Пусть на земном меридиане, расположенном в плоскости чертежа (рис.2.11.), в точке G находится Гринвич. Зенит Гринвича ZG находится на продолжении прямой OG до пересечения с небесной сферой. Из рисунка видно, что широта fe и долгота le полюса освещения е связана с экваториальными координатами светила Е:

dE=ÈME=fe, tE = ÈQM = le.

Склонение dE выбирается из каталога звезд, а часовой угол tE вычисляется по формуле

tE = T + u – aE,

где T – момент наблюдения по звездному времени,

u – поправка часов,

aE – прямое восхождение светила, выбираемое из каталога звезд.

Очевидно, что, располагая координатами полюса освещения e и величиной сферического радиуса круга равных высот Z, положение круга равных высот можно нанести на земной глобус. При нанесении на глобус двух кругов равных высот, получаются две точки пересечения a и a¢, одна из которых определяет действительное место. Какая именно из них – указывают зенитное расстояние Zс и азимут светила Ас, предварительно вычисляемые по следующим формулам:

cos Zc = sin fc sin dE + cos fc cos dE cos tc, (2.14)

sin Ac = cos dE sin tc/sinZc,

tc = T + U + lc – aE.

Чтобы получить положение объекта с точностью 2 километра, необходимо, чтобы на глобусе длина меридиана 1¢ была не менее 1мм. Следовательно, радиус глобуса должен быть равен 3.5 метра. Таким глобусом пользоваться неудобно.

На практике определение широты и долготы в произвольных азимутах заключается в нахождении поправок к приближенным значениям широты f0 и долготы l0 пункта наблюдений, определенным по карте масштаба 1:и крупнее.

Для получения этих поправок для каждой звезды вычисляется по среднему моменту наблюдений зенитное расстояние Zc по формуле (2.14). Затем для всех звезд вычисляются разности

DZ = Zc – Z наб. .

Поправки к приближенным значениям широты и долготы определяются графически. Для этого на листе миллиметровой бумаги намечается точка, изображающая приближенное положение определяемого пункта с координатами f0, l0 и через нее проводятся оси прямоугольных координат (рис.2.12.).

От положительного направления оси абсцисс X откладываются с помощью транспортира направления, соответствующие азимутам звезд, и на полученных направлениях откладываются от начала координат отрезки, равные DZ в принятом масштабе. При этом, если величина DZ имеет знак плюс, то отрезок откладывается по направлению линии азимута, а если минус, то в противоположном направлении. Затем через концы отрезков проводятся так называемые линии положения, перпендикулярные линиям азимутов.

В фигуру, образованную линиями положения, вписывают окружность наиболее подходящего радиуса.

По координатам (x, y) центра этой окружности вычисляют искомые поправки по формулам

Df = x/m, Dl = y/(15mcosf),

где m – число миллиметров, соответствующее 1² дуги.

Окончательные значения f и l вычисляются по формулам:

f = f0 + Df, l = l0 + Dl.

2.7.2. Элементы авиационной астрономии. Авиасекстант.

Большая скорость самолета и значительная высота полета неблагоприятно влияют на точность астрономических наблюдений в полетах. Ошибка полученной из серии измерений высоты светила, равная 0.20, может часто доходить до 0.30. Однако такая точность в воздушной астрономии может считаться достаточной.

При большой высоте полета дальность горизонта весьма значительна (100-300 км), поэтому линейная точность определения места самолета порядка 10-30 км оказывается вполне удовлетворительной.

Кроме того, большая скорость самолета требует, чтобы наблюдения выполнялись очень быстро – широта и долгота самолета должны быть получены через 2 – 4 минуты после окончания наблюдений.

Такие наблюдения можно выполнить с помощью авиасекстанта. Схема авиасекстанта приведена на рис.2.13.

