Комплексный анализ наблюдений тел Солнечной системы методами астрометрии и фотометрии

Оглавление
Стр.
Введение.........................................................................8
Часть I. Модернизации и автоматизации телескопов Пулковской
обсерватории. Автоматизации обработки НЗС-наблюдсний......................29
Глава 1.1. Модернизации и автоматизация зеркального астрографа ЗА-320М...........29
Введение..................................................................29
§1.1.1. Устройство и основные параметры инструмента..............................30
§1.1.2. Модернизация узлов и механизмов комплекса телескопа ЗА-320М.............31
§1.1.3. Новая труба телескопа. ..................................................32
§1.1.4. Модернизация параллактической монтировки АПШ-5...........................35
§1.1.5. Модернизация механизмов купола павильона.................................37
§ 1.1.6. Оптико-механическое устройство службы „Ясное небо”......................38
§1.1.7. Электроника приводной части телескопа и купола павильона.................38
§1.1.8. Программное обеспечение..................................................43
§ 1.1.9. Учет ошибок наведения телескопа.........................................52
Основные результаты.......................................................53
Глава 1.2. Модернизации и автоматизации комплекса телескопа МТМ-500М 54
Введение..................................................................54
§ 1.2.1. Угломерные устройства...................................................55
§ 1.2.2. Привод часового ведения.................................................56
§1.2.3. Приводные усгройства установочных поворотов осей телескопа...............56
§1.2.4. Тормозные устройства осей телескопа......................................57
§1.2.5. Узел фокусировки.........................................................58
§1.2.6. Модернизация купольного оборудования.....................................58
§ 1.2.7. Вспомогательное оборудование............................................59
1.2.8. Электроника приводной части телескопа и купола павильона..................59
§1.2.8.1. Электроника приводной части телескопа..................................59
§1.2.8.2. Электроника приводной части купола.....................................61
§1.2.9. Модернизация оптической системы телескопа МТМ-500 и ее новые
аберрационныехарактеристики...............................................64
§1.2.10. Планетный короно1раф для наблюдения спутников планет....................65
§1.2.11. Программное обеспечение системы управления МТМ-500М.....................66
Основные результаты......................................................68
Глава 13. АПЕКС — программная система для обработки ШС-шображсний в
астрономии.................................................................69
Введение...................................................................69
§1.3.1. Программный пакет «Апекс-1»................................................70
§ 1.3.1.1. Астрометрия.............................................................70
§1.3.1.2. Фотометрия...............................................................71
§1.3.1.3. Практическое использование системы «Лискс-1».............................73
§1.3.1.4. Модуль ВИКА..............................................................77
§1.3.1.5. Процесс измерения в комплексе «Лпскс-f»..................................77
§1.3.2. Программный пакет «Апскс-Н»................................................79
§1.3.3. Практическое использование пакета профамм «Апекс-1»........................82
Основные результаты.........................................................82
Часть II. Развитие теории астромсгричсских редукций .............................84
Глава 2.1. Оптические позиционные наблюдения тел Солнечной системы и
редукция наблюдений за геометрические и фотометрические факторы 84
§2.1.1.1. Астрометрические методы наблюдений планет................................84
§2.1.1.2. Законы учета эффекта фазы, основанные на геометрических построениях......88
§2.1.1.3. Законы фазы, учитывающие распределение яркости по диску планеты..........91
§2.1.1.4. Методы экспериментального изучения эффекта фазы..........................93
§2.1.1.5. Способы, основанные на наблюдениях нсущсрблснного фазой края планеты....95
§2.1.1.6. Использование наблюдений спутников планет для определения ее центра 97
§2.1.1.7. Эмпирические формулы учета эффекта фазы..................................98
§2.1.1.8. Учет ошибки фазы на стадии уточнения орбит планет и определения
элементов ориентации каталогов..............................................99
§2.1.2. Теория астрометрической редукции позиционных и фотометрических наблюдений тел Солнечной системы с учетом геометрических и
фотометрических факторов...................................................100
§2.1.2.1. Распределение яркости по диску планеты, имеющей форму эллипсоида
вращения...................................................................101
§2.1.2.2. Распределение яркости по диску планеты, имеющей форму сферы.............104
§2.1.2.3. Распределение яркости но диску планеты с учетом функции рассеяния.......105
§2.1.2.4. Законы отражения света..................................................106
§2.1.2.5. Полярные шапки Марса....................................................109
§2.1.2.6.11остроенис геометрической и фотометрической модели изображения Сатурна. 110
2
§2.1.2.7. Хроматическая рефракция и сдвиг изображения планеты за время экспозиции. 113
§2.1.2.8. Редукция позиционных наблюдений Солнца за хроматическую рефракцию......114
§2.1.2.9. Особенности формирования изображения при наблюдениях с
фотографическим вертикальным кругом им. М.С.Зверева (ФВК).................119
§2.1.2.10. Построение изображения для галилеевых спутников Юпитера...............121
§2.1.2.11. Методика учета фотометрических особенностей при наблюдениях
взаимных явлений в системе галилеевых спутников Юпитера...................126
§2.1.2.12. Методика учета фотометрических факторов при наблюдения взаимных
явлений в системе регулярных спутников Сатурна.........................129
§2.1.2.13. Астрометрическая редукция наблюдений фотоцситра системы Плутон-
Харон к се барицентру................................................... 131
Основные результаты.......................................................133
Глава 2.2. Модельные расчеты.....................................................135
§2.2.1. Визуальные наблюдения планет.............................................135
§2.2.2. Фотоэлектрические наблюдения планете щелевым микрометром.................138
§2.2.3. Фотографические меридианные наблюдения склонений на ФВК
им. М.С.Зверева...........................................................143
§2.2.4. Определение центра диска Венеры при фотографических наблюдениях..........144
§2.2.5. Результаты модельного расчета поправок к определению координат центра
Сатурна...................................................................151
§2.2.6. Об определении функции рассеяния и се зависимости от величины
экспозиции при фотографических наблюдениях................................154
§2.2.7. Определение поправок за фазу и фотометрическую неоднородность
поверхности для галилеевых спутников Юпитера и спутника Сатурна Япета 157
§2.2.8. Результаты модельного расчета поправок для учета фотометрических
особенностей при наблюдения взаимных явлений в системе регулярных
спутников Юпитера.........................................................159
§2.2.9. Результат ы модельного расчета поправок для учета фотометрических особенностей спутников при наблюдения взаимных явлений в системе
регулярных спутников Сатурна..............................................160
§2.2.10. Результаты модельного расчета поправок для перехода от наблюдаемого
фотоцен гра системы Плутон-Харон к ее барицентру..........................162
Основные результаты.......................................................166
Глава 2.3. Применение теории учёта эффекта фазы и фотометрической
неоднородности для астрометрической редукции наблюдений планет............168
3
§2.3.1. Фотоэлектрические наблюдения Марса на меридианном круге МК-200 в
Пулкове в 1982 г...........................................................168
§2.3.2. Наблюдения Марса на ФВК в 1982 г.............................169
§2.3.3.Учет эффекта фазы в наблюдениях Венеры, выполненных на 26" рефракторе в
1969 г.....................................................................170
§2.3.4. Учет поправок в наблюдениях Сатурна, выполненных в Пулкове
в 1975-1984 гг.............................................................173
§2.3.5. Учет поправок в наблюдениях галилеевых спутников Юпитера..................177
Основные результаты........................................................178
Часть III. Астрометрия и фотометрия тел Солнечной системы.........................179
Глава 3.1. Астрометрические наблюдения Солнца и больших планет на инструментах Пулковской обсерватории на Горной
астрономической станции....................................................179
§3.1.1. Кисловодский ряд определений склонений Солнца и больших планет,
полученный на вертикальном круге Эртеля-Струве в 1984-1998 гг..............180
Введение...................................................................180
§3.1.1.1. Общая характеристика места установки телескопа и астроклимат.............180
§3.1.1.2. Исследование вертикального круга Эртеля-Струве..........................181
§3.1.1.3. Методика определения склонений тел Солнечной системы....................183
§3.1.1.4. Общая характеристика кисловодского ряда определений склонений
Солнца и планет............................................................186
§3.1.1.5. Учет поправок за фазу и фотометрическую неоднородность поверхности в
наблюдениях планет.........................................................189
§3.1.1. Кисловодский ряд определений прямых восхождений Солнца и больших планет, полученный на большом пассажном инструменте Эртеля-Струве
в 1992-1999 гг.............................................................191
Введение...................................................................191
§3.1.2.1. Методика наблюдений и их обработка......................................192
§3.1.2.2. Результаты наблюдений...................................................195
§3.1.2.3. Исследование инструментальных параметров................................197
§3.1.3. Определение элементов ориентации динамической системы
координат относительно звездной системы координат по наблюдениям на
инструментах Эртеля-Струве.................................................201
§3.1.3.1. Определение элементов ориентации динамической системы
4
координат относительно звездной системы координат но
наблюдениям на инструментах Эртсля-Струве на ГАС ГАО.........................201
§3.1.3.2. Некоторые результаты анализа наблюдений Солнца и больших
планет, полученных на вертикальном круге Эртеля-Струве в Пулкове
в 1956-1976 гг...............................................................204
