Размещено на http://allbest.ru

Оптоэлектронные исследования космических объектов методом BVRI фотометрии

Введение

фотометрический оптический наблюдение космический

Целью выпускной квалификационной работы является исследование возможностей измерения фотометрических величин оптических источников в условиях городской засветки средствами обсерватории Физико-технического факультета Кубанского Государственного Университета.

В условиях поставленной цели производилась фотометрия космических объектов с помощью оптико-электронного роботизированного астрофизического комплекса.

Для достижения поставленной цели было необходимо решить ряд следующих задач.

Изучить устройство оптико-электронного комплекса и отдельных его элементов. Разобраться с программным обеспечением, применяемым для управления комплексом и обработки полученных данных.

Изучить и проанализировать методы фотометрических измерений космических оптических источников. Сделать вывод о точности применяемых методов.

Провести фотометрические наблюдения космических объектов на оптико-электронном роботизированном астрофизическом комплексе.

И сопоставить полученные результаты многоканальной фотометрии избранных источников, полученных на оптико-электронном роботизированном астрофизическом комплексе.

1. Устройство оптико-электронного комплекса РК-500

Оптико-электронный комплекс РК-500 был разработан специалистами Астрофизической Оптической Обсерватории ФТФ КубГУ в 2008 - 2010 году. В основу комплекса были заложены функциональные возможности элементов и программного обеспечения рабочего макета, собранного на базе телескопа 12” LX-200 GPS SMT и ПЗС-камеры ST-6, SBIG.

С учетом конструктивных элементов и современных требований к системам наведения и управления экваториальная платформа LX200 была заменена на высокоскоростную экваториальную безлюфтовую платформу “Paramount ME”. ПЗС-камера ST-6 фирмы SBIG была заменена на современную камеру с высоким охлаждением FLI Proline 16803. Главным изменением комплекса стало появление Службы времени, астрометеорологического блока и специально разработанного программного обеспечения MaxComet 2010 v.03. Данный комплекс является полностью автоматизированным[3].

Рисунок 1 – Схема оптико-электронного комплекса КубГУ

Оптико-электронный комплекс обсерватории состоит из следующих элементов:

1) Экваториальная монтировка Paramount

2) Оптическая труба системы Ричи-Кретьена

3) ПЗС-камера FLI Proline 16803

4) Рабочая станция

5) Пульт управления комплексом

6) Компьютеры для обработки полученной информации

7) Метеостанция

8) GPS-устройство со службой точного времени

Экваториальная монтировка наводит оптическую трубу системы Ричи-Кретьена на область неба, в которой находится объект. В течение некоторого времени равного времени экспозиции происходит накопление электронного заряда в ПЗС-камере, формирование изображения и передача его на рабочую станцию, где установлена платформа ASCOM, специальная программная среда для управления монтировкой и камерой. Чтобы не перегружать рабочую станцию команды для телескопа отдаются по локальной сети через удаленный пульт управления. Пульт управления представляет собой персональный компьютер с определенным набором программного обеспечения[1].

Так же оптико-электронный комплекс оснащен GPS-приемником со службой точного времени и метеостанцией. GPS-приемник необходим для определения наиболее точных координат положения обсерватории и времени проведения наблюдений.

Метеостанция позволяет оперативно определять погодные условия, влажность и направление ветра. Эти погодные факторы имеют огромное влияние на возможность проведения наблюдений и их качество.

1.1 Экваториальная монтировка Paramount ME

Рисунок 2 – Экваториальная монтировка Paramount ME

Это экваториальная монтировка немецкого типа, предназначенная для инструментов массой до 68 кг. Максимальная высота монтировки 0,86 м, ширина - 0,74 м. Масса монтировки без противовесов и дополнительного оборудования 29 кг. Монтировка рассчитана выдерживать суммарный весь телескопа и противовесов до 136 кг [5].

Она имеет точный 11-дюймовый азимутальный подшипник, который позволяет точно скорректировать полярную установку монтировки. Азимут может быть отрегулирован в диапазоне 4^о.

В монтировке имеются кабели управления монтировкой, входа автогидера, так же имеется широкое отверстие для монтажа специальных кабелей.

Механизм вращения по прямому восхождению имеет 576-зубчатую шестеренку и 376-зубчатую шестеренку для вращения по склонению.

Монтировка позволяет следить за объектом 7^o от меридиана, прежде чем будет аппаратно остановлена, чтобы не допустить вращения оси прямого восхождения.

У основания монтировки имеется встроенная управляющая панель, в которую могут быть подключены фокусер, ПЗС - камера а так же джойстик для ручного управления монтировкой.

Входное напряжение питания: 240 В переменного напряжения

Частота: ~ 63 Гц

Сила тока 1,9 A

Выходные параметры: 48 В, 1,66 А максимум [3].