На раме ABCD расположены уровень FG и неподвижное зеркало MN. Центр этого зеркала Y совпадает с центром кривизны поверхности уровня FG. Зеркало MN устанавливается под углом 67.50 к направлению EY, так что луч EY отражается от него в направлении Ym под углом 450 к горизонту. В точке m этот луч встречает прозрачную плоскопараллельную пластинку KL, которая частью отражает и частью пропускает без преломления падающие на нее лучи. Таким образом, если наблюдатель, глядя через пластинку из точки O, держит авиасекстант так, что середина пузырька уровня совпадает с точкой Y, то линия EY будет вертикальна и даст направление на зенит Z.

Пластинка KL может вращаться вокруг точки m. Поворачивая ее, можно добиться, чтобы луч, идущий от светила s, отразился от нее в том же направлении mO, то есть, чтобы отраженное изображение светила и середины пузырька уровня E совпали. Тогда угол между направлениями sm и ZE будет равен

Z = 2w.

Если совпадение изображений достигнуто, то оно не нарушится при покачивании секстанта в вертикальной плоскости.

Такие же результаты получаются, если глаз наблюдателя находится в точке О¢. Только в этом случае дважды отраженное изображение середины пузырька уровня совмещается с непосредственно наблюдаемым изображением светила s.

В воздушной астрономии наблюдаются: днем Солнце, в сумерках Луна и яркие планеты, в особенности Венера. Ночью наблюдаются Полярная (a U Mi) и 12 так называемых авиационных звезд: Вега (a Lyr), Капелла (a Aur), Арктур (a Boo), Процион (a CM), Бетельгейзе (a Ori), Альтаир(a Aql), Альдебаран (a Tau), Спика (a Vir), Регул (a Leo), Денеб (a Cyg), Алиот (e U Ma), Альферац (a And). В остальных случаях угловые размеры пузырька должны быть около 10-15¢.

Звезды и планеты наблюдают из окуляра O¢, то есть “на просвет”, а Солнце и Луну – из окуляра O, то есть в отраженных лучах.

После того, как пузырек уровня появится в поле зрения, вращают плоскопараллельную пластинку KL до тех пор, пока не появится изображение светила и не получится совпадение изображений. При этом изображение Солнца и Луны устанавливают концентрически с круглым изображением пузырька, а изображения звезд и планет – в центре этого изображения.

Измерения высот производят сериями от 5 до 20 измерений в серии, а затем выводят среднюю высоту светила и средний момент наблюдения в серии по часам с известной поправкой.

Высоты, измеренные авиасекстантом, должны быть исправлены за астрономическую рефракцию, за рефракцию стеклянного астрокупола (фонаря), если наблюдения ведутся не через открытые астролюки, за наклонение горизонта. При наблюдении Луны учитывается суточный параллакс.

Контрольные вопросы к разделу 2.7.

1.  Что означают “линия положения”, “полюс освещения” в навигации?

2.  Какие величины измеряются в морской и авиа - навигации?

3.  Объяснить принцип действия авиасекстанта.

4.  Какие светила наблюдаются в морской и воздушной астрономии?

3. АСТРОМЕТРИЯ

3.1. Задачи астрометрии и методы их решения

3.1.1. Предмет и задачи астрометрии

Астрометрия – фундаментальная часть практической астрономии. Это наука, создающая опорную инерциальную систему небесных координат в пространстве, согласованный комплекс фундаментальных астрономических постоянных, на основе получения координат небесных объектов, изучения вращения Земли.

Задачи, решаемые астрометрией, можно разделить на три группы (рис.3.1):

1) установление на небесной сфере инерциальной системы небесных координат, которая не должна обладать никаким другим движением, кроме прямолинейного и равномерного;

2) задание систем измерения времени и определение параметров поступательно-вращательного движения Земли;

3) создание согласованной системы фундаментальных астрономических постоянных.

Для решения указанных задач используются следующие массивы астрометрических наблюдений:

- координаты и собственные движения звезд;

- положения тел Солнечной системы;

- координаты полюса и неполярные колебания широт;

- астрономические поправки эталонного времени;

- положения ИСЗ, скорости их движения, расстояния до них;

- задержки сигналов в РСДБ.

