2
Содержание
Содержание..............................................................2
Введение................................................................4
1. История вопроса.................................................4
2. Постановка задачи...............................................8
3. Общая характеристика работы...................................11
Глава 1. Модель наблюдений.............................................17
1.1. Вероятностное представление..................................18
1.2. Теоретическое значение абсциссы..............................20
1.3. Глобальные неизвестные.......................................26
1.3.1. Колебания мерного угла.................................26
1.3.2. Хроматическая аберрация................................32
1.4. Выводы главы 1...............................................34
Глава 2. Редукции на сферу.............................................35
2.1. Построение линейной модели данных............................36
2.2. Нормальные уравнения.........................................45
2.3. Сопоставление с методикой проекта Н1ррагсоя..................51
2.4. Выводы главы 2...............................................58
Глава 3. Процедура численного моделирования............................59
3.1. Вычислительная схема.........................................60
3.2. Моделирование исходных данных................................67
3.2.1. Построение молельного каталога.........................67
3.2.2. Моделирование редукции на опорные круги................72
3.3. Структура программного обеспечения...........................75
3.4. Выводы главы 3...............................................82
Глава 4.Ожидаемая точность и характеристики выходного каталога... 83
4.1. Точность астрометрических параметров.........................85
4.2. Корреляция между астрометрическими данными...................92
Содержание_______________________________________________________________3
4.3. Системагические ошибки........................................96
4.4. Выводы главы 4...............................................100
Заключение............................................................102
Список работ автора, в которых отражено содержание диссертации... 108 Литература............................................................109
4
Введение
1. История вопроса
Достигнутый в последнее время высокий уровень техники сделал возможным проведение астрометрических наблюдений с борта космических аппаратов. Наблюдения из космоса обладают рядом значительных преимуществ по сравнению с наземными наблюдениями. Можно выделить три наиболее важных положительных момента. Во-первых, это круговой обзор всей небесной сферы, что позволяет создавать каталоги в единой системе для звезд как северного, так и южного полушария. Во-вторых, достигается большая временная плотность наблюдений, что дает возможность проводить массовые наблюдательные программы в сжатые сроки. В-третьих, наблюдения из космоса свободны от искажений, вносимых атмосферной турбулентностью и рефракцией.
В настоящее время единственным, полностью реализованным космическим астрометрическим экспериментом является проект Hipparcos (High Precision PARallax Collecting Satellite), выполненный рядом европейских астрономических учреждений под эгидой Европейского космического агентства (ESA - European Space Agency). В этой связи уместно отметить, что астрометрические наблюдения миллисекундного уровня точности также проводятся и с борта космического телескопа Hubble [1]. Однако эти наблюдения можно не рассматривать в контексте выполнения больших наблюдательных программ, поскольку они не имеют массовою характера и предназначены для единичных измерений избранных объектов, так как телескоп Hubble может работать только в режиме наведения и накопления сигнала. О трудностях, связанных с проведением астрометрических наблюдений из космоса, говорит гот факт, что за 44 года, прошедших с момента запуска первого искусственного спутника, было осуществлено большое количество астрофизи-
Введение
5
ческих проектов и только один астрометрический.
Проект Hipparcos исчерпывающим образом описан в изданном перед самым запуском трехтомнике [2, 3, 4]. В ходе проведения эксперимента удалось подучить наиболее высокую точность, когда-либо достигнутую в астрометрии. О значении проекта свидетельствуют многочисленные публикации, в частности, издание отдельного выпуска журнала Astronomy and Astrophysics [5]. Задача эксперимента Hipparcos заключалась в наблюдении фиксированного списка тысяч звезд, составляющих входной каталог проекта. Для создания входного каталога бьт образован научный консорциум, получивший название INC A (INput CAlalogue). В результате десятилетней работы был составлен имеющий самостоятельную научную ценность каталог [61, свойства которого подробно обсуждаются в работе [7].
