Оглавление 2
ОГЛАВЛЕНИЕ
ВВЕДЕНИЕ ............................................................5
§1. Состояние проблемы...............................................5
§2. Постановка задачи...............................................12
§3. Общая характеристика работы.....................................16
ГЛАВА I ЗАДАЧИ КОСМИЧЕСКОЙ АСТРОМЕТРИИ..............................26
§1.1. Возникновение новых задач ....................................26
§1.2. Н1РРА11С08: метод, выполнение, результаты.....................29
§1.3. Методы наведения и ггрограммы обзора неба.....................33
§1.4. Построение невращающейся ВСК и изучение звездного населения
Галактики. Роль космической интерферометрии ....................37
§1.5. Использование трнгональных центров либрации в системе «Солнце —
барицентр “Земля-КЛуна”»........................................38
§1.5. Выводы главы I................................................39
ГЛАВА И ДВУХТЕЛЕСКОПНЫЙ ИНСТРУМЕНТ ДЛЯ ЦЕЛЕЙ
КОСМИЧЕСКОЙ АСТРОМЕТРИИ...................................41
§2.1. Основная концепция инструмента ...............................41
2.1.1. Исходные положения...........................................41
2.1.2. Принципиальная схема прибора в исходной концепции............41
2.1.3. Микрометр....................................................44
2.1.4. Порядок работы прибора в режиме сканирования.................45
2.1.5. Возможные варианты использования прибора.....................47
§2.2. Оптическая схема инструмента и ее компоновка.
Варианты (2, 3, 4 поля зрения).................................48
§2.3. Динамические свойства космического аппарата...................51
§2.4. Моделирование работы микрометра...............................55
2.4.1. Формирование модели фокального изображения...................57
Оглавление 3
2.4.2. Оценки ошибок абсцисс..........................................61
§2.5. Выводы главы II.................................................70
ГЛАВА III КОСМИЧЕСКИЙ ПРОЕКТ АИСТ-СТРУВЕ..............................72
§3.1. Концепция эксперимента и его цели...............................72
§3.2.Схемы сканирования неба..........................................75
3.2.1. Револьверная схема, примененная в проекте Шррагсов.............76
3.2.2. Инитные схемы сканирования.....................................77
3.2.3. Сравнение схем сканирования....................................82
§3.3. Микрометр и разделение объектов совмещенных полей.
Отождествление классов объектов...................................85
§3.4. Мощность канала связи и ожидаемый поток информации..............90
§3.5. Выводы главы III.............................................. 92
ГЛАВА IV. АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЧАСТЬ ПРОГРАММЫ
НАБЛЮДЕНИЙ С ИНСТРУМЕНТАМИ МССО ............................93
§4.1. Особенности проекта создания МССО...............................93
4.1.1 Постановка задачи ..............................................93
4.1.2. Общая схема предлагаемых астрономических
программ эксперимента............................................94
4.1.3. Схема оптимального вывода космических аппаратов в окрестности центров либрации ................................................97
4.1.4. Физические и астрономические условия решения навигационных задач .101 §4.2. Инструментальное и методическое решение задачи автономного
определения пространственного положения КА .....................103
4.2.1. Звездный датчик ..............................................103
4.2.2. Методика автономного пространственного определения положения космического аппарата...........................................107
1°. Определение положения КА только по собственным угловым измерениям.. 108 2°.Определение положения КА при имеющихся прямых радиоизмерениях дальностей от наземного командно-измерительного комплекса до КА. Вычисление базы стереоскопа.................................... 111
Оглавление 4
4.2. S. Наблюдения положении тел Солнечной системы методом прямой
триангуляции ..................................................113
4.2.4. Позиционные наблюдения контрастных деталей на Солнце и в его
окрестностях...................................................11В
§4.3. Инструментальное решение для выполнения дополнительной программы
фундаментальных исследований по астрономии.....................119
§4.4. Наблюдения параллаксов близких звезд...........................123
§4.5. Наблюдения явлений микролинзирования ..........................124
4.5.1. События микролинзирования ....................................124
4.5.2. Геометрические элементы движения зоны фокусировки объекта ....127
§4.6. Выводы главы IV ...............................................132
ЗАКЛЮЧЕНИЕ...........................................................133
Список работ, в которых отражено содержание диссертации автора 135
ЛИТЕРАТУРА...........................................................139
Введение
5
ВВЕДЕНИЕ
§ 1. СОСТОЯНИЕ ПРОБЛЕМЫ
Изучение распределения и движения небесных тел в космическом пространстве путем определения их положений и скоростей изменения этих положений, относимых к моменту измерения, является одной из основных задач астрономии. Для решения этой задачи необходимо построение на небесной сфере системы координат, опирающейся на систему избранных тел отсчета. Исторически и логически такое построение координатной системы является первым шагом в изучении Вселенной и представляет основную проблему астрометрии. Эта система координат по традиции, сложившейся за последние три века, отображается на небесную сферу и представляется фундаментальным каталогом, объединяющим каталоги, полученные с помощью многих инструментов. Определение расстояний до наблюдаемых объектов и определение их лучевых скоростей представляют собой отдельные задачи.