Астрометрические наблюдения лежат в основе исследований в области небесной механики, они важны для решения фундаментальных проблем звездной динамики и галактической астрономии, а также многих задач астрофизики. Астрометрические данные составляют фундамент всех практических приложений астрономии к геодезии, навигации, космическим исследованиям, к решению проблем, связанных с измерением времени и изучением вращения Земли.

Задачи астрометрии решаются рядом научных, военных, специализированных учреждений различных государств, как в отдельных странах, так и в рамках согласованных научных проектов международного сотрудничества. Полученные результаты используются, в частности, для координатно-временного обеспечения страны (КВО), где востребованы дипломированные специалисты специальности “Космическая геодезия”.

В рамках решения задач КВО в России создается фундаментальная астрономо-геодезическая сеть (ФАГС), которая практически реализует геоцентрическую систему координат [7]. Эта система координат согласовывается с фундаментальными астрономическими (небесными) системами координат и связывается с аналогичными пунктами различных государств. Параметры связи между земной системой координат, задаваемой пунктами Государственной геодезической сети (ГГС), и небесной системой, задаваемой квазарами и звездами, устанавливаются оперативными наблюдениями Государственной службы времени и частоты (ГСВЧ) и публикуются в специальных бюллетенях этой службы. Здесь же публикуются параметры вращения Земли и поправки для перехода к международным шкалам времени, необходимые для использования шкал атомного и координированного времени в работах по развитию ГГС. Таким образом, при создании ФАГС необходимы результаты решения практически всех задач астрометрии.

3. 1.2. Обзор методов астрометрии

Методы астрометрии разделяются на классические (наземные астрооптические) и современные (космические).

Астрооптические методы основаны на наблюдениях светил с помощью оптических инструментов, расположенных на поверхности Земли. Здесь решение астрометрических задач выполняется позиционным методом (по измерению направлений на звезды) или фотографическим методом.

Для фундаментальных астрооптических наблюдений традиционно используются стационарные астрономические инструменты: пассажный инструмент, меридианный круг, вертикальный круг, зенит-телескоп, призменная астролябия, фотографическая зенитная труба, астрограф.

В настоящее время налажена астрометрическая служба на обсерваториях всего мира, фундаментальные наблюдения практически автоматизированы. Основное ограничение на точность астрооптических методов накладывает атмосферная турбулентность. Из-за этого недостатка классические методы в настоящее время не могут конкурировать с современными методами решения астрометрических задач. Так, например, точность координат звезд, измеренных астрооптическими методами – сотые доли угловой секунды, а современными методами можно улучшить точность на несколько порядков – до тысячной или одной десятитысячной секунды.

В последние годы в наземной оптической астрометрии активно внедряется новая техника, например, оптические интерферометры. Можно отметить применение полупроводниковых панорамных приборов-приемников с зарядовой связью (ПЗС), введение режима полной автоматизации наблюдений (роботизации телескопов), применение адаптивной оптики, использование глобальных информационных сетей, лазерных дисков для хранения огромных массивов наблюденных данных и др.

Современное состояние астрометрии характеризуется в первую очередь постоянным совершенствованием техники и увеличением количества и качества наблюдений. На смену астрооптическим методам приходят методы космической геодезии.

В современных методах астрометрии используются космические аппараты, наблюдение искусственных спутников Земли (ИСЗ) и Луны, а также удаленных радиоисточников (радиогалактик и квазаров). К современным методам относятся:

1) использование астрометрических космических телескопов;

2) радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой – РСДБ;

3) лазерная локация ИСЗ и Луны;

4) радиотехнические методы космической геодезии – доплеровские и радиодальномерные.

Использование астрометрических космических телескопов

Астрометрические космические телескопы предназначены для решения следующих задач:

- определение относительных координат, относительных собственных движений и параллаксов звезд с высокой точностью (несколько десятитысячных долей секунды дуги);

- определение и уточнение шкалы расстояний и абсолютных светимостей звезд;

- исследование структуры и эволюции Галактики;

- наблюдение квазаров для абсолютизации координат и собственных движений звезд;

- наблюдение двойных звезд, в том числе и тесных, с расстояниями между компонентами до 0,1″.