Основные результаты..........................................................204
Глава 3.2. Модельные расчёты но созданию динамической системы координат для каталога, получаемого но наблюдениям с космического телескопа
(на примере КАС “СТРУВЕ")....................................................206
§3.2.1. Динамическая система координат.............................................206
§3.2.2. Обоснование выбора астероидов для определения параметров
ориентации динамической системы координат каталога КАС.......................208
§3.2.3. Оценка влияния аффекта фазы на позиционные наблюдения астероидов 209
§3.2.4. Модельные расчеты..........................................................211
§3.2.5. Алгоритм моделирования наблюдений астероидов...............................213
§3.2.6. Точность определения элементов ориентировки................................219
Основные результаты..........................................................222
Глава 3.3. Анализ рядов позиционных наблюдений Урана, Нептуна, Плутона
и проблема планеты X.........................................................223
Введение.....................................................................223
§3.3.1. Влияние систематических ошибок наблюдений, ошибок теорий движения и
других причин на определение координат планет и вычисление их эфемерид 224
§3.3.1.1. Методы регистрации положений небесных светил................................224
§3.3.1.2. Переход к системе каталога ГК5..............................................225
§3.3.1.3. Теория движения планет ОЕ200 и ошибки масс планет...........................226
§3.3.1.4. Влияние пояса Койпера, облака Оорта и астероидов............................227
§3.3.1.5. Влияние планеты X на движение внешних планет................................228
§3.3.1.6. Применение динамического метода для обнаружения планеты X...................229
§3.3.2. Ряды наблюдений Урана, Нептуна и Плутона......................................229
§3.3.3. Редукция наблюдений...........................................................233
§3.3.3.1. Поправки при переходе к системе ГК5.........................................233
§3.3.3.2. Учет влияния неточности масс планет в теориях их движения...................237
§3.3.3.3. Влияние облака Орта и пояса Койпера на движение внешних планет. Учет
поправок за неточность масс Урана, Нептуна и Плутона в теории ОЕ200..........238
§3.3.4. Улучшение теорий движения Урана, Нептуна и Плутона по методу
5
М Л.Свешникова...........................................................241
§3.3.5. Анализ невязок, полученных после улучшения теорий движения Урана,
Мсп гуна и Плутона..........................................................247
Основные результаты.........................................................261
Глава 3.4. Наблюдения взаимных явлений в Солнечной системе и их анализ 263
§3.4.1.11рохождение Меркурия по диску Солнца 13 ноября 1986 г. по
наблюдения на фотогелиографе ГАС ГАО........................................263
§3.4.2. Фотометрические наблюдения покрытия астероидом 111 (Ate) звезды
2559 каталога Hipparcos 10 сентября 2000 г..................................267
§3.4.3. Наблюдения взаимных явлений в системе галилеевых спутников
Юпитера на зеркальном асгрографе 3A-320M в 1997 г...........................271
§3.4.3.1. Наблюдения взаимных явлений..............................................271
§3.4.3.2. Обработка фотометрических наблюдений взаимных явлений....................272
§3.4.3.3. Интерпретация фотометрических наблюдений.................................273
§3.4.4. Наблюдения взаимных явлений в системе спутников Юпитера на
§3.4.4.1. Наблюдения...............................................................277
зеркальном астрографе 3A-320M в 2002-2003 гг.............................. 277
§3.4.4.2. Обработка наблюдений.....................................................278
' §3.4.4.3. Результаты наблюдений.....................................................279
§3.4.5. Наблюдения взаимных явлений в системе спутников Юпитера на МТМ-500М
и 3A-320M в 2009 г..........................................................284
§3.4.6. Фотометрические наблюдения взаимных явлений в системе регулярных
спутников Сатурна в 1995 г..................................................286
§3.4.6.1. Наблюдения взаимных явлений..............................................286
§3.4.6.1. Обработка фотометрических наблюдений взаимных явлений....................286
§3.4.6.3. Интерпретация фотометрических наблюдений.................................287
Основные результаты........................................................289
Глава 3.5. Астрометрические и фотометрические наблюдения и исследования
тел Солнечной системы....................................................290
§3.5.1. Наблюдения тел Солнечной системы...........................................290
§3.5.2. Наблюдения тесных сближений астероидов.....................................291
§3.5.3. Астрометрические наблюдения системы Плутон-Харон на зеркальном
астрографе 3A-320M...........................................................292
i §3.5.4. Асгромстричсские и наблюдения спутников Юпитера и Сатурна,
полученные на зеркальном астрографе 3A-320M в 1998-2006 гг...................293
6
§3.5.5. Наблюдения и анализ кривых блеска спутников Сатурна Гипериона, Япета и
Фебы...........................................................................294
§3.5.5.1. Наблюдения Гипериона, Япета и Фебы.........................................295
§3.5.5.2. Моделирование кривой блеска Гипериона......................................298
§3.5.6. Фотометрические наблюдения кратных астероидов и их анализ.................303
Основные результаты............................................................305
Глава 3.6. Пулковская программа изучения объектов, сближающихся с Землёй 307
§3.6.1. Пулковская страница ОСЗ - Pulkovo NEO Page...................................308
§3.6.2. Наблюдения объектов, сближающихся с Землей...................................310
§3.6.3. Перспективы наземных наблюдений астероида Apophis............................311
3.6.4. Астрометрические и фотометрические исследования упавшего на Землю
астероида 2008 ТСЗ........................................................... 315
Введение................................................................. 315
§3.6.4.1. Наблюдения астероида 2008 ТСЗ и их анализ..................................316
§3.6.4.2. Частотный анализ кривых блеска астероида 2008 ТСЗ..........................321
§3.6.4.3. Оценки возможных размеров и формы астероида 2008 ТСЗ.......................323
§3.6.4.4. Уточнение элементов гелиоцентрической орбиты астероида 2008 ТСЗ............324
§3.6.4.5. Моделирование траектории падения астероида 2008 ТСЗ........................326
Основные результаты..........................................................328
§3.6.5. Астрометрические и фотометрические исследования сближающегося с Землёй
астероида 2009WZ104......................................................... 330
Введение ................................................................... 330
§3.6.5. 1. Наблюдения астероида 2009 WZ104 и их анализ...............................331
§3.6.5.2. Уточнение элементов гелиоцентрической орбиты астероида 2009 WZ104..........332
§3.6.5.3. Фотометрический анализ наблюдений..........................................333
§3.6.5.4. Частотный анализ кривых блеска астероида 2009 WZ104........................334
§3.6.5.5. Оценки возможных размеров и формы астероида 2009 WZ104 ....................335
Основные результаты..........................................................336
Заключение...........................................................................337
Литература...........................................................................345
1
7
Введение
Изучение тел Солнечной системы является одним из важнейших направлений работ в астрономии последних десятилетий как в России, так и за рубежом. Актуальность этих работ связана с необходимостью построения высокоточных теорий движения небесных тел и всестороннего исследования околосолнечного пространства. В последние десятилетия прогресс в этой области был достигнут благодаря использованию новой техники и методов наблюдений, а также реализации космических миссий к отдельным телам Солнечной системы. Тем не менее, остается целый ряд задач, требующих для своего решения дальнейших исследований на базе продолжительных по времени высокоточных наблюдений на наземных телескопах, оснащённых современными ПЗС-приёмниками. Длительные ряды наблюдений имеют решающее значение при исследовании движений тел Солнечной системы, определении орбит астероидов и комет, сближающихся с Землей (ОСЗ), исследовании резонансов в движениях различных спугников, улучшении теорий движения планет и уточнении масс на основе наблюдений их спутников.
В связи с многократным количественным ростом популяций астероидов и комет, за счёт вновь открываемых объектов, большое значение приобрела и проблема “астероидно-комстной опасности” (АКО) и появились перспективы решения этой важнейшей проблемы. В настоящее время задача постоянного мониторинга и исследования особенностей движения объектов, сближающихся с Землей (ОСЗ), является весьма актуальной, и многие страны вносят в нес большой вклад. Россия как страна с большими научными традициями, достижениями и перепек гавами технологического развития принимает активное участие в этой деятельности. Её уникальное геоірафическое положение даёт дополнительные возможности для получения наблюдательных данных. С этой целыо при всех ресурсных ограничениях целесообразно развивать программы с взаимно дополняющими методами исследований. Проблема АКО, ввиду её актуальности, рассматривалась ООН (1995 г.), Палатой Лордов Великобритании (2001 г.), Конгрессом США. Организацией экономического сотрудничества и развития (2003 г.), Парламентской Ассамблеей Совета Европы 1996 г. (№ 1080 “Об обнаружении астероидов и комет, потенциально опасных для человечества”). В Российской Федерации Российской академией наук совместно с заинтересованными министерствами и организациями разрабатывается федеральная целевая научно-техническая программа “Астероидно-комстная безопасность России”, в которой принимает активное участие и Пулковская обсерватория.
Астрометрические наблюдения малых тел Солнечной системы за рубежом производятся во многих обсерваториях ввиду большой актуальности поставленных
8
научных задач. Комиссия №20 (малые тела Солнечной системы) Международного Астрономического Союза периодически организует кооперативные наблюдения в этой области при необходимости накопить большой наблюдательный материал в рамках конкретной научной программы. Одной из таких программ является международная программа наблюдений взаимных явлений в системе главных спутников Сатурна и Юпитера в 2009-2010 гг. В последнюю кампанию наблюдений взаимных явлений в системе галилеевых спутников Юпитера (2003 год) инструменты Пулковской обсерватории обеспечили 10% всех выполненных наблюдений (всего участвовало 36 обсерваторий мира).