Вплоть до последних лет каталоги строились на основе классических меридианных и астропзафичсских методов с использовагшем наземных технических средств наблюдения — в основном, оптических.
В последние три десятилетия появились новые технические средства измерений — радиоинтерферометричеекие и светодальномерные, разработаны электронные средства эффективной регистрации излучений в радио-, инфракрасном, оптическом и ультрафиолетовом диапазонах, и возникла возможность использовать все эти средства не только в их наземном, но и в орбитальном размещении. Освоению космических условий способствует мощное развитие вычислительной техники и электронных устройств регистрации астрономических изображений и методов их обработки.
Первый полученный с помощью ИСЗ оптический звездный каталог ШррагсоБ открывает эпоху высокоточной глобальной космической астрометрии и подтверждает преимущества наблюдений из космоса, главным из которых является отсутствие диспергирующего, поглощающего и преломляющего действий атмосферы Земли на квантовый поток. Измерительный инструмент также освобожден от действия силы тяжести. Наблюдения действительно выполняются с
Введение
6
точностью, определяемой уровнем дифракционного предела разрешения оптики. Точность каталога ЬИррагсоБ в случайном и систематическом отношениях оказалась в 50 раз более высокой по сравнению с дифференциальными и астрографи-ческими каталогами типа РРМ [I], АСЯБ [2], и в 20 раз более высокой по сравнению с точностью фундаментальной системы РК5. Отсутствие суточных колебаний яркости неба и погодных ограничений и полная автоматизация наведения телескопов, регистрации изображений и передачи данных повышают эффективность наблюдений из космоса на 2 — 3 порядка по сравнению с наземными наблюдениями.
По существу, успех эксперимента РИррагсоя [3] вызвал бум разработок различных проектов для космической астрономии (астрометрии). В Таблице 1 представлены параметры ряда космических проектов, ориентированных на решение комплекса астрономических задач. Программы проектов формируются теперь по расширенным критериям. В них у'штывается вся совокупность проблем наблюда-телыгой оптической астрономии, доставляющей материал астрометрических, фотометрических и спсктрофотометрических наблюдений, предназначаемых для решения фундаментальных задач галактической и внегалактической астрономии.
Болсс очевидной стала связь астрометрии и фотометрии при геометрической и фотометрической редукции наблюдений, а также при построении изображений исследуемых объектов. Поэтому практически во всех проектах имеется многоцветная фотометрия. Эта связь выступает при разрешении изображений двойных и кратных систем также как наблюдательная единая задача, решение которой существенно влияет на отбор объектов, определяющих «систему тел отсчета» для построения ВСЖ.
Присутствие двойных звезд и кратных звездных систем в классических каталогах [4] было причиной появления дополнительных случайных и систематических ошибок этих каталогов. Устранение этих ошибок возможно либо при исключении таких объектов из «системы тел отсчета», либо путем учета их орбитальных движений.
В наземной оптической астрометрии анализ состава звезд каталога на двойственность был затруднен отсутствием данных фотометрических измерений при выполнении собственно астрометрических наблюдений.
Введение
1
Таблица I. Некоторые характеристики предлагаемых в настоящее время проектов космической астрометрии.