Наблюдения с искусственных спутников выгодно отличаются от наземных наблюдений отсутствием атмосферных помех, а также тем, что в одной точке и в одной и той же системе отсчета может наблюдаться полное небо.

При использовании космических аппаратов для составления каталогов звезд основными измеряемыми величинами являются дуги, соединяющие пары звезд, в том числе дуги, соединяющие опорные объекты (квазары, звезды с известными координатами) и определяемые звезды.

С 1989 по 1993 гг. на околоземной орбите работал космический телескоп HIPPARCOS Европейского космического агентства; в результате были получены звездные каталоги HIPPARCOS (звезд, с точностью 0,7″∙10-3) и TYCHOзвезд, с точностью 25″·10-3). С 1990 г. на орбите работает Большой космический телескоп Хаббла, примерно 15% наблюдательного времени которого отводится на решение астрометрических задач.

Преемник проекта HIPPARCOS – космический телескоп-интерферометр Европейского космического агентства GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), который должен быть выведен на орбиту в 2011 г. Параллакс и собственное движение будут измеряться с помощью двух разнонаправленных телескопов, плоскость обзора которых перпендикулярна оси вращения. Радиальная скорость звезд будет измеряться с помощью спектрометра, также установленного на GAIA. Точность измерения параллакса и местоположения для ярких звёзд (до 15m) будет выше 2,5″∙10-5, а для слабых звёзд (около 20m) до 0,3″∙10-3. Предполагается получить точные данные для приблизительно одного миллиарда звезд.

Применение методов космической геодезии

для решения задач астрометрии

Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой (РСДБ, VLBI) состоит в наблюдении удаленных радиоисточников (радиогалактик и квазаров) на двух далеко разнесенных антеннах-приемниках. Здесь измеряется временная задержка прихода радиосигнала на антенны приемников. Квазары и радиогалактики практически не обладают собственным движением, в отличие от звезд, наблюдаемых астрооптическими методами. Это свойство квазаров позволяет использовать их при реализации небесной инерциальной системы координат, а также уточнять по их наблюдениям параметры нутации.

На основе РСДБ-наблюдений квазаров создана небесная инерциальная система координат ICRF (International Celestial Refernce Frame), положения источников в которой определены с точностью 1″∙10-4. Метод РСДБ используется при определении параметров ориентации Земли (координат полюса до единиц сантиметра, продолжительности суток до десятитысячной секунды), для синхронизации с высокой точностью часов, находящихся в разных пунктах, для координатно-временной привязки исследований, выполняемых в околопланетном пространстве, а также при решении других задач геодезии, геофизики, астрофизики.

РСДБ-технология по технике и задачам носит международный характер. Около 30 РСДБ-станций, расположенных по всему земному шару, работают в рамках международной организации IVS (International VLBI Service). В России в настоящее время развернута радиоинтерферометрическая сеть “Квазар-КВО”, состоящая из трех радиоастрономических обсерваторий. В 2010г. в комплекс будет введен четвертый 70-метровый радиотелескоп в поселке Галенки под Уссурийском.

При лазерной локации ИСЗ и Луны измеряется расстояние от отражателя, установленного на ИСЗ или Луне, до приемника. Полученные данные используются для координатно-временного обеспечения ГНСС (GPS, ГЛОНАСС), решения различных задач геодезии, геодинамики, в том числе, для определения параметров вращения Земли (координат полюса и неравномерности вращения Земли).

В настоящее время около 40 лазерных станций объединены в ассоциацию ILRS (международная служба лазерной дальнометрии), обмен информацией в IRLS осуществляется на паритетной (некоммерческой) основе. Россия является членом ILRS и участвует в международных программах по высокоточной лазерной дальнометрии космических аппаратов.

В глобальных навигационных спутниковых системах (ГНСС - GPS, ГЛОНАСС, GALILEO) со станций слежения непрерывно измеряются расстояния до спутников. В результатах обработки измерений радиоконтроля орбит, кроме основной эфемеридной информации, содержатся параметры вращения Земли.

3.1.3. Современное состояние и перспективы развития астрометрии

Современное состояние и дальнейшее развитие астрометрии можно описать по следующим направлениям.