В настоящее время прогресс в оптической астрометрии тел Солнечной системы
связан:
1) с созданием наземных автоматизированных телескопов и космических телескопов с ПЗС-приёмниками,
2) с применением высокоточных каталогов положений звёзд и фотометрических характеристик звёзд и других небесных тел,
3) с учетом эффекта хроматической рефракции (атмосферной дисперсии),
4) с разработкой корректной теории редукций позиционных и фотометрических наблюдений для астрометрии,
5) с созданием программных систем обработки ПЗС-наблюдений.
В Пулковской обсерватории, начиная с момента её создания, ведутся регулярные наблюдения планет и малых тел Солнечной системы. Точность пулковских наблюдений соответствует точности лучших зарубежных наблюдений. В последнее десятилетие в Пулковской обсерватории модернизированы и автоматизированы несколько телескопов, в том числе зеркальный астрограф 3A-320M и менисковый телескоп МТМ-500М. Модернизация и автоматизация телескопа 3A-320M в Пулкове была признана достижением по линии Научного Совета по астрономии. Выли созданы программные системы для обработки ПЗС-наблюдений (АПЕКС, IZMCCD) и программная система ЭПОС для решения широкого круга задач, в том числе и для эфемеридного обеспечения наблюдений.
Основным методом в оптической астрометрии тел Солнечной системы в настоящее время является ПЗС-наблюдения этих тел в системе каталогов HIPPARCOS, TYCHO, USNO-B 1.0, UCAC3. Как показывает опыт наблюдений с ПЗС-приёмниками, возможно получение координат тел Солнечной системы с точностью до 0.01". При наблюдениях с поверхности Земли на определение положений небесных тел оказывают влияние их цветовые характеристики. Поэтому необходимо их учитывать при точных наблюдениях, а
9
для этого необходимо знаті, распределение энергии в спектре наблюдаемых объектов (или такие величины, например, как В-У, /?-/?), прозрачность атмосферы, спектральное пропускание атмосферы, оптики и фильтров, спектральную чувствительность приёмника излучения.
Оптические позиционные наблюдения тел Солнечной системы отягощены систематическими ошибками, обусловленными влиянием их геометрических и фотометрических характеристик. Для определения их координат необходимо определять из результатов позиционных наблюдений положение барицентра тела планеты. Но эта точка непосредственно не наблюдается. Поэтому предполагается, что она совпадает с центром фигуры, проекция которой на небесную сферу есть видимый диск планеты. Его координаты необходимо определить из редукций наблюдений. В зависимости от взаимного расположения в пространстве трёх точек — наблюдателя, наблюдаемого пела (планета) и источника освещения (Солнце) — наблюдается, в большинстве случаев, только освещённая часть диска. Поэтому в редукциях наблюдений планет возникает поправка, называемая поправкой за фазу: разность между геометрическим центром диска и центром измеряемого изображения планеты. На величину этой поправки также оказывают влияние такие факгоры как: фотометрическая неоднородность отражающей поверхности или атмосферы, геометрические особенности фигуры планеты, функция рассеяния “телескоп + атмосфера”, сдвиг изображения планеты за время накопления сигнала, хроматическая рефракция, методы определения фотоцентра изображения, способ регистрации и анализа изображения планеты и т.д. При обработке фотометрических наблюдений взаимных явлений в системе спутников некоторых планет также необходим учёт части указанных выше факторов.
Работы по наблюдению тел Солнечной системы на телескопах ГАО РАН выполняются в рамках Проіраммьі фундаментальных научных исследований государственных академий наук на 2008-2012 годы (Направление фундаментальных исследований: 14. Современные проблемы астрономии, астрофизики и исследования космического пространства, в том числе происхождение, строение и эволюция Вселенной, природа тёмной материи и тёмной энергии, исследование Луны и планет, Солнца и солнечно-земных связей, исследование экзопланет и поиски внеземных цивилизаций, развитие методов и аппаратуры внеатмосферной астрономии и исследований космоса, координатно-временное обеспечение фундаментальных исследований и практических задач).
Цели
Основными целями диссертационной работы являются:
10
- Модернизация и автоматизация телескопов ГАО РАН для выполнения современных астрометрических и фотометрических наблюдений.
- Создание современных высокоточных программных средств для астрометрической и фотометрической обработки ПЗС-кадров.
- Развитие новой теории редукций позиционных и фотометрических наблюдений для астрометрии.
- Проведение и анализ рядов астрометрических и фотометрических наблюдений тел Солнечной системы, в том числе астероидов, сближающихся с Землёй.
Основные положения, выносимые на защиту
1. Модернизация и автоматизация телескопов ГАО РАН: зеркального астрографа ЗА-320М и менискового телескопа Д.Д.Максутова МТМ-500М.
2. Создание программной системы АПЕКС для обработки астрометрических и фотометрических ПЗС-наблюдений.
3. Теория астрометрической редукции позиционных и фотометрических наблюдений тел Солнечной системы с учётом геометрических и фотометрических факторов.
4. Астрометрические наблюдения и результаты исследования Солнца и планет.
5. Астрометрические и фотометрические наблюдения и результаты исследования малых тел Солнечной системы, в том числе астероидов, сближающихся с Землёй.
Научная новизна
Научная новизна работы состоит, главным образом, в следующем:
-Разработана концепция модернизации и автоматизации астрономических телескопов.
- Создан программный комплекс для обработки ПЗС-кадров.
- Разработана новая комплексная теория астрометрической редукции позиционных и фотометрических наблюдений тел Солнечной системы с учётом геометрических и фотометрических факторов.
- Получены асфомстрическис и фотометрические ряды наблюдений тел Солнечной системы.
- Получены новые данные об астероидах, в том числе сближающихся с Землёй.
Практическое значение
Практическое значение диссертационной работы состоит в том, что:
11
- Разработанная концепция модернизации и автоматизации астрономических телескопов может быть использована (и используется) для проведения подобных работ в обсерваториях страны.
- Созданная программная система АПЕКС используется для обработки ПЗС-наблюдений в обсерваториях и других учреждениях России и за рубежом.
- Теория астрометрической редукции позиционных и фотометрических наблюдений гол Солнечной системы с учётом геометрических и фотометрических факторов используется при обработке наблюдений планет и повышения точности наблюдений.
- Результаты модельных расчетов но созданию динамической системы координат для космического каталога могут быть использованы при планировании космических миссий.
- Ряды астрометрических и фотометрических наблюдений тел Солнечной системы могут быть использованы для уточнения орбит небесных тел и их физических характеристик.
- Полученные новые данные об астероидах, в том числе сближающихся с Землей, могут способствовать изучению их происхождения.
Результаты данной работы могут найти применение в ГАО РАН; ИНАСАН; ГАИШ МГУ; ИГ1А РАН; Санкт-Петербургском, Казанском (Приволжском), Томском, Екатеринбургском, Южно-Уральском, Киевском, Харьковском университетах; ГАО ПАНУ (Украина); Николаевской обсерватории (Украина); Международном планетном центре (США) и других организациях.
Публикации
По теме диссертации опубликовано 169 работ (без тезисов), из них — 17 в журналах, рекомендованных ВАК для публикации результатов докторской диссертации.
Апробации работы
Основные результаты диссертации докладывались на научных семинарах ГАО РАН, на Всесоюзных, Всероссийских и международных конференциях:
1. IAU XIXth General Assembly, New Delhi, India, November 18 - 30, 1985.
2. IAU Colloquium Nr. 100 “Fundamentals of Astrometry”, Belgrade, Yugoslavia,
September 8-11, 1987.
3. VII International Lohrman colloquium, Germany, Drezden, March 21-25, 1988.
12
4. IAU Symposium Nr. 141, “Inertial Coordinate System on Sky”, Lcnigrad, Pulkovo, October 17-21, 1989.
5. II Всесоюзная школа-семинар по программе “Орбита”, Тирасполь, Молдавия, 2-12 сентября, 1990.
6. Конференция “Эфемеридная астрономия и позиционные наблюдения”, Ленинград, ИТА РАН, 23-25 апреля, 1991.
7. Конференция “Организация программ наблюдений высокоорбитальных спутников Земли и небесных тел Солнечной системы”, СПб, ИТА РАН, 21-26 сентября, 1992.
8. Second International Workshop on Positional Astronomy and Celestial Mechanics, Spain, Valencia, October 19-22, 1992.
9. l-ая Российская астрометрическая конференция, СПб, ГАО РАН, 4-8 октября, 1993.
10. VIII International Lohrman Colloquium, Germany, Drezdcn, March 22-27, 1993.
11. Зверевские чтения, СПб, ГАО РАН, 15-17 апреля, 1993.
12. Conference “Dynamics and Astrometry of Natural and Artificial Celestial Bodies”, Poznan, Poland, September 13-17, 1993.
13. IAU Symposium Nr. 172 “Dynamics, Ephemerides and Astrometry in Solar System”, Paris, July 3 8, 1995.
14. IAU Colloquium 165 “Dynamics and Astrometry of Natural and Artificial Celestial Bodies”, Poznan, Poland, July 1-5, 1996.
15. “Fourth International Workshop on Positional Astronomy and Celestial Mechanics”, Peniscola, Spain, October 7-11, 1996.
16. V-th Workshop on Mutual Events and astrometry of Planetary Satellites, Catania, Italy, March 4-8, 1997.
17. Конференция “Астрометрия, геодинамика и небесная механика на пороге XXI века”, СПб, ИГ1А РАН, 19-23 июня 2000 г.
18. Конференция “Околоземная астрономия XXI века”, Звенигород, 21-25 мая, 2001.
19. Юбилейная научно-практическая конференция, посвященная 40-летию первого полета Человека в космос, Санкт-Петербург, ВИКУ им. А.Ф.Можайского, 1-3 апреля, 2001.