1.2 Оптическая система Ричи-Кретьена

Рисунок 3 – Оптическая система Ричи-Кретьена

Система Ричи -- Кретьена, представляющая собой улучшенный вариант системы Кассегрена. В этой системе главное зеркало -- вогнутое гиперболическое, а вспомогательное -- выпуклое гиперболическое. Двухлинзовый корректор, установленный в центральном отверстии гиперболического зеркала, позволяет значительно увеличить поле зрения. Поле зрения системы Ричи -- Кретьена около 4° [4].

В случае нашей обсерватории характеристики оптической системы приведены в таблице 1.

Таблица 1 - Основные характеристики оптической системы 508РК

Диаметр телескопа	0,51 м
Фокусное расстояние	4 м
Рабочее поле	0,1 м
Проницающая способность	20,5m

1.3 ПЗС-камера FLI PL16803

Рисунок 4 – Внешний вид ПЗС-камеры FLI PL16803

Специализированная ПЗС-камера фирмы FLI, предназначенная для астрономических наблюдений. В камере установлена ПЗС-матрица Kodak KAF-16803 с числом активных пикселей 40964096. Размер каждого пикселя 9 мкм, за счет чего достигается высокая разрешающая способность[7].

Охлаждающий элемент камеры на основе пластин Пелтье позволяет достичь температуры на 40_50^oС меньше, чем температура окружающей среды. Квантовая эффективность матрицы максимальна на длине волны и составляет 69%.

Электронное изображение формируется, когда фотон падает на плоскость ПЗС-матрицы и создает электронно-дырочную пару. Электроны, выбитые фотоном, накапливаются в небольшом пространстве под пикселем за счет потенциального поля. Число выбитых электронов линейно зависит от освещенности и экспозиции и нелинейно от длины волны падающего на датчик света. Данная зависимость отображена на рисунке 5.



Рисунок 5 – Зависимость квантовой эффективности от длины волны падающего излучения для приемника Kodak KAF-16803

Когда достигается зарядовая емкость пикселя, избыточные электроны стекают в боковой канал переполнения, чтобы предотвратить перекрестные помехи и «блюминг». Во время периода накопления фазовые регистры V1 и V2 остаются на постоянном низком уровне напряжения[5].

Считывание фототоков ПЗС-элементов осуществляется так называемыми последовательными регистрами сдвига, которые преобразовывают строку зарядов на входе в серию импульсов на выходе. Данная серия представляет собой аналоговый сигнал, который в дальнейшем поступает на усилитель и на аналогово-цифровой преобразователь, где в дальнейшем информация преобразуется в понятные форматы изображения. Далее данные через интерфейс USB2.0 передаются на рабочую станцию, где происходит их предварительная обработка[6].

2. Фотометрия как частная форма астроспектроскопии

Фотометрия - раздел физики, занимающийся измерениями света. С точки зрения фотометрии, свет - это излучение, способное вызывать ощущение яркости при воздействии на человеческий глаз. Такое ощущение вызывает излучение с длинами волн от ~0,38 до ~0,78 мкм, причем самым ярким представляется излучение с длиной волны около 0,555 мкм^[1]. Поскольку чувствительность глаза к разным длинам волн у людей неодинакова, в фотометрии принят ряд условностей. В 1931 Международная комиссия по освещению (МКО) ввела понятие «стандартного наблюдателя» как некоего среднего для людей с нормальным восприятием. Этот эталон МКО - не что иное, как таблица значений относительной световой эффективности излучения с длинами волн в диапазоне от 0,380 до 0,780 мкм через каждые 0,001 мкм.

Астрофотометрия - раздел практической астрофизики, занимающийся световыми измерениями. Измерение светового потока даёт основную информацию о звёздах, галактиках, туманностях и других астрономических объектах. Первая в истории астрономии фотометрическая работа - разделение видимых невооружённым глазом звёзд на 6 классов (звёздных величин) - была выполнена Гиппархом во 2 веке до н. э. Глаз оставался единственным светоприемником до середины 19 в., когда была создана фотопластинка. В настоящее время основными светоприёмниками являлись фотоэлектрические приборы: фотоэлектронные умножители, электронно-оптические преобразователи , фотосопротивления и фотодиоды. По эффективности они в сотни раз превосходят фотоэмульсию, хотя последняя до сих пор не потеряла своего значения. Всё шире стали применяться т. н. приборы с зарядовой связью, сочетающие эффективность фотоэлектрических приборов с достоинствами фотографии.

2.1 Фотометрические стандарты

Если в каждой спектральной полосе фотометрической системы заданы в качестве нуль - пункта внеатмосферные звездные величины одной избранной звезды (или суммы внеатмосферных звездных величин нескольких звезд), то говорят, что задан первичный стандарт системы. Со световым потоком от этой звезды (первичного стандарта) следует сравнивать потоки от всех других звезд, величины которых желательно определить в процессе наблюдений. Однако такое непосредственное сравнение далеко не всегда возможно. Для практических наблюдений необходимо иметь гораздо большее число звезд, для которых хорошо определены внеатмосферные звездные величины во всех полосах системы. Другими словами, для наблюдений нужно иметь сеть вторичных стандартов. Звезды, составляющие сеть стандартов фотометрической системы, должны удовлетворять нескольким условиям. Во-первых, они должны быть достаточно равномерно расположены на небесной сфере. Во-вторых, для них желательно знать (хотя бы с не очень высокой точностью) распределение энергии в спектре E (л) или, по крайней мере, хорошо знать их спектральные типы и быть уверенным, что распределение энергии не имеет каких-либо экстравагантных особенностей (типа эмиссионных линий и т.п.). В-третьих, стандарты должны быть проверены на переменность и необходима уверенность, что в пределах ошибок измерений нет переменности в используемых нами интервалах спектра.