1.  Небесная инерциальная система координат. Успешные реализации международной небесной опорной системы координат ICRF, сделанные до настоящего времени, поддерживают направление осей в пространстве в пределах 0,00002″ . В перспективе – расширение каталога, распространение его на звезды; запуск астрометрического спутника GAIA. Выполняются исследования по применению дугомерных методов (в проекте – запуск российского космического аппарата ОЗИРИС), спутниковой радиоинтерферометрии (Российский проект “Радиоастрон”).

2.  Задание систем измерения времени и определение параметров ориентации Земли. Современные атомные стандарты частоты воспроизводят время с точностью до 10-14÷10-15 сек; в перспективе – повышение точности до 10-16÷10-17 к 2011 году. Успешно исследуются и применяются новые принципы измерения времени на основе наблюдения пульсаров (пульсарное время, [10]). Точность получения параметров вращения Земли составляет 0,10-0,25 мс дуги в зависимости от используемых данных. Современные методы космической геодезии позволяют обнаружить колебания земной оси с амплитудой 0,5 м и периодами колебаний менее 1 сут, неравномерность вращения Земли с точностью 0,0001s.

3.  Совершенствование методов и средств наблюдений идет в направлении полной автоматизации измерений, повышения чувствительности приемников излучения, реализации новых космических проектов, международной интеграции и т. д. В первой четверти XXI века планируется создание лунной базы, где будут выполняться астрометрические наблюдения, а в более далекой перспективе предусматриваются аналогичные наблюдения с поверхности Марса.

4.  Разработки в теории. При проведении измерений с точностью до десятых микросекунд дуги необходимо учитывать огромное количество разнообразных эффектов, оказывающих влияние на распространение света на всем пути от объекта до наблюдателя (изменение состояния атмосферы, приливы, движение континентов, вариации вращения Земли, искривление пространства-времени на пути света и др.). Для осуществления новых космических проектов требуется более точная теория прецессии-нутации, а также более точные реализации земных и небесных систем координат. В свою очередь, результаты высокоточных измерений позволяют уточнить соответствующие теоретические разработки. С увеличением потока измерительной информации требуется совершенствование методов математической обработки измерений и принципов анализа получаемых данных.

Успешное решение проблем астрометрии – необходимое условие решения ряда задач астрофизики и звездной астрономии, геодезии и геодинамики.

Контрольные вопросы к разделу 3.1

1.  Перечислить задачи астрометрии и привести примеры использования результатов решения астрометрических задач в геодезии.

2.  В чем основной недостаток астрооптических методов астрометрии по сравнению с современными?

3.  Назвать измеряемые величины в астрооптических и современных методах астрометрии.

4.  На основе изучения литературы и интернет-источников охарактеризовать современное состояние и перспективы развития астрометрии.

3.2. Инструменты фундаментальной астрометрии

3.2.1.Требования к инструментам фундаментальной астрометрии

Инструменты фундаментальной астрометрии должны обеспечивать максимально высокую точность астрономических определений. В связи с этим к ним предъявляются следующие требования.

1. Требования к установке инструментов. Должны быть обеспечены максимальная устойчивость и минимальное воздействие температурных изменений. Все инструменты, как правило, стационарные, массивные, устанавливаются на фундаментальных опорах. Инструменты располагаются в специальных павильонах на открытом месте, в отдалении от отапливаемых помещений. Некоторые инструменты покрываются теплоизолирующими материалами. Рекомендуется проветривать павильоны за 1.5 часа до начала наблюдений.

2. Исключение возможных инструментальных ошибок измерений. Это требование частично удовлетворяется путем специальной установки инструментов. Кроме того, ряд инструментов имеет только одну ось вращения - здесь наблюдения предусматриваются либо в одном азимуте или на одной высоте.

3. Максимальное исключение ошибок наблюдателя. Достигается автоматизацией наблюдений. Например, использование ртутного горизонта для автоматического установления вертикали, фотоэлектрическая регистрация моментов прохождений звезд, фотографирование отсчетов по кругам, автоматическое наведение и гидирование инструмента.