20. XII научно-техническая конференция “Пути развития телевизионных фотоэлектронных приборов и устройств на их основе”, СПб, ЦНИИ Электрон, 27-29 июня, 2001 г.
13
21. ВАК-2001, СПб, АН СПбГУ, 4-9 августа 2001 г.
22. ВАК-2004, “Горизонты Вселенной”, Москва, МГУ, ГАИШ, 3-10 июня, 2004.
23. Всероссийская конференция “Астсроидно-кометная опасность — 2005 (АКО-2005)”, СПб, ИПЛ РАН, 11-14 мая, 2005.
24. Конференция “Астрономия 2005 — современное состояние и перспективы”, Москва, ГАИШ МГУ, 1-6 июня 2005.
25. Конференция “Астрономия 2006. Традиции, настоящее и будущее”, СПб, АИ СПбГУ, 3-5 июня 2006.
26. XXVIth IAU General Assembly, Prague, Czech Republic, August 15—24, 2006.
27. Международная конференция “Расширение сотрудничества в наземных астрономических исследованиях государств юго-восточной Европы. Изучение объектов околоземног о пространства”, Николаев, Украина, 25-28 сентября, 2006.
28. 1-я научно-техническая конференция “Информационно-техническое обеспечение полигонных (космодромных) испытаний вооружения и военной техники”, В.Новгород, ОАО «Арминт», 26-28 июня, 2006.
29. Conference “Mutual events of the Uranian satellites in 2007-2008 and further observations”, Paris, France, November 15-18, 2006.
30. Международная конференция “Наблюдение околоземных космических объектов”, Звенигород, 24-26 января, 2007.
31. Международная конференция “Околоземная астрономия 2007”, Терскол, КБР, 3-7 сентября, 2007.
32. Международная конференция “Наблюдение околоземных космических объектов”, Звенигород, 24—26 января 2008.
33. Международная конференция “Dynamics of Solar System Bodies”, Томск, 27-31 июля, 2008.
34. Международная конференция “Earth-based support to GAIA Solar System Science”. Beaulieu sur Mer, France, October 27-28, 2008.
35. Международная конференция Санкт-Петербургского отделения Российского национального комитета по истории и философии науки и техники: “Вызов неосвоенного пространства Российской империи: экспедиционная деятельность Академии наук в XVIII-XIX веках (к 275-лстию с начала второй Камчатской экспедиции)”, 24—28 ноября, 2008.
14
36. Всероссийская астрометрическая конференция “Пулково-2009”, СПб, Пулково, 15-19 июня, 2009.
37. International Conference on Space Technology, Greek, Saloniky, August 24—26,
2009.
38. IAU XXVII11' General Assembly, Rio de Janeiro, Brazil, August 3-14, 2009.
39. Международная конференция “ACH-2009”, Санкт-Петербург, ИПА PAH, 21-25 сентября 2009.
40. Международная конференция “Astronomy and World Heritage: Across Time and Continents”, Казань, 19-26 августа, 2009.
41. Международная конференция “Методы и инструменты в астрономии: от телескопов Галилея до космических проектов”, Николаев, Украина, 16-19 ноября, 2009.
42. ВАК “От эпохи Галилея до наших дней”, Нижний Архыз, 12-19 сентября,
2010.
43. “GAIA Follow-up Network for Solar System Objects (GAIA-FUN SSO)” Workshop, Paris Observatory, Paris, France, November 29 - December I, 2010.
Результаты, полученные в работе, пять раз входили в списки «Важнейших достижений в области астрономии» Научного совета по астрономии ОФН РАН и два раза в списки Российской академии наук.
Структура и объем диссертации.
Диссертация состоит из введения, трех частей (Часть I включает 3 главы, Часть II — 3 главы, Часть III — 6 глав), заключения и списка цитируемой литературы (353 наименования), содержит 373 страницы текста, включая 117 рисунков и 93 таблицы.
Содержание работы
Во введении обоснована актуальность проведённого исследования, сформулирована цель работы, научная новизна и практическая ценность, приведены основные результаты работы, выносимые на защиту.
Часть 1
Первая часть работы посвящена модернизации и автоматизация телескопов Пулковской обсерватории, а также автоматизации обработки ПЗС-наблюдений.
Глава I, Глава II
Главы посвящены модернизации и автоматизации зеркального астрографа ЗА-320М и менисковою телескопа Д.Д.Максутова МТМ-500М.
15
Современный оптический телескоп — ото оптика на уровне нанотехнологий, точная механика на уровне микронной точности, современная аналоговая и цифровая электроника, приёмники излучения на основе ПЗС-камср, современный уровень программирования, Интернет-технологии, автоматизация процесса наблюдений и обработки. Цель модернизации и автоматизации телескопов заключается в облегчении рутинного труда астронома-наблюдатсля, ускорении процесса наведения на небесные объекты, увеличении количества наблюдённых за ночь объектов, повышении точности наблюдений.
В результате проведённых работ телескопы были оснащены приводами для грубого и тонкого наведения, приводами часового ведения, приводами открытия/закрытия створок купола, приводами поворота купола по азимуту и другими устройствами. Для управления всеми устройствами телескопов было создано современное электронное оборудование. Также было разработано программное обеспечение системы управления, которое состоит из: подсистемы управления телескопом ТеІсзсорсСоШгоІ, подсистемы управления ПЗС-камерой СатсгаСопІгої, подсистемы точного времени и службы ведения электронного журнала.
В оптическую систему МТМ-500М были внесены изменения — был введён дополнительный мениск для компенсации сферической аберрации, а для наблюдений близкорасположенных к планетам спутников был создан планетный “коронограф”.
В результате модернизации и автоматизации были созданы телескопы-автоматы для проведения астрометрических и фотометрических наблюдений небесных тел. Телескопы работает в нескольких режимах: ручной, полуавтоматический,
автоматический. Имеется также возможность удалённого управления телескопом. Телескоп ЗА-320М — первый телескоп в ГАО РАН, который был автоматизирован.
Глава III
Глава посвящена созданию программной системы АПЕКС для астрометрической и фотометрической обработки ПЗС-наблюдений.
Программная система АПЕКС-1 — эго “полуавтоматическая” программа с визуализацией объектов каталога. Имеются следующие возможности этой программной системы: визуализация ПЗС-кадров, показ отсчётов пикселов в заданной области кадра и статистики по области, визуализация заданной области каталога (программа ВиКа), сопоставление звёзд на кадре и в каталоге, выполнение позиционных и фотометрических измерений.
Определение центров объектов при позиционных наблюдениях выполняется следующими методами: определение “центра тяжести” изображения, аппроксимация
16
гауссианой с пятыо и шестью параметрами параметрами. Определение “постоянных пластинки” производится методом шести и восьми постоянных. При известных значениях показателей цвета объектов возможен учёт хроматической рефракции. Определение звёздной величины объекта производится методом апертурной фотометрии. Для позиционной и фотометрической обработки наблюдений имеется возможность подключения следующих каталогов: USNO-A2, USNO-Bl.O, TYCHO-2, HIPPARCOS, а также каталогов, созданных пользователем в одном из указанных форматов.
Программная система АПЕКС-Н — это “автоматическая” программа с контролем точности и с использованием программной системы ЭПОС. Возможности этой программной системы таковы:
• Автоматический подбор и синтез калибровочных кадров для каждого ПЗС-изображеиия из обрабатываемого массива, bias/dark/flat-коррскция,
• Аппроксимация и устранение неравномерности фона неба,
• Оптимальная фильтрация изображения для повышения отношения “сигнал/шум” (SNR) выделяемых объектов,
Выделение объектов с использованием порогового алгоритма, с логической фильтрацией битовой маски для повышения вероятности выявления слабых объектов и снижения числа ложных детектирований,
• Разделение накладывающихся изображений отдельных объектов (deblcnding),
• Определение центров выделенных объектов методом аппроксимации модельной функцией рассеяния точки (PSF),
• Измерение потоков от объектов методом апертурной, PSF- или оптимальной фотометрии,
• Исключение остаточных шумовых выбросов, в том числе следов космических частиц.
• Отождествление измеренных объектов с опорным астрометрическим каталогом.
• Астрометрическая редукция — определение постоянных пластинки в выбранной модели.
• Отождествление объектов с опорным фотометрическим каталогом и расчет блеска объектов в инструментальной системе.
• Идентификация всех неотождсствлённых объектов в кадре с использованием модуля Г1С ЭПОС.
17
• Формирование отчета в стандартном формате обо всех объектах Солнечной
системы, найденных в кадре.
В среде АПЕКС-Н имеется возможность подключения следующих каталогов: и8Ж)-А2, иЯЫО-В1, ТУСНО-2, Н1РРЛ11С08; иСЛС-3, а также каталогов пользователя. В отдельных случаях, когда автоматическая обработка в среде ЛПЕКС-Н затруднена, пользователь имеет возможность в блоке визуализации каталога и ПЗС-кадра напрямую указать объект и опорные звёзды и произвести позиционные и фотометрические измерения.
Часть II
Вторая часть работы посвящена развитию теории астрометрических редукций.
Глава 1
Глава посвящена изложению теории астрометрической редукции позиционных и фотометрических наблюдений тел Солнечной системы с учетом геометрических и фотометрических факторов.
В главе дан обзор астрометрических методов наблюдений планет. Рассматриваются различные способы учета эффекта фазы и приводятся формулы для вычисления поправок. Рассмотрены особенности, связанные с методом наблюдений планет, способами регистрации и измерения изображения планеты. Также приведены методы компенсации ошибок учета эффекта фазы при определении поправок к элементам орбит планет и элементам ориентации фундаментальных каталогов.