Параметр GAIA ROEMER ЛОМОНОСОВ
1. Число наблюдаемых объектов на небесной сфере > 50 млн., 109 > 400 млн. 400 000 звезд
2. Предельная зв.всл. 1). I5.5m, 2). 2 Г V> 18m 13 -14т
3.1 Іолнота обзора 1). 15.5"\ 2). 20'" V> 18е ю.о"
4. Априорная программа Пилот-каталог, программа не требуется Пилот-каталог, программа не требуется Жссткий список про- граммно-наблюдаемых звезд
5. Позиционная точность для V» 15ю 10 pas 100 pas 1000 - 2000 pas
6. Точность определения параллаксов 10 pas 100 pas 1000 - 2000 pas
7. Точность опр. собств движений 10 pas/год 100 pas/год 1000 - 2000 pas/год
8 Фотометрия UBVRt 4 средние полосы, 0.3 — 0.8 мкм 7-полос кая+широкая полоса 0.3 — 0.8 мкм нет дашгых расчета, в литературе не описана
9 Срок выполнения наблюдений 5 лет 2,5 года 2.5 - 3 гола
10. Оптнч. система Трехзеркальная система. Backer-Sclunidt Двухзеркальньш телескоп
11 Угловое поле зрения 1° 1.5° 0.25°
12. Апертура 3 м не сплошная, 50 см отверстия, база 2.5 м, 3 телескопа в жестком цилиндре, монтируются на орбите 70 см, два телескопа, монтируются жестко на Земле. Сложная система контроля взаимного положения двух раздельных телескопов. 105 см - гл. зеркало
13. Масштаб изображения 18.7 "/мм 29.5 7мм 4.125 7мм
14 Фокусное расстояние 11 м 7 м 50 м
15. Детектор Мозаика из 36 ПЗС в трех фокальных плоскостях Мозаика из 30 ПЗС! в двух фокальных плоскостях Мозаика ПЗС
16. Носитель Две ракеты "Ariane 5" "Ariane 5" "Энергия"
17. Орбита Либрациоиная точка системы "барицентр Земля+Луна -Солнце" Li Г состационарная Высокоапогейная эллиптическая с высотой апогея 120 тыс. км
18. Скорость сканирования 120 7сск 165 7сек позиционирование
19. Когда предложен 1994 Lund. 1993 1987
20. Масса Пока не объявлено, • но не менее 8 тонн около 3400 кг около 6 тонн
21. Закон сканирования "Hipparcos" "Hipparcos" Нет сканирования
Введение
8
Таблица 1. (Продолжение).
СТРУВЕ FAME DIVA ZODIAC СТЕРЕОСКОП
1 > 400 млн. 40 млн 5000 Список площадок
2 У> 18т 15 15 18m 20го
3 У> 18т 15 — — —
4 Пилот-каталог, программа не требуется Пилот-каталог, программа не требуется Жесткий список Жесткий список Обновляемый список
5 500 рая 60 pas 100 pas 20 pas 1000 - 2000 раБ
6 500 рая 60 pas 100 pas 20 pas 500 раз
7 500 рае/год 60 pas/год 100 pas/год 20 pas/год
8 7-полосная + широкая полоса 0.3 — 0.8 мкм многоцветная широкополос- ная. 0.4-0.9 мкм ивуя
9 3 г ода 5 лет 15 мес. >2.5 лет 11 лет
10. Складной Шмидт или снег. Корша Сист. Корша Апланат Г регори Система Корша или Шмидта
11. 1.7° 1° 0.5° 0.5°
12. 40 или 50 см, два телескопа с жесткой механической и оптической связью, монтируются на Земле 1м Физо 15 см Физо Интерфе- рометр Майкельсо- на. двухбазо- вый 50 см
1 82.55 '7мм 127мм 107мм 41.37мм
14. 2.5 м 15 м Эфф f 16.5м 5 м
15. Мозаика из 28 ПЗС в двух фокальных плоскостях ПЗС-мозаика ПЗС-мозаика Мозаики ПЗС
16. "Протон" Средн. кл. НАСА Ariane "Протон"
17. Геостационарная L, Геосинхр. Высокоапо- гейная Точки либрации системы « Солнце-Земля»
18. 150/сек 1207сек 1807сек
19. 1986 1996 1994 1993
20. 2600 кг <100 кг 2600 кг
21. Трехинитная или Ніррагсов Hipparcos Hipparcos позициони- рование позіщиоіпфование
• В Таблице I представлены четыре российских проекта, решающих задачи космической астрометрии. Два (АИСГ-СТРУВЕ [9*] и ЛОМОНОСОВ (38, 78|, ) находятся в стадии завершенных НИР. один. (ZODIAC (131). в стадии научной разработки. Четвертый проект (СТЕРЕОСКОП (I)) является ком(5иниро-ванным по программе исследований и составу аппаратуры.