4. К оптическим характеристикам инструментов предъявляются высокие требования, поскольку большинство наблюдаемых звезд обладают слабым блеском.

Основной класс стационарных инструментов, применяющихся в астрометрии – меридианные астрономические инструменты. К ним относятся: пассажный инструмент, меридианный круг, вертикальный круг, зенит-телескоп. Кроме указанных инструментов, в астрометрии используются безличная призменная астролябия Данжона, а для фотографических наблюдений – фотографическая зенитная труба и астрограф.

3.2.2. Классические астрооптические инструменты

Пассажный инструмент (от франц. passage - проход) - астрометрический инструмент, служащий для определения моментов прохождения небесных светил (при их видимом суточном движении) через некоторый вертикал. Обычно пассажный инструмент (точнее, его визирная линия) устанавливается в плоскости меридиана - для получения из наблюдений прямых восхождений звёзд и поправок часов, иногда в первом вертикале - для определения склонений звёзд и широты места, и для определения фундаментальных азимутов из наблюдений прохождений звезд через вертикал земного предмета.

Конструктивные особенности (рис.3.2): вертикальной оси инструмент не имеет; основанием инструмента служит массивная станина, на концах которой имеются подставки с лагерами для укладки горизонтальной оси трубы. Предусмотрено лишь небольшое перемещение станины для уточнения ориентировки инструмента при его первоначальной установке на бетонный столб. Переворот трубы через зенит здесь невозможен, поэтому для исключения коллимационной ошибки предусмотрено устройство для перекладки горизонтальной оси трубы в лагерах. Для определения наклона горизонтальной оси служит секундный подвесной уровень. Горизонтальная ось снабжена вертикальным кругом-искателем для установки трубы по заданному зенитному расстоянию. Зрительная труба центральная ломаная, диаметр объектива 100 мм, фокусное расстояние 1000 мм, разрешающая способность 1,2″, проницающая сила 13m. В целях возможно большей устойчивости – значительная масса, не менее 280 кг, большая часть которой приходится на основание инструмента.

Все современные пассажные инструменты имеют приспособления для фотоэлектрической регистрации звездных прохождений, а также снабжены электронными схемами для исключения фона неба, уравнивания блеска звезд.

Меридианный круг - астрономический инструмент для точного определения прямых восхождений и склонений небесных светил путём регистрации моментов их прохождения через небесный меридиан и измерения их зенитных расстояний в меридиане (рис.3.3.). Меридианный круг изобретён в конце XVII в. О. Ремером. Теория меридианного круга разработана Т. Майером (18 в.) и Ф. Бесселем (19 в.). Меридианный круг в 20 в. являлся основным инструментом для точного определения экваториальных координат небесных светил.

Меридианный круг отличается от пассажного инструмента наличием точно разделенных вертикальных кругов (обычно их два) для измерения меридианных зенитных расстояний звезд с целью определения их склонений. Астрономическая труба меридианного круга – прямая центральная, параметры оптики – того же порядка, что и у больших пассажных инструментов. Лагеры, на которые укладывается горизонтальная ось трубы, устанавливаются на двух бетонных столбах, на которых монтируются барабаны с микроскопами для отсчетов вертикальных кругов. Для определения места зенита служит ртутный горизонт, расположенный под инструментом. Меридианный круг имеет накладной уровень с секундной ампулой. В остальном меридианный круг аналогичен пассажному инструменту.

Вертикальный круг представляет собой увеличенный в размерах астрономический универсальный инструмент с внецентренной прямой трубой и точно разделенным вертикальным кругом, горизонтальный круг отсутствует. Он служит для определения склонений звезд по измерениям их меридианных зенитных расстояний.