Рассмотрена методика построения модели изображения планеты. В общем случае фшура планеты представляется эллипсоидом вращения. При вычислении идеального распределения яркости по диску планеты предполагается известным закон огражония света поверхностью и атмосферой планеты. Для определения яркости участка планеты необходимо иметь значения планетоцентрических координат Солнца и Земли, а также угол положения оси вращения планеты на геоцентрической небесной сфере. На основании этих данных вычисляются планетоценгрические значения широты и долготы и определяются зенитные расстояния и азимуты Солнца и Земли для данного участка планеты. Это позволяет при известном законе отражения света поверхностью планеты найти значение её яркости. Рассмогрсн также частный случай вычисления распределения яркости по диску планеты для тела, имеющего форму шара. Наблюдаемое распределение яркости по диску планеты представлено в виде свёртки двух функций: функции идеального изображения и функции рассеяния. Рассмотрен вариант, когда функция рассеяния имеет вид гауссианы. В главе приводятся различные законы отражения света
18
поверхностью или атмосферой планеты, которые были использованы в модельных расчётах.
Для Венеры построена модель изображения с учетом собственного движения планеты за время экспозиции. При построении изображения Марса учитывалось наличие полярных шапок, изменение размеров которых по широте были представлены в виде функций, зависящих от ареографической долготы планеты. Рассмотрены особенности построения изображения для планеты Сатурн. Специфика этой планеты как объекта для позиционных наблюдений заключается в том, что помимо потемнения к краю диска, наблюдается значительное потемнение полярных областей. Кроме того, Сатурн имеет кольца разной яркости, из которых можно выделить три основных А, В и С, яркость которых также зависит от угла фазы.
Рассмотрен ряд особенностей учета эффекта фазы при наблюдениях с фотографическим вертикальным кругом, которые связаны с тем, что изображение планеты на фотопластинке имеет вид следа.
Для галилеевых спутников Юпитера и регулярных спутников Сатурна рассмотрена методика построения изображения с учетом эффекта фазы и фотометрической неоднородности их поверхности. Из анализа фотометрических наблюдений спутников определены параметры модели поверхности спутников в предположении, что одна их полусфера темнее другой. Сделаны оценки влияния рассеянного Юпитером света па величину фазового изменения звёздной величины галилеевых спутников.
/1ля интерпретации фотометрических явлений затмений и покрытий для спутников Юпитера и Сатурна рассмотрена модель, которая учитывает следующие фотометрические особенности: закон отражения света поверхностью спутника, фотометрическая
неоднородность отражающей поверхности, эффект фазы, распределение освещённости в полутени, распределение яркости по диску Солнца.
При выполнении позиционных наблюдениях системы Плутон -Харон на телескопах средних размеров в фокальной плоскости невозможно разделить компоненты системы и поэтому определяется положение фотоцентра. Вследствие изменения положения Харона и Плутона относительно барицентра системы, возникает необходимость введения поправок в наблюдения фотоцентра. Рассмотрена модель изображения системы Плутон - Харон, которая позволяет перейти от наблюдаемого фотоцен гра изображения к барицентру системы.
Глава II
Глава посвящена результатам модельных расчетов.
19
Для визуальных наблюдений, когда наведения на изображение планеты производятся на неущерблённый и ущерблённый фазой края, вычислены поправки за эффект фазы, которые зависят от параметра функции рассеяния, наблюдаемого диаметра изображения и закона отражения света поверхностью.
Для фотоэлектрического способа регистрации рассмотрено влияние на величину поправки за фазу фигуры планеты, полярных шапок Марса и колец Сатурна.
При расчете поправок за фазу для фотографического вертикального круга учитывалось влияние характеристической кривой фотопластинки и законов отражения света планетой.
Для определения центра диска Венеры по фотографическим наблюдениям рассмотрены два способа измерения изображения планеты: способ касательных и построение окружности по точкам нсущерблённого фазой края диска. Выявлены основные закономерности поведения поправок в зависимости от величины параметра размытости, наблюдаемого радиуса изображения, неточности знания закона отражения света поверхностью и других параметров. Показано, что второй способ измерения не позволяет освободить наблюдения планет от ошибки фазы.
Далее рассмотрено влияние геометрических и фотометрических характеристик Сатурна на величину редукционной поправки приведения к центру. Показано, что влияние колец носит сложный характер, а поправки не превышают значения 0"3.
Для галилеевых спутников Юпитера вычислены поправки за влияние эффекта фазы и фотометрической неоднородности поверхности. Максимальная величина поправки за фазу наблюдается у третьего спутника и достигает значения 0'!08, а поправка за фотометрическую неоднородность поверхности достигает максимального значения 0'!04 для второго спутника.
Аналогичное явление наблюдается и для спутников Сатурна. Для Янета, имеющего значительные вариации яркости, вычисленные поправки не превышают значения 0"02.
При интерпретации наблюдений взаимных явлений в системе регулярных спутников Юпитера и Сатурна рассмотрено влияние фотометрических особенностей спутников на значения расстояния между центрами спутников (или между спутником и центром тени) и соответствующего момента времени этого явления. Результаты модельного расчёта показали, что возможны систематические ошибки в положении до 0.2 радиуса спутника и систематические ошибки в определении момента минимального расстояния между компонентами до 20 секунд времени.
Для системы Плутон — Харон были вычислены поправки для перехода от наблюдаемого фотоцентра системы к её барицентру. Поправки могут достигать значений
20
±0'.'05. Из-за короткого периода обращения Харона вокруг Плутона (Р = 6.4 суток) величины поправки будут изменяться очень быстро.
Глава III
Глава посвящена результатам применения к некоторым рядам позиционных и фотометрических наблюдений планет теории астрометрической редукции позиционных и фотометрических наблюдений тел Солнечной системы с учётом геометрических и фотометрических факторов.
На наблюдательном материале показана эффективность поправок за фазу при редукции наблюдений Марса, выполненных на меридианном круге МК-200 и фотографическом вертикальном круге.
Рассмотрены результаты применения новой методики к фотографическим наблюдениям Венеры, выполненным на 26" рефракторе Пулковской обсерватории, которые показали уменьшение систематических ошибок наблюдений для двух способов измерений фотографического изображения планеты.
На фотографическом наблюдательном материале планеты Сатурн, полученном на 26" рефракторе и нормальном астрографе, показано уменьшение систематических ошибок при введении поправок, учитывающих суммарное влияние эффекта фазы, полярных потемнений и колец.
Поправки за эффект фазы и фотометрическую неоднородность поверхности были введены в наблюдения четырёх галилеевых спутников Юпитера, полученные фотографическим методом на лунно-планетном телескопе Ордубадской экспедиции. Показана их эффективность на примере взаимных расстояний между спутниками.
Часть III
Данная часть работы посвящена исследованию тел Солнечной системы методами астрометрии и фотометрии.
Глава I
Глава посвящена новому пулковскому ряду определений прямых восхождений и склонений Солнца и планет, полученных в дневное время суток на классических меридианных инструментах Эртеля — Струве: большом пассажном инструменте и вертикальном круге. Оба инструмента были установлены в высокогорных условиях близ г. Кисловодска на Горной астрономической станции ГАО РАН. За период с 1983 года по 1999 год были получены координаты Солнца и планет: на вертикальном круге — 4057 положений, большом пассажном инструменте — 2057 положений. Новая теория редукции за эффект фазы и фотометрической неоднородности отражающей поверхности была использована при обработке визуальных наблюдений координат планет.
По результатам дневных астрометрических наблюдений Солнца. Меркурия, Венеры и Марса были определены элементы ориентации динамической системы координат ЭЕ200/1.Е200 относительно звёздной системы координат. Были получены следующие поправки: поправка к прямым восхождениям звезд БК5 АЛ = -+0'!127 ± О'.'ОЗЗ, поправка нуль-пункта склонений ГК5 Дбо = +0"056 ± О'ІОІ 1, поправка наклона эклиптики к экватору
Ас * -0'!044 ± 0’!012 и поправка к средней долготе Солнца ДЛо = +0'!083 ± 0'!035.
Также были рассмотрены некоторые результаты анализа наблюдений Солнца и планет, полученных на вертикальном круте Эртеля - Струве в Пулкове в 1956-1976 гг.
Среди основных рядов позиционных меридианных наблюдений Солнца, Меркурия и Венеры, полученных в обсерваториях мира после 1960 г., пулковский ряд, полученный на инструментах Эртеля - Струве, является самым массовым.
Глава II
Глава посвящена созданию концепции динамической системы координат для каталога КАС “СТРУВЕ”. Был создан программный комплекс, который позволяет имитировать работу КАС “СТРУВЕ” и получать для выбранных астероидов моменты наблюдений и условия их наблюдений. Для создания динамической системы координат на основе модельных расчётов были получены наиболее оптимальные условия наблюдений, параметры орбит астероидов и Рабочей системы координат (РСК):
- продолжительность наблюдений должна составлять 5 лет,
- необходимо использовать наблюдения ярких астероидов с большими полуосями, меньшими 2.7 а.с.,
Также были сделаны выводы относительно влияния эффекта фазы для астероидов:
- основными факторами являются их размеры и закон отражения света поверхностью. Разность поправок за фазу в случае использования разных законов отражения может достигать значения О'М,
- функция рассеяния изменяет поправки за фазу на величину до 0'!004 и её влияние необходимо учитывать для планет с Я < ПО,
- особое внимание следует обратить на уточнение геометрических размеров астероидов.