• Проект NASA STEREO (см. http://sracescience.nasa. цоу/ао/99-oss-Ol/seclions.htmn не решает задачи астрометрии. Проект FAME представлен по источнику hup://aa.usno.iiavy.mil./FAME/
Введение
9
Новые программы наблюдений в орбитальных условиях выполняются как единый астрометрико-фотометрический эксперимент, что справедливо и для проекта ЛИСТ-СТРУВЕ [14*]. Анализ наблюдаемых объектов на переменность и периодичность изменения их яркости становится естественной и необходимой частью процессов наблюдений и обработки данных.
Повышение точности наблюдений и повышение эффективности применяемых средств — основной мотив, движущий разработчиков проектов. Фундаментальный предел точности, определяемый нестационарностью гравитационного поля Галактики, величина флуктуаций которого (как дисперсия направлений) может достигать десятков угловых микросекунд, а периодичность — от десятков до сотен лет [5], планируется достичь с использованием интерферомстрических систем GAIA [6] и ZODIAC [7], FAME [8], SIM [9], DIVA [10].
Однако выход технологий измерения на микросекундный уровень пока представляется как перспектива на ближайшие 5-15 лет и трактуется как «технологический вызов времени» [11].
Космический аппарат (КА), несущий измерительную аппаратуру микросс-кундного класса, должен не иметь вибраций и должен использоваться в состояниях, близких к состояниям полного покоя или «простого вращения» по инерции. Шумы регистрирующей аппаратуры при этом должны быть на уровне долей заряда электрона на один перенос заряда между соседними пикселами. Параметры углового движения КА должны контролироваться с точностью, лишь на порядок меньшей, чем точность определяемых параметров.
Интерферометр, как правило, имеет мсиъшис аперзуры, чем телескоп и поэтому' его предельная звездная величина примерно на Зт меньше, чем у телескопа (с некогерентным пучком). Поэтому выполнение экспериментов с телескопом с одной апертурой сохраняет актуальность, имея при этом и свои преимущества.
В проекте GA1A Европейского Космического Агентства это обстоятельство предлагается учесть путем сочетания некогерентного и интерферометрического блоков в системе регистрации [12]. Предельная звездная величина в интерферо-метрическом канале составит 15.5"', а в канале некогерентного пучка 21 - 22"'. Этот проект создается в основном силами ученых и инженерно-технических работников, уже имеющих опыт выполнения проекта I Iipparcos.
Введение
10
Наконец, 14 октября 1999 гола агентство NASA объявило о выделении финансирования на разработку интсрферометрического проекта FAME (Full-sky Astrometric Mapping Explorer), запуск которого планируется осуществить в 2004 году (см. http://www.usno.navy.mil/fame/).
Именно эти два проекта — GAIA и FAME — определяют перспективу развития астрономии Галактики (астрометрии, фотометрии и астрофизики) в начале XXI века. Европейским Космическим Агентством дтя решения задач микросе-кундной астрометрии и фотометрии звезд создана специальная лаборатория, имеющая целью разработку ПЗС-матриц па базе применения сверхпроводящих элементов [13]. В обоих проектах планируется при построении координатой системы достичь точности на уровне десятков микросекунд дуги, выполнить полный интерферометрический обзор неба, включающий положеггия всех детектируемых бортовой аппаратурой объектов, полущив при этом их блеск в известных фотометрических системах.
Применение ПЗС-матриц в качестве регистратора характеризуется резким повышешяем объема собираемой информации (по сравнению с диссектором ~ на 5 порядков), что, в свою очередь, требует использования на борту высокопроизводительного компьютера и наличия мощного канала связи с наземным пунктом сбора и обработки научной информации.
Базы данных, собираемых при выполнении космических проектов, снабжаемые средствами доступа и сервиса, являются материалом дтя многочисленных исследований, не планировавшихся при проведении самого эксперимента. Они допускают практически неограниченный временем срок их хранения и использования без потерь (происходящих, например, при хранении эмульсионных астро-негативов). В классический период наземной меридианной астрономии использование информации из наблюдений индивидуальных объектов было затруднено уровнем производительности ручного труда. Применение компьютерных систем содержит возможность построения единого банка электронных наблюдений, пополняемого каждым новым экспериментом и доступного для анализа любому исследователю.