Зенит-телескоп предназначен для измерения малых разностей зенитных расстояний звезд (рис.3.4.). Применяется для высокоточного определения широты по способу Талькотта, с целью изучения движения полюсов Земли. Труба инструмента прямая внецентренная, с призмой на окулярном конце, поворачивающей изображение на 900. Современные зенит-телескопы имеют приспособления для фотографирования отсчетов двух талькоттовских уровней и отсчетов окулярного микрометра. Обычная сетка нитей заменена стеклянной пластинкой с нанесенными на ней штрихами. В окулярном микрометре предусмотрена реверсионная призма для изменения направления видимого движения звезды в поле зрения на обратное с целью исключения ошибок микрометра и наблюдателя. Контроль неизменности зенитного расстояния трубы в процессе наблюдения осуществляется с помощью двух высокоточных уровней, укрепленных обычно на центр. части трубы. Диаметр объектива 180 мм, фокусное расстояние 2360 мм, цена оборота окулярного микрометра 22″, цены делений талькоттовских уровней порядка 1″.

Безличная призменная астролябия Данжона - инструмент для определения широты места (координат полюса) и поправки часов по наблюдаемым моментам прохождения звёзд в различных азимутах через некоторый альмукантарат; также может быть использована для определения экваториальных координат звёзд и планет. Астролябия Данжона позволяет получать автоматически зарегистрированные моменты наблюдения звезды, свободные от систематических личных погрешностей наблюдателя.

Инструмент имеет только одну вертикальную ось вращения. Направление отвесной линии определяется автоматически оптическим путем с помощью ртутного горизонта.

Перед объективом 3 (рис.3.5) горизонтально расположенной астрономической трубы (для компактности оптическая ось трубы изломана с помощью двух зеркал 4 и 5) помещается равносторонняя стеклянная призма 1) с ребрами, параллельными горизонту, и одной гранью - перпендикулярной оптической оси трубы. Под призмой устанавливается ртутный горизонт 2). Свет от наблюдаемой звезды, падая на верхнюю грань призмы и преломляясь, даёт её изображение в фокальной плоскости объектива; второе изображение этой же звезды получается от её света, проходящего через нижнюю грань призмы после отражения от ртутного горизонта. Вследствие видимого суточного движения звезды оба изображения приближаются друг к другу и совпадают; в момент прохождения звезды через альмукантарат с зенитным расстоянием, близким к 30°, изображения рассматриваются в окуляр 6). Для регистрации момента микрометр инструмента имеет специальную призму Волластона 7), перемещая которую микрометрическим винтом, снабженным контактным барабаном, записывают на хронографе серию моментов, что позволяет повысить точность окончательного результата. Точность определений на призменной астролябии сопоставима с точностью, получаемой на классических меридианных инструментах служб времени и широты.

Диаметр объектива 100 мм, фокусное расстояние 1000 мм, сторона равносторонней призмы 100 мм.

Астрографы (рис.3.6.) предназначены для фотографирования участков звездного неба с целью составления фотографических звездных каталогов. Астрограф представляет собой телескоп, в фокусе объектива которого помещается фотопластинка; перед фотопластинкой располагается затвор. Вращение астрографа вслед за суточным движением небесной сферы осуществляется точным часовым механизмом и контролируется наблюдателем с помощью гида - второй оптической трубы, смонтированной параллельно первой на той же установке. Астрографы делятся на широкоугольные, нормальные, длиннофокусные.

Фотографическая зенитная труба предназначена для высокоточных определений широт в целях определения координат мгновенного полюса по фотографическим изображениям прохождений околозенитных звезд через меридиан. Она может использоваться также для определения склонений звезд и для определения времени. Состоит из металлической колонны, укрепленной вертикально на массивном фундаменте. На её верхней части помещается объектив с диаметром 20—25 см и фокусным расстоянием около 400 см. Внизу под объективом на половине фокусного расстояния помещается ртутный горизонт. Лучи звёзд, находящихся близко к зениту, пройдя объектив и отразившись от поверхности ртути, идут вверх и образуют точечные изображения звёзд ниже объектива на несколько см. В этом месте, перпендикулярно к оптической оси, помещается кассета с фотопластинкой, которая плавно передвигается часовым механизмом перпендикулярно к плоскости небесного меридиана. Управление инструментом осуществляется либо дистанционно, либо автоматически по заданной программе. Точности определения широты и поправки часов (средняя квадратическая ошибка) при наблюдениях. в течение одной ночи равны соответственно +0,08″ и +0,007сек.