Глава III
Глава посвящена анализу рядов астрометрических наблюдений Урана, Нептуна, Плутона и поиску массивной планеты за Нептуном — планеты X.
Была предпринята попытка обнаружения гипотетической планеты X динамическим методом из анализа позиционных наблюдений Урана, Нептуна и Плутона. Для этого были
собраны из различных источников позиционные наблюдения планет. Ряды прямых восхождений и склонений Урана, Нептуна и Плутона переведены на систему FK.5 путём введения поправок за системный переход FK5 — FK4 и за новое значение общей прецессии по Фрике, величины которых составили до 0"5 дуги по абсолютной величине. Taie как для анализа наблюдений использовалась теория DE200/LE200, то были вычислены поправки за неточность масс планет, которые составили до 0'.'56 для Плутона, 0'!40 — для Урана и 0" 16 — для Нептуна. Также были сделаны оценки за влияние облака Оорта и пояса Койисра на движение Урана, Нептуна и Плутона. Их величины составили по абсолютной величине менсс 0101. После учета всех поправок было проведено улучшение теорий движения Урана, Нептуна и Плутона дифференциальным методом (метод М.Л.Свешникова). Остаточные невязки были проанализированы с использование спектрального метода Диминга. Их анализ позволил сделать следующие выводы:
В поправках за неточность масс Нептуна выявлен период в 160 лет, который был принят Gomes и Fcrraz-Mello за воздействие со стороны планеты X.
• Период 82 года в (О C)s Урана и периоды 84 года в (О -С) Нептуна явились результатами неточности теории движения Урана и неучтённым влиянием Урана на Нептун.
В результате проведённого исследования не удалось выявить никаких надёжных свидетельств в пользу существования одной массивной планеты за Плутоном.
І лава IV
Глава посвящена наблюдениям взаимных явлений в Солнечной системе и их анализу.
13 ноября 1986 г. на фотогелиографе ГАС ГАО был получен ряд наблюдений прохождения Меркурия по диску Солнца. Был проведён анализ наблюдений и получен ряд определений геоцентрических видимых расстояний между центрами Меркурия и Солнца.
10 сентября 2000 года на телескопе 3A-320M были проведены фотометрические наблюдения покрытия звезды 2559 из каталога Hipparcos астероидом (111) Ale. Обработка наблюдений была произведена с использованием программной системы АПЕКС-1. По результатам наблюдений была сделана оценка длины хорды астероида, участвующей в покрытии, которая оказалась равной 125.6 км ± 7.2 км. С помощью программной системы ЭПОС была вычислена эфемерида астероида Ate и определены на момент 0h 37m56\99 UT 10 сентября 2000 г. значения (0-С)в - -0\0250 ± 05.003 и (0-С)л = +0116 ± 0102.
В 1998-2003 гг. на 3A-320M были проведены наблюдения тесных сближений астероидов. Эти наблюдения позволяют провести оценку масс сближающихся в
23
пространстве небесных тел. Наблюдения этих объектов велись на интервале времени ±месяц около момента сближения. Астрометрическая обработка наблюдений выполнена с использованием программной системы AIIEKC-I. 'Гопоцентрические астрометрические положения астероидов и комет, отнесённые к экватору и равноденствию J2000.0, были опубликованы в Minor Planet Circular.
В 1995-2009 гг. Пулковская обсерватория участвовала в международных программах по наблюдению взаимных явлений в системе регулярныхепутников Юпитера и Сатурна.
Наблюдения взаимных явлений выполнялись в рамках международных программ, курируемых Инсти тутом небесной механики и вычисления эфемерид (ICMCE, Парижская обсерватория, Франция) и ГАИШ. ГАО РАН участвовала в наблюдениях взаимных явлений в следующих кампаниях: 1995 г. — система спутников Сатурна, 1997 г. — система спутников Юпитера, 2002-2003 гг. — система спутников Юпитера, 2009-2010 гг. — системы спутников Юпитера, Сатурна и Урана. Обработка наблюдений выполнялась в средах АПЕКС-1 и АПЕКС-П. Часть наблюдений взаимных явлений была получена с использованием планетного “коронографа”.
Для обработки наблюдений использовалась методика учета фотометрических факторов. В результате было получено более 50 рядов наблюдений и определены значения минимального расстояния между взаимодействующими компонентами (спутник — спутник, тень от спутника — спутник) и соответствующие моменты времени этих событий. Результаты фотометрических наблюдений взаимных явлений в системах спутников Юпитера и Сатурна размещены в базе данных ICMCE и использованы в рамках Международной программы.
Глава V
Глава посвящена астрометрическим и фотометрическим наблюдениям малых тел Солнечной системы, полученным na 3A-320M и МТМ-500М, и результатам их анализа.
Программа астрометрических и фотометрических наблюдений на 3A-320M и МТМ-500М включает следующие объекты: астероиды, сближающиеся с Землей, астероиды, которые недавно открыты, астероиды из Critical List MPC, двойные и кратные астероиды, астероиды — бывшие кометы, астероиды, имеющие тесные физические сближения, астероиды, имеющие видимые сближения со звёздами, астероиды, названные именами пулковских астрономов, астероиды, к которым летят космические зонды, астероиды, которые покрывают звёзды, кометы, спутники Юпитера (Гималия, Элара, Пасифе), спутники Сатурна (Титан, Гиперион, Япет, Феба), Уран, Нептун, система Плутона, геостационарные объекты, Лагранжсвы точки планет. Из фотометрических
24
наблюдений следует отметить наблюдения взаимных явлений в системах спутников Юпитера и Сатурна, а также наблюдения экзопланет, сверхновых звёзд, переменных звёзд, рассеянных скоплений, GRB. Кроме того, с 2010 г. на МТМ-500М ведётся программа поиска новых объектов в Солнечной системе. Были открыты следующие новые астероиды: 06.11.2010 — 2010 UP67 (20.7т), 07.12.2010 — 2010 ХЛ15 (20.5т), 04.12.2010 — 2010 XI.46 (20.3т), 04.12.2010 — 2010 ХМ46 (20.2т). Кроме того, были переоткрыты следующие объекты: 22.09.2010 — 2010 SY11 — 2004 TR356, 08.11.2010 —
2010 VX29 = 2008 EG30, 24.11.2010 — C20N117 - 2008 FM60, 04.12.2010 —
NA 12044 = 2005 ХР17.
В 1997-2010 гг. было получено более 40 000 наблюдений астероидов и комет. Точность определяемых положений зависит в основном от блеска: для объектов 9m—1 Зт она составляет 0'!04—O’! 10, для объектов около 18т — ~0'*5. Результаты данных наблюдений оперативно посылаются в Minor Planet Center (hUp://wwwxfa.harvard.edu/iau/mpc.html). В мировом рейтинге обсерваторий, ведущих наблюдения АСЗ, автоматизированный телескоп 3A-320M занимает в среднем 18 место из более 700 телескопов. Среди обсерваторий стран СНГ по наблюдениям АСЗ Пулковская обсерватория занимает первое место.
С 1998 года на зеркальном асгрографе 3A-320M ведутся регулярные астрометрические наблюдения избранных спутников Юпитера и Сатурна Обработка ПЗС-наблюдений была выполнена при помощи программной системы АПЕКС-1 с учетом эффекта хроматической рефракции.
Из фотометрических наблюдений седьмого спутника Сатурна Гипериона получены новые данные о его вращательной динамике. Моделирование кривой блеска Гипериона показало, что в период наблюдений он находился в хаотическом режиме вращения.
Результаты дифференциальной фотометрии подтвердили регулярный характер быстрого вращения спутника Фебы и значение периода её вращения в 0.4 суток. По данным плотного ряда наблюдений получено среднее значение цветового индекса Фебы (R-V)= 1.6 ±0.1.
В 1999-2006 гг. на 3A-320M был получен астрометрический ряд наблюдений системы Плутон — Харон. Обработка ПЗС-наблюдсний была выполнена при помощи программной системы АПЕКС-1. Сравнение наблюдений произведено с теориями DE200 и DE405. Для вычисления эфемеридных положений и значений О-С использовалась программная система ЭПОС. В координаты системы Плутон - Харон введены поправки за приведение наблюдений к барицентру системы и поправки для учета эффекта
25
хроматической рефракции. Точность наблюдений оценивается для системы Плутон -Харон в среднем величинами: ста= 0S.014 cosS, ag= O'! 15.
С 2005 г. в ГАО РАН ведутся фотометрические наблюдения двойных и кратных астероидов. Обработка наблюдений была выполнена в среде АПЕКС-Н. Для астероидов (45) Eugenia, (87) Sylvia, (90) Antiope, (762) Pulcova, (1313) Bema, 137170 и 2006 VV2 из анализа фотометрических наблюдений получены такие данные, как размеры главного компонента масса, плотность, элементы орбиты спутника, фактор асимметрии g. 27 марта 2007 года на 3A-320M были проведены фотометрические наблюдения двойного астероида (22) Kalliope в рамках международной кампании, курируемой ICMCE. В этот период наблюдались взаимные явления в системе астероида. Анализ мировых наблюдений позволил уточнить форму и размеры главного компонент Глава VI
Глава посвящена астрометрическим и фотометрическим исследованиям астероидов, сближающихся с Землёй.