Однако для выполнения высокоточных интерферомстрических наблюдений в орбиталып.гх условиях существуют объект ивные трудности как научного, так и
Введение
II
технологического характера. Проблема теоретического обеспечения проекта не сводится только к необходимости построить алгоритмы обработки данных. Необходимо не только изучить поведение и особенности инструмента, но построить и оптимизировать "функцию проекта", включающую все составляющие проекта — научные, технологические, стоимостные и гуманитарные и др. Решающее значение имеет здесь решение технологических проблем.
Таким образом, «технологический вызов времени» состоит в преодолении основных трудностей при инструментальном обеспечении планируемых проектов. Большинство из них связано с решением следующих проблем:
1). Техническое создание микрометра в виде мозаики ПЗС-матриц, покрывающей угловое поле диаметром в десятки минут или ~Гх Г, и разрешение проблемы считывания информации с использованием быстродействующего управляющего комплекса на борту;
2). Защита и калибровки ПЗС-матриц или матриц на сверхпроводящей элементной базе для долговременной работы;
3). Глубокое охлаждеігис ПЗС-матриц и подавление шумов считывания;
4). Повышение мощности каната связи и решение проблемы связи;
5). Построение космического аппарата с динамикой, свободной от вибраций и обеспечивающей возможность использования в орбитальных условиях астрометрического принципа прохождения в системах регистрации.
Проблемы наземной обработки менее трудны, не будучи ограничены во времени. Проекты DIVA, POINTS, (Таблица 1) и особенно российский проект ZODIAC не ставят задачи получить сплошной обзор неба с сохранением изображений всех объектов, регистрация которых возможна. Главная цель этой группы проектов — доказать принципиальную возможность достичь микросекундный уровень точности измерения дуг между центрами изображений одиночных небесных объектов. При этом, например, проект DIVA является тест-проектом для проекта GAJA.
Особенностью проектов миллисекундного и микросекундного уровней точности является то, что верификация их результатов возможна лишь путем повто-рения наблюдений через некоторый интервал времени как и при создании астрометрических каталогов в последние два века.
Введение
12
§2. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ
Теоретические и практические работы в области фундаментальной астрометрии выполнялись в Главной астрономической (Пулковской) обсерватории РАН с момента ее основания. Еще со времен В.Я.Струве при этом всегда осуществлялись поиск новых направлений и организация исследований наряду с выполнением длительных программ, включая международные. В современных условиях для развития Обсерватории требуется освоение новой тематики, предоставляемой космическими технологиями, как путем подключения к международным программам, так и путем выдвижения оригинальных проектов. Эти соображения стали побудительной причиной и настоящей работы. Личный опыт при длительных наблюдениях и их обработке по программам “Каталог звезд широтных программ” [14], “Положения тел Солнечной системы” [15, 16], а также изучение работ по проектам Hipparcos ESA [17], HST NASA [18] и др., стимулировали разработку инструмента, предназначаемого для наблюдений в условиях космоса с применением принципов и опыта меридианной астрометрии.
В эксперименте Ilipparcos [19] использован инструмент, изготовленный по схеме астрономической камеры Бэйкера-Шмидта. Измерительные функции выполнялись с применением эталона угла, позволяющего свести изображения двух площадок на небе, удаленных на базовое угловое расстояние в 58°, в единую фокальную плоскость инструмента и измерять микрометрически лить малые уклонения от величины базового угла. В качестве координатно-измерительного устройства использован так называемый растр — пластинка с 2688 прозрачными и 2687 темными полосами, расположенная в сферической фокальной поверхности. Применен классический фотоэлектрический принцип регистрации прохождения изображений по фокальной многощелевой решетке.
Однако в этой оптической схеме инструмента Hipparcos оказался не использованным важнейший принцип — принцип симметрии. Нарушена симметрия и в компоновке КА — симметрия масс относительно оси вращения, симметрия оболочки для компенсации действия светового давления, и в какой-то мере симметрия управляющих импульсов. Как следствие, оказалось невозможным использовать в полной мере принцип прохождения, при котором аппарат должен строго
- Київ+380960830922