон отражения Люмме-Боуэлла со значением g = –0.7, что видно из рисунка 12.

Пункт 5.5 посвящен результатам исследования двойного астероида 137170 (1999 HF1) из группы АСЗ. Были получены оценки размеров главного компонента: a = 2.12 ± 0.02, b = 1.77 ± 0.01, c = 1.73 ± 0.03 км. Была определена возможная устойчивая орбита спутника с элементами a ~ 6.2 км, e ~ 0.1, i ~ 2°. Полученные оценки масс компонентов приведены в таблице 4.

На основе сравнения полученных наблюдений с модельной кривой блеска было установлено, что значение фактора ассиметрии для данного астероида является очень большим по модулю: g = –0.9.

Таблица 4. Оценки масс компонентов астероида 137170 (1999 HF1).

Масса, кг 5.4 1013 ± 0.1 Главный компонент 8.151011 ± 0.05 Спутник 5.5 1013 ± 0.1 Масса системы Рис. 11. Наблюдения астероида 762 Pulcova в разные даты в сравнении с модельной кривой блеска.

Рис. 12. Модельная кривая блеска астероида 762 Pulcova для закона отражения Люмме Боуэлла (серая линия) в сравнении с наблюдениями (точки).

В пункте 5.6 рассказывается о результатах исследования тройного астероида главного пояса 87 Sylvia. Для данного астероида на основе довольно богатого наблюдательного материала была уточнена форма главного компонента, которая получилась существенно отличной от прежней оценки его формы. Из рисунка 13, где обе формы показаны в сравнении с прямыми изображениями астероида, видно, что новая форма дает лучшее согласие с наблюдениями. То же самое подтверждается рисунком 14, где приводится сравнение модельных кривых блеска для разных форм с наблюдениями.

Подобное сравнение на более длительном интервале времени показало, что наилучшее совпадение с наблюдениями получается при использовании закона отражения Люмме-Боуэлла со значением коэффициента ассиметрии g = –0.7.

В пункте 5.7 рассказывается о результатах исследования двойного астероида главного пояса 22 Kalliope. Для наблюдений взаимных явлений в системе астероида была организована международная наблюдательная кампания, во главе которой стоял P. Descamps из Парижской обсерватории.

Пулковская обсерватория в лице автора данной работы также принимала участие в этой наблюдательной кампании. На основе проведенной работы была уточнена форма главного компонента астероида, а также заново определены массы и плотность компонентов.

Помимо этого, на основе выполненных наблюдений данного астероида автором работы были получены оценки показателей цвета B–V = 0.66 ± 0.05 и V–R = 0.79 ± 0.09.

И, наконец, в пункте 5.8 приводятся результаты исследования двойного астероида главного пояса 1313 Berna. Путем сравнения модельных кривых блеска с полученными наблюдениями установлено значение фактора ассиметрии g = –0.6, а также определена возможная принадлежность данного астероида к таксономическому классу С.

Рис. 13. Прямые изображения астероида 87 Sylvia, полученные с помощью телескопа Keck-II (a), новая форма главного компонента, полученная в данной работе (b), прежняя форма главного компонента (c).

Рис. 14. Наблюдаемая кривая блеска астероида 87 Sylvia (точки) в сравнении с модельными кривыми, полученными с использованием двух разных форм главного компонента: старой (серая линия) и новой (черная линия).

В Заключении суммированы результаты работы.

В Приложениях приведены вспомогательные математические выкладки для описания процесса моделирования кратных астероидов.

Список опубликованных работ Результаты, изложенные в диссертации, опубликованы в следующих статьях:

1) Верещагина И.А., Горшанов Д.Л., Девяткин А.В., Папушев П.Г.

«Особенности кривых блеска астероидов (39) Летиция, (87) Сильвия, (90) Антиопа и 2006 VV2» // Астрономический вестник, т. 43, №4, 2009, с. 291-300.

2) Descamps, P., Marchis, F., Devyatkin, A., Verestchagina, I. et al. «New determination of the size and bulk density of the binary Asteroid Kalliope from observations of mutual eclipses» // Icarus, v. 196, Is. 2, 2008, p. 578-600.

3) Девяткин А.В., Горшанов Д.Л., Куприянов В.В., Верещагина И.А., Бехтева А.С., Ибрагимов Ф.М. и «Астрометрические фотометрические наблюдения тел Солнечной системы на автоматизированном зеркальном астрографе ЗА-320М Пулковской обсерватории» // Астрон. Вестник, т. 43, № 3, 2009, с. 291-300.

4) А.В.Девяткин, А.П..Кулиш, А.В.Шумахер, И.А.Верещагина, В.В.Куприянов, А.С.Бехтева «Оптический датчик угла положения автоматизированного телескопа ЗА-320М Пулковской обсерватории»

// Оптический журнал, т. 75, №1, 2008, с. 73-79.

5) Верещагина И.А., Девяткин А.В., Горшанов Д.Л., Модели двойных астероидов (137170) 1999 HF1 и 2006 VV2, сближающихся с Землёй // ИЗВ. ГАО, т. 219, вып. 1, 2010, c. 75-86.

6) Верещагина И.А., Девяткин А.В., Горшанов Д.Л., Карашевич С.В., Найден Я.Н., Соков Е.Н. и построение моделей «Фотометрия некоторых двойных и кратных астероидов главного пояса и группы АСЗ» // ИЗВ. ГАО, т. 219, вып. 4, 2010, c. 61-66.

7) Верещагина И.А., Шор В.А. «О динамике возможной двойной системы астероида 1220 Крокус» // ИЗВ. ГАО, т. 218, 2006, с.61-68.

8) Верещагина И.А., Бехтева А.С., Куприянов В.В. «Автоматизация процесса астрономических наблюдений на зеркальном астрографе ЗА 320М. III. Новый алгоритм определения отсчетов лимбов» // ИЗВ.

ГАО, т. 218, 2006, с. 327-338.

9) Девяткин А.В., Львов В.Н., Горшанов Д.Л., Верещагина И.А., Куприянов В.В. и фотометрия тел Солнечной «Астрометрия системы». Сборник «Астрономические исследования в Пулкове сегодня» под ред. А.В. Степанова, СПб, ВВМ, 2009, с.278-294.

В статьях 1, 3, 5, 6, 7, 9 автор участвовал в постановке задачи, проведении наблюдений, их обработке. Автором созданы программы для анализа наблюдений и проведена их интерпретация. В статье 2 автор участвовал в выполнении наблюдений и их обработке. В статьях 4, 8 на долю автора приходится разработка нового алгоритма отсчета лимбов.