Эти работы ведутся в ГАО РАН в рамках “Пулковской программы изучения объектов, сближающихся с Землей”, которая предусматривает проведение следующих работ:
• Ведение базы данных объектов, сближающихся с Землей (ОСЗ),
• Эфемеридная поддержка наблюдений ОСЗ,
• Оптические наблюдения ОСЗ до, во время и после сближений,
• Анализ точности наблюдений ОСЗ с помощью ПС Э1 ЮС,
• Улучшение орбит объектов,
Уточнение физических характеристик ОСЗ на основе анализа
фотометрических наблюдений,
• Открытия новых объектов.
Для поддержки этой программы был создан сайт “Пулковская страница ОСЗ”: http://neopage.pochta.ru.
Среди астероидов, представляющих реальную угрозу для Земли, астероид Apophis является наиболее опасным. Его сближение с Землёй в 2029 г. не приведёт к столкновению, но в будущем возможны варианты такого события. В связи с этим возникает необходимость непрерывного мониторинга этого объекта для уточнения его орбиты в моменты сближения с Землёй. Ьлагоприятные условия наблюдений во время сближений с Землёй будут в 2013 и 2021 годах. Одним из возможных методов повышения точности наблюдений этого астероида является метод наблюдения покрытия им звезд.
26
Успешное проведение наблюдений на значительном диапазоне изменения гелиоцентрической долготы объекта позволит оптической астрономии добиться точности определения положений астероида, сравнимой с точностью радарных наблюдений. Л эго позволит существенно уточнить орбиту столь опасного для Земли объекта.
6 октября 2008 года в 6h39mUTC Ричард Ковальски с помощью 1.5-мстрового телескопа Catalina Sky Survey в обсерватории Маунт Леммон в Аризоне открыл сближающийся с Землей астероид 2008 ТСЗ. Первые расчеты его орбиты показали, что астероид упадет на Землю через 19 часов после его открытия. Объект вошёл в атмосферу над территорией северного Судана 7 октября 2008 года в 02h 45m 40s UTC с относительной скоростью 12.4 км/с и через пять секунд взорвался в атмосфере на высоте 37 км.
В ГАО РАН в ночь с 6 на 7 октября Е.Ю.Алешкиной и В.В.Куприяновым были оперативно выполнены наблюдения данного астероида на телескопе 3A-320M. Было получено около* трети всех мировых наблюдений. На основе полученных астрометрических наблюдений были уточнены элементы орбиты астероида. С использованием фотометрических наблюдений были сделаны оценки абсолютной звёздной величины астероида и периода его осевого вращения, получены оценки его размеров — 4.8 ± 0.8 м, а/Ь ~ 1.28 и массы — 131 ±5 т. С учетом полученных оценок размеров и массы астероида, смоделирована граектория его падения на Землю. Работа по проведению и анализу наблюдений астроида 2008 ТСЗ признана научным достижением РАН за 2009 год.
25 ноября 2009 года на 68-см телескопе системы Шмидта Catalina Sky Survey в обсерватории Маунт Леммон штага Аризона США был открыт астероид 2009 WZ104. Астероид был отнесен к потенциально опасным объектам для Земли. Расстояние между орбитами астероида и Земли составило 0.0304 а.е. В декабре 2009 г. в ГАО РАН были выполнены наблюдения данного астероида на телескопах МТМ-500М и 3A-320M. Было получено 74% всех мировых наблюдений. 70% всех мировых наблюдений было получено автором. На основе пулковских данных и мировых наблюдений была улучшена орбита астероида.
С использованием фотометрических наблюдений были получены абсолютные звёздные величины в полосах В, Г, /?, /, вычислены показатели цвета, исследована кривая блеска астероида и определены возможные периоды осевого вращения астероида. Также был определен таксономический класс астероида (R или Q) и получены оценки таких физических параметров как альбедо, средняя плотность, диаметр и масса. Основная часть результатов по исследованию астероида 2009 WZ104 была получена впервые в мире.
В Заключении суммированы основные результаты проведенного исследования.
27
Основные результаты диссертации изложены в 169 статьях (без тезисов). Во всех совместных работах, опубликованных в журналах, рукомендованных ВАК для публикации результатов докторской диссертации, личный вклад автора заключается в следующем: [130] — постановка задачи, обработка наблюдений и их интерпретация; [106]
— участие в постановке задачи, обработке наблюдений и их анализе; [110] — постановка задачи, участие в обработке наблюдений и их интерпретации; [42] — постановка задачи, участие в анализе результатов наблюдений и их интерпретации; [36] — участие в постановке задачи; [101] — участие в наблюдениях и их обработке, интерпретация результатов наблюдений; [111] — постановка задачи, участие в разработке алгоритмов и программировании; [7] — участие в постановке задачи, обработке и интерпретации; [1.49]
— участие в наблюдениях и их обработке; [128] — постановка задачи, участие в нахождении конструкторских решений; [268] — участие в наблюдениях, их обработке и интерпретации, [275] — участие в наблюдениях и их обработке; [284] — постановка задачи, участие в наблюдениях и их обработке, анализ результатов наблюдений; [162] — участие в работах по вводу в строй инструмента; [254] — участие в наблюдениях и их обработке; [89] — постановка задачи, программирование, анализ модельных расчетов; [183] — постановка задачи, участие в нахождении конструкторских решений, разработка алгоритмов, программирование; [88] — постановка задачи, программирование, анализ результатов наблюдений.
Во всех других совместных работах личный вклад автора заключается в следующем: [78], [90], [95], [103], [107], [113], [115], [116], [117], [118], [119], [120], [123], [124], [129], [131], [132], [134], [135], [285-287] — постановка задачи, участие в наблюдениях, анализ наблюдений; [21-22] — постановка задачи, разработка алгоритмов, программирование; [16-22], [52-53], [56—57], [58-65], [67-68], 170-721, [96-98], [138], [281] — участие в организации наблюдений, в наблюдениях, их обработке и анализ наблюдений; [37] — участие в исследованиях инструмент; [92-93] — участие в постановке задачи, создание методики; [139], [141] — участие в постановке задачи, создание методики, анализ наблюдений; [137] — участие в постановке задачи; [127] — постановка задачи, анализ наблюдений; [142], [308] — участие в разработке проекта; [23]
— руководство работами по вводу в сгрой телескопа; [5], [35], [39-41], [104-105], [108], [ 136[, [ 1881, [215], [247], [312] — участие в постановке задачи, наблюдениях и их анализе; [15], [55], [100], [253], [275] — участие в наблюдениях и их обработке, интерпретация результатов наблюдений; [126], [140], [159-160], [182] — постановка задачи, руководство работами, участие в нахождении конструкторских решений, разработка алгоритмов, программирование; [6], [248] — участие в обработке и анализе наблюдений.
28
Часть I. Модернизация и автоматизация телескопов Пулковской обсерватории. Автоматизация обработки ПЗС-наблюдений
Глава 1.1. Модернизация н автоматизация зеркального астрографа ЗА-320М
Введение
Современное телескопосгроение ориентировано на создание точных автоматизированных систем. Такие системы не только способны с помощью компьютера по заданной программе самостоятельно наводиться на небесный объект, отслеживать его и фиксировать световые потоки, но и избавлять астронома-наблюдатсля от массы традиционной рутинной работы, подчас совсем не являющейся астрономической, оставляя астроному ес интеллектуальную часть — анализ и обработку полученного материала.
Под полной автоматизацией понимается дистанционное, в том числе по ІШетеІ, управление телескопом, которое включает в себя: грубое и тонкое наведение телескопа на объект, часовое ведение, переключение фильтров, вращение купола, открытие-закрытие створок его люка и управление рядом вспомогательных устройств и механизмов. Полностью автоматизированный телескоп не нуждается в присутствии при нем человека, «гго накладывает ряд определенных требований к устройствам управления. Одними из этих требований являются належності» и самоконтроль, т.е. способность автоматически обнаруживать неисправности. И то, и другое определяется установкой необходимых для этого датчиков и разработкой специального программного обеспечения.
Дистанционно таким автоматизированным телескопом можно управлять двумя способами: первый из них — полуавтоматический, когда наблюдатель непосредственно управляет положением инструмента, посылая соответствующие команды по сети и сам следит за их выполнением. На него ложится обязанность по наведению телескопа на объекты и их съемке. При втором способе астроном только закладывает в компьютер программу наблюдения на ночь, и ему остается утром лишь просмотреть полученные за ночь результаты.
Работы по осуществлению проекта полностью автоматизированной системы для телескопа, установленного на параллактической монтировке, велись в Пулковской обсерватории с 1999 г. Объектом разработки стал комплекс зеркального астрографа ЗЛ-320 (Бскяшев, и др., 1998), механизмы которого, созданные в начале 1950-х годов, полностью управлялись вручную. Комплекс телескопа ЗЛ-320М Главной (Пулковской)
29
астрономической обсерватории (ГАО) РАН включает в себя астрономическую трубу (зеркальный астрограф) ЗА-320М, параллактическую монтировку АП 111-5 и павильон-башню с полусферическим куполом, диаметром около 3,5 м.
Работа по модернизации и автоматизации была выполнена отделом астрономического приборостроения ОАП (главный конструктор Л.П.Кулиш, ведущий электроник В.Ь.Рафальский) и Лабораторией наблюдательной астрометрии.
§1.1.1. Устройство и основные параметры инструмента
Зеркальный астрограф ЗА-320 имеет классическую кассефеновскую схему (рис. 1.1.1). Основные параметры оптической схемы телескопа приведены в табл. 1.1.1.
Рис.1.1.1. Оптическая схема телескопа.