В результате проведенной обработки материалов наблюдений, полученных в ходе выполнения эксперимента, получены два астрометрических каталога: Hipparcos и Tycho [8]. Основной каталог Hipparcos содержит 118 тысяч звезд. Он был составлен в двух центрах обработки данных, Южном (Fundamental Astronomy by Space Techniques - FAST) и Северном (Northern Data Analysis Consortium - NDAC), и представляет собой каталог миллисекундной точности. Дополнительный (обзорный) каталог Tycho, содержащий около 1 млн. звезд с точностью положений, собственных движений и параллаксов не хуже 0.02", составлялся консорциумом TDAC в Северном центре.
В дальнейшем на основании каталога Tycho и наземных наблюдений ранних эпох созданы каталоги ACT и TRC. В марте 2000 года был выпущен астрометрический опорный каталог Тус1ю-2 [9], содержащий положения и собственные движения, а также двухцветные фотометрические данные для 2.5 миллионов самых ярких звезд на небесной сфере.
Основные результаты, полученные с помощью наблюдений космического аппарата Hipparcos, изложены в обзоре [10], при этом автор совершенно
Введение
6
справедливо озаглавил свою работу как "‘Первые результаты ... потому что в дальнейшем число исследований, использующих каталоги Hipparcos и Tycho, значительно возросло. Среди большого количества подобных публикаций можно выделить такие интересные работы, как уточнение параметров межзвездного покраснения [11] и абсолютных величины звезд спектрального класса K0V [12], проверка соотношения масса-радиус для белых карликов [13], калибровка расстояний до некоторых рассеянных скоплений [14], анализ наблюдений звезд с невидимыми спутниками, предположительно планетами или коричневыми карликами [15]. Разумеется, тематика исследований, основывающихся на полученных данных, гораздо шире, и охватывает практически все разделы астрономии. Наконец, в 1997 году, согласно резолюции Генеральной Ассамблеи MAC, каталог Hipparcos был принят в качестве реализации международной небесной системы координат (ICRF - International Celestial Reference Frame) в оптическом диапазоне [16].
Успешное выполнение проекта вызвало к жизни большое количество предюжений в области космической астрометрии. Сразу же по окончании эксперимента Hipparcos был предложен проект Roemer [17], которой рассматривался как приемник проекта Hipparcos, со значительным расширением программы наблюдений в сторону слабых объектов. В дальнейшем, однако, от него отказались в пользу интерферометрических аппаратов.
Среди предлагаемых проектов имеются как сканирующие спутники, предназначенные для выполнения массовых наблюдательных программ, это проекты DIVA [18], GAIA [19], FAME [20, 21] и “Струве” [22], так и аппараты, работающие в режиме наведения и служащие для высокоточных наблюдений избранных объектов, это проекты SIM [23], “Ломоносов” [24] и “Зодиак” [25]. Рассматриваемые проекты различаются и по способу выполнения наблюдений. Если в аппаратах FAME, “Ломоносов” и “Струве” предполагается использовать обычные телескопы, то спутники DTVA, GAIA, S1M
Введение
7
и “Зодиак” разрабатываются так оптические интерферометры, при этом DIVA рассматривается как тестовый проект для миссии GAIA.
Результаты, излагаемые в настоящей диссертации, были получены автором в ходе работы над проектом “Струве”, поэтому представляется целесообразным более подробно остановиться на деталях этого проекта. Проект “Струве” является продолжением и развитием проекта “Аист”, предложенного в 1989 году в Пулковской обсерватории [26]. Предварительные проработки проекта с астрометрической [27] и инженерной [28, 29] точек зрения подтвердили возможность создания космической астрометрической системы второго поколения.