Первая фотографическая зенитная труба была сконструирована американским астрономом Ф. Россом и установлена на Международной широтной станции в Гейтерсберге (США) в 1911.

3.2.3. Современные астрономические инструменты

В настоящее время для решения задач астрометрии используются следующие астрономические инструменты:

- автоматические меридианные телескопы;

- широкоугольные астрографы;

- большие телескопы;

- оптические интерферометры.

Все перечисленные инструменты снабжены полупроводниковыми панорамными приборами-приемниками с зарядовой связью (ПЗС).

Автоматические меридианные телескопы

Меридианный телескоп (МТ) – измерительное устройство, предназначенное для наземных угловых измерений координат (прямых восхождений и склонений) небесных объектов - звезд, больших и малых планет, звездообразных и дискообразных объектов. Поскольку необходимо проведение массовых наблюдений сотен тысяч и миллионов звезд в относительно короткие сроки, то это возможно лишь при полной автоматизации всего процесса наблюдений и обработки полученных данных. Современные технологии и средства связи позволяют использовать управление телескопом на значительном удалении от астронома-наблюдателя, используя глобальные информационные сети, типа INTERNET в режиме удаленного доступа.

Внутренняя точность регистрирующих устройств МТ обеспечивает определение параметров системы телескопа и регистрацию небесных объектов и автоколлимационных марок по обеим координатам с точностью не хуже 0,001″.

Быстродействие меридианного телескопа - один из факторов, определяющих эффективность его работы. Учитывая возможности ПЗС матрицы регистрировать одновременно все объекты в поле зрения, можно определить быстродействие автоматического МТ величиной, не менее 7-9 тысяч звезд в час, при размере матрицы около 1000х1000 пикселей.

Наиболее известным МТ является астрометрический телескоп-рефрактор классической системы, используемый обычно в виде пассажного инструмента, вертикального или меридианного круга. Проведенная автоматизация некоторых МТ классического типа позволяет полнее использовать их возможности, хотя и ограниченные механическими и термическими деформациями, нестабильностью параметров и пр. Например, автоматические меридианные телескопы однотипной классической конструкции – японский PMC, датский CAMC, американский FASTT [11].

Более поздним является зеркально-линзовый меридианный телескоп. По своей конструкции такой инструмент близок к классическому. Отличие в том, что труба зеркально-линзового телескопа в несколько раз короче трубы рефрактора и, следовательно, может быть улучшена жесткость тубуса и уменьшены весовые нагрузки. Конструкция зеркально-линзового телескопа обладает симметрией и компактна. В настоящее время в рабочем состоянии находится фотографический вертикальный круг (ФВК) Пулковской обсерватории. В 1996 году ФВК был оснащен ПЗС регистрирующим окулярным устройством. Введение в работу ПЗС микрометра позволило выполнять на ФВК наблюдения по двум координатам, и с этого времени инструмент получил новое название - Пулковский меридианный телескоп. В настоящее время ПМТ установлен в павильоне Пулковской обсерватории. В этой же обсерватории находится зеркально-линзовый Меридианный Автоматический Горизонтальный Инструмент (МАГИС).

Широкоугольные астрографы с ПЗС-приемниками

Широкое внедрение ПЗС приемников, наряду с сохранением положительных свойств астрофотографии, вносит дополнительные эффективные преимущества: наблюдения более слабых объектов в разных режимах (сканирование, накопление, комбинированный метод), цифровое представление материала наблюдений, что позволяет использовать различные методы обработки данных и повышает в конечном итоге точность (до 1-2 процентов пиксела). Сняты проблемы обработки, хранения и измерения фотопластинок. ПЗС астрографы, работающие в угловых полях до 2°×2°, демонстрируют широкие возможности: число объектов яркостью до 21-23 звездных величин достигает в некоторых программах 100 миллионов, ожидаемая точность положений звезд, около 0,02-0,03″.

Из за большого объема этот материал размещен на нескольких страницах:
1 2 3 4 5 6 7 8