Табл.1.1.1. Основные параметры оптической схемы телескопа
Главное зеркало диаметр радиус кривизны 320 мм 1340 мм
Вторичное зеркало диаметр радиус кривизны 95 мм 388 мм
Относительное отверстие 1:10
Эквивалентное фокусное расстояние 3170 мм
масштаб изображения в кассегреновском фокусе 667мм
Теоретическое визуальное разрешение, в центре ноля 0.46"
Проницающая способность, визуальная ПЗС—матрица 12713* 18"+19"
Зеркальный асгрофаф ЗА-320М был создан по замыслу Р.Х.Бскяшсва. Им же были изготовлены элементы первоначальной конструкции трубы и монтировки телескопа.
30
Главное и вторичное зеркала телескопа были изготовлены из ситалла. Работа по их обработке была выполнена на ЛОМО К.А.Воронковым. Зеркала были алюминированы и в целях сохранения их поверхностей покрыты защитным слоем с кварцевым закреплением (Бекяшев и др., 1998 г.).
Юстировка и контроль качества телескопа производились в ОРИНАТ ГАО на лабораторном стенде в автоколлиманионной схеме с плоским контрольным зеркалом диаметром 350 мм. Результаты показали, что размеры аберрационного кружка для точки на оптической оси соответствуют расчетной величине, обычной у систем Кассегрена с аналогичными параметрами. Величина углового поля зрения телескопа с хорошим качеством изображения составляет 17' в угловой мере или 15 мм в линейной (при условии, что поперечник аберрационного кружка, образованный суммарным влиянием комы и астигматизма, не превышает 0.015 мм).
Изначально механизмы и приспособления комплекса были рассчитаны на ручное управление, а угломерные устройства — на визуальное снятие грубых отсчетов. Постепенно телескоп модернизировался силами Лаборатории фотометрии, ОРИНАТ и ОН I АО РАН: труба телескопа была установлена на параллактической монтировке АПШ-5, были произведены работы по улучшению оправ главного и вторичного зеркал. Параллактическая монтировка на начальном этапе была оборудована точными угломерными устройствами с видеоотсчетом.
В процессе дальнейшей работы были созданы блоки управления на основе современной элементной базы, с применением программируемых микроконтроллеров и других высокоинтегрированных микросхем, что позволяет развивать их функциональность лишь за счет разработки соответствующего программного обеспечения (Канаев, Девяткин и др., 2002).
§1.1.2. Модернизация узлов и механизмов комплекса телескопа ЗА-320М
В соответствии с целями и задачами модернизации комплекса ею были затронуты следующие функциональные узлы и системы (Канаев, Девяткин и др., 2000; Канаев, Девяткин и др., 2002; Девяткин, Канаев и др., 2004; Девяткин, Рафальский,2002):
По трубе ЗА-320М:
- привод смены светофильтров соответствующего узла,
- ограничитель наклона трубы телескопа,
- фокусирующее устройство.
По монтировке АПШ-5:
31
- привод часового ведения (часовой механизм).
- система наведения трубы телескопа.
По куполу павильона:
- привод створок секторного люка.
- привод поворота купола по азимуту.
Дополнительная аппаратура:
- датчик ясного неба.
§1.13. Новая труба телескопа
В июле 2004 года в автоматизированном комплексе зеркального астрографа ЗА-320М была заменена телескопическая труба Р.Х.Бскяшсва. Вместо нее на модернизированную монтировку АПШ-5 была установлена новая труба ЗА-320М, разработанная и изготовленная в ГАО РАН. С прежней трубы заимствована оптическая схема, ее оптические детали — главное и вторичное зеркала. В остальном — корпусом трубы, оправой главного зеркала, держателем вторичного зеркала — идеологически и конструктивно она отлична от бывшей трубы. В новой трубе существенно изменены крепления оптических деталей в оправах и системы опорно-разгрузочных устройств. Применены устройства, компенсирующие термические деформации металлических корпуса трубы и оправы главного зеркала, блокирующие влияние этих деформаций на стабильность оптической схемы телескопа.
Корпус трубы представляет собой сварную цельнометаллическую конструкцию. Ее основой является труба, свальцованная из листовой стали толщиной 3 мм. Оправа главного зеркала представляет собой чашеобразную конструкцию из листовой стали. На стороне открытой части этой чаши имеется фланец, которым она соединяется с выходным фланцем корпуса трубы. В центральной части днища размещается втулка, несколько распространяющаяся за внешнюю плоскость днища. В ней имеется отверстие для пропуска светового пучка, а ее основное назначение — служить местом для прикрепления к оправе с внешней стороны механизма фокусировки изображений, блока светофильтров и приемника света, а также отсекателя.
Следует отметить, что обработанные “чисто” плоскости и поверхности оправы были использованы в качестве базовых при центровке зеркала в оправе и регулировке его наклона.
Главное зеркало из ситалла установлено в оправе на специальных опорноразгрузочных устройствах: на шести осевых (торцовых) — с тыльной стороны зеркала и
32
шести радиальных — по его боковой цилиндрической поверхности. Шесть осевых опор равномерно распределены на одной окружности, диаметр которой рассчитан по рекомендации Е.Г.Гроссвальд (Михсльсон, 1976 г.). Для того, чтобы положение зеркала в пространстве определялось тремя точками, использована известная “система разгрузки Гребба” (Михельсон, 1976 г.). Они располагаются “в вершинах равностороннего треугольника, центр которого совпадает с центром оправы” (Михельсон, 1976 г.). Примененная система опор (каждая группа в ней) самоустанавливается относительно тыльной поверхности зеркала.
Для предотвращения подвижек зеркала в осевом направлении при случайных или вынужденных наклонах трубы ниже горизонта предусмотрено его крепление со стороны отражающей поверхности прижимными планками.
Проблема радиальной разгрузки главного зеркала ЗА-320М решена по аналогии с конструкциями таких зеркально-линзовых телескопов, как МТМ-500 (ГОМЗ) и Лунно-планетный (ГАО АН СССР): в МТМ-500 для радиальной разгрузки главного зеркала, в ЛПТ для разгрузки менисков. В них четное число равномерно размещенных на боковых поверхностях зеркала и мениска опорных подушек было разбито на пары шарнирно-рычажных механизмов (Артоболевский, 1979), схожих, по виду и составу звеньев, с механизмами двух колодочных тормозов. Однако их различия существенны. Это касается, во-первых, функционального назначения, во-вторых, объектов влияния, в-третьих, принципов и характером работы, и, в-четвертых, взаимодействия составляющих их звеньев. Кроме того, каждая такая пара сконструирована таким образом, что является также и компенсатором деформаций, возникающих в перечисленных деталях при перепаде температур воздуха в павильоне телескопа. Б основу построений и последующих расчетов положены известные предположения: термические деформации круглых деталей распространяются по их радиусам (от центра к периферии и наоборот), а деталей с линейными размерами — вдоль их протяженности. Деформациями зеркала пренебрегли, так как в нашем елучае оно изготовлено из ситалла и его тепловой коэффициент линейного расширения ничтожно мал.
Вторичное зеркало располагается на оптической оси системы в проходящем на главное зеркало пучке света. Помимо основного элемента этот узел включает устройства и приспособления, обеспечивающие стабильность функционирования зеркала в оптической системе телескопа. Зеркало смонтировано на традиционном для телескопических труб подобного типа держателе (или слайдере), с помощью которого крепится на входном горце корпуса трубы. Его конструкция включает в себя
33
термокомпенсатор (Л.М.Латыев, 1985 г.), суть которого — компенсировать температурные деформации (по длине) корпуса трубы телескопа суммой противоположно направленных температурных деформаций набора втулок, изготовленных из разных материалов с разными коэффициентами линейного расширения и собранных в особом порядке. Втулки набора рассчитаны из условия уравновешивания разнонаправленных деформаций при колебаниях температуры ±30°С.
Новая телескопическая труба ЗА-320М укомплектована, как и се предшественница, длиннофокусным гадом с окулярным микрометром и искателем, изготовленным на базе объектива МТО-ЮОО. Кроме того, на приемной части новой трубы телескопа смонтированы модернизированный узел фокусировки (выдвижка) с электроприводом, узел светофильтров и ПЗС-камера. На наружной поверхности трубы смонтирован ограничитель наклона трубы.
На начальном этапе эксплуатации зеркального астроірафа ЗЛ-320М для него в ГАО РАН был разработан, изготовлен и установлен перед приемником излучения встроенный блок с четырнадцатью светофильтрами (Бекяшсв и др., 1998). Он был рассчитан на ручной способ ввода светофильтров в пучок света. В рамках работ по автоматизации комплекса ручной способ смены светофильтров был заменен на электромеханический, с возможностью дистанционного управления этим процессом.
Устройства ограничения наклона трубы телескопа состоит из платы, в центре которой закреплена неподвижная ось, служащая подшипником маятника. К свободному концу маятника прикреплен постоянный магнит. В зонах действия магнитного поля магнита зеркально, под определенными углами а к одному из диаметров, описываемой свободным концом рычага окружности, касательно к пей, на плате размещены два магнитоуправляемых контакта (МК). На плате также с внешних сторон угла 180°-2а имеются упоры, ограничивающие поворот маятника за пределы обозначенного угла. Плата с закрепленными на ней деталями и приборами монтируется па внешней поверхности трубы телескопа. Функционирование описанного устройства заключается в том, что при наклоне оси трубы на угол а, маятник с постоянным магнитом встает напротив МК и, воздействуя магнитным полем, замыкает его контакты, давая этим сигнал управляющей системе на остановку приводов либо установочного поворота трубы по оси склонений, либо микрометрической ее подачи вокруг той же оси.
34