В первоначальном варианте космический аппарат (КА) “Аист” планировался как оптическая скамья, на которой жестко смонтированы два телескопа объективами навстречу друг другу с двусторонним диагональным зеркалом между' ними [30]. При детальном рассмотрении исходная схема космического аппарата оказалась неэффективной и впоследствии была значительно переработана [31, 32]. Ввиду существенной модификации название проекта было изменено на “Струве”. Подробное научное обоснование проекта “Струве” изложено в книге [22].
В проекте предполагается измерять дуги между звездами в процессе сканирования небесной сферы двумя телескопами, перед входными отверстиями которых установлены эталоны углов. В проекте “Струве” использована идея мерного угла из проекта Hipparcos. Однако оптическая схема инструмента и метод обзора небесной сферы подверглись существенной переработке [33], в частности, в качестве приемника излучения был предложен оригинальный ПЗС-микрометр [34], работа которого впоследствии была тщательно промоделирована в работе [35]. Кроме того, в проекте “Струве” предполагается значительно расширить программу наблюдений в сторону слабых объектов и значительно повысить точность фотометрических измерений [36].
Введение
8
2. Постановка задачи
Для обеспечения наиболее быстрого обзора неба в космической астрометрической системе (КАС) “Струве” применяется метод сканирования полями зрения телескопов с использованием естественного инерциального вращения космического аппарата, на котором установлены эти телескопы. Линии визирования телескопов лежат в плоскости, перпендикулярной к оси вращения КА, поэтому за один оборот сканирование происходит вдоль одного большого круга небесной сферы, полюса которого совпадают с точками пересечения оси вращения и небесной сферы. Ось вращения КА должна непрерывно смещаться для того, чтобы обеспечивать сканирование различных больших кругов небесной сферы. При этом полосы обзора, соответствующие большим кругам соседних оборотов КА, обязательно должны перекрываться. Такое перекрытие необходимо для обеспечения связи наблюдений в соседних полосах и облегчения последующего уравнивания координат звезд по всей небесной сфере. Кроме того, последовательное перекрытие зон наблюдения даст возможность выполнять более точные калибровки параметров инструмента и увеличить количество наблюдений каждог о объекта, относящихся к одному периоду времени. В КАС “Струве” зона перекрытия выбрана равной 20 минутам дуги, что должно обеспечить трехкратное частичное перекрытие этих зон между собой. Просмотр всего неба осуществляется за счет перемещения оси вращения.
Период одного оборота КА выбран равным 2.4 часа. Ширина полосы обзора равна диаметру поля зрения телескопов (около 1 градуса). Направление оси вращения КА изменяется со средней скоростью 6-^7 сек. дуги/час. Следовательно, за время нескольких часов поля зрения бортовых телескопов просканируют на небесной сфере полосу шириной в несколько градусов. Все наблюдения какой-либо звезды, выполненные в течение такого ограниченного промежутка времени, можно свести к одной угловой координате вдоль
Введение
9
фиксированного большого круга. Эти угловые координаты называются абсциссами; круг, вдоль которого они измеряются, называется опорным большим кругом; этап же этот называется редукцией на опорные круги [37, 38, 22]. Различные измерения абсцисс объединяются в самосогласованную систему координат, параллаксов и собственных движений; эта стадия обшей процедуры и представляет собой редукцию на сферу (рис. 1).
Рассмотренный метод редукции данных весьма близок к тому, который был использован в проекте Ніррагсоь [3], хотя конкретные алгоритмы и их реализация во многих случаях существенно отличаются.
Рисунок 1. Исходные данные для редукции на сферу и информация, получаемая на выходе этой процедуры.
Исходными данными для вьшолнения редукции на сферу является входной каталог, параметры опорных кругов, такие так средняя эпоха То и координаты полюса «о, $о, а также абсциссы, выполняющие в данном случае роль “наблюдений”. В качестве результата процедура дает не только выходной каталог, но и некоторые дополнительные данные. Во-первых, это нуль пункты опорных кругов с. Дело в том, что в ходе редукции на опорные круги, невоз-
- Київ+380960830922