Фотометрический метод анализа, основанный на переведении определяемого компонента в поглощающее свет соединение с последующим определением количества этого компонента путём измерения светопоглощения раствора полученного соединения, называется фотометрическим.

По окраске растворов окрашенных веществ можно определять концентрацию того или иного компонента или визуально, или при помощи фотоэлементов - приборов, превращающих световую энергию в электрическую. В соответствии с этим различают фотометрический визуальный метод анализа, называемый часто колориметрическим, и метод анализа с применением фотоэлементов - собственно фотометрический метод анализа. Фотометрический метод является объективным методом, поскольку результаты его не зависят от способностей наблюдателя, в отличие от результатов колориметрического - субъективного метода.

Фотометрический метод анализа - один из самых старых и распространённых методов физико-химического анализа. Его распространению способствовали сравнительная простота необходимого оборудования, особенно для визуальных методов, высокая чувствительность и возможность применения для определения почти всех элементов периодической системы и большого количества органических веществ. Открытие всё новых и новых реагентов, образующих окрашенные соединения с неорганическими ионами и органическими веществами, делает в настоящее время применение этого метода почти неограниченным.

2.2 Фотометрические системы (BVRI)

Фотометрическая система характеризуется набором эффективных длин волн l₀ и полушириной соответствующих полос пропускания Dl, (ширина полосы на половине интенсивности на волне l₀). Система определяется кривыми пропускания применяемых в ней светофильтров, спектр. чувствительностью светоприёмника, распределением энергии в спектре изучаемого объекта и прозрачностью земной атмосферы. Фотометрические стандарты дают возможность сводить наблюдения, выполненные разными наблюдателями в своих, инструментальных, системах, к одной - стандартной. Чем ближе инструментальная система к стандартной, тем меньше коэффициенты перехода, вычисляемые по наблюдениям стандартных звёзд. Фотометрические системы делятся на широкополосные (Dl > 300 ), среднеполосные (Dl ~ 100-300 ) и узкополосные (Dl < 100 ).

Широкополосные системы. Из широкополосных фотометрических систем наибольшее распространение получила 3х-цветная система UBV (Джонсон, США) - по первым буквам англ. слов: ultraviolet - ультрафиолетовый, blue - синий и visual - визуальный. Система достаточно хорошо воспроизводима и легко реализуется со стеклянными фильтрами УФС-б толщиной 2 мм (U), СС-5 толщиной 3 мм (В) и ЖС-17 или ЖС-18 (V) толщиной 2-4 мм н 2 мм.

2.3 Методы наблюдения

Журнал наблюдений. Обязательно вести Журнал наблюдений и желательно сразу вести его в электронном виде. В самом начале журнала (один раз) необходимо указать следующие важные параметры: Пункт наблюдений: название пункта наблюдений, его код в системе MPC (Observatiry Code). В случае отсутствия кода указать точные географические координаты расположения инструмента. Инструмент: название, оптическую схему и параметры телескопа (диаметр главного зеркала, фокальное отношение). ПЗС-приемник, набор фильтров, трансфокатор: название, размеры в пикселях и параметры ПЗС-приемника. В параметрах ПЗС обязательными для указания являются

а) шум считывания (read-noise),

б) масштабный фактор (gain),

в) угловой размер пикселя (в секундах дуги),

г) температура охлаждения чипа или температура разности с окружением для Пельтье-охлаждаемых камер,

д) было ли использовано бинирование и какое,

е) был ли использован режим анти-блюминга. (Важные примечания: температуры в пункте (г) должны быть строго одинаковыми для данного приемника на протяжении всего периода наблюдений Апофиса; режим анти-блюминга следует отключить сразу и не использовать его совсем.) Для фильтров указать систему и название (скажем, Bessell BVRI или другое).

Система регистрации времени и привязка времени: рекомендуется использовать и записывать в Журнале и в файлах изображений UTC-время (скорректированное UT-время) с GPS-привязкой к этому времени. Если этого нет, необходимо и важно указать систему регистрации времени и используемую привязку ко времени (сигналы времени, «ручная» привязка по часам и т.п.) При текущих ночных наблюдениях в Журнале указываются:

а) ФИО наблюдателя(-ей),

б) дата наблюдений и время начала наблюдений,

в) состояние и работоспособность оборудования и программ,

г) обстоятельства наблюдений с обязательным описанием и оценкой погодных условий и описанием всех остановок и их причин (погодные, технические и/или программные),

д) все текущие наблюдения и получаемые изображения.

Обязательными к заполнению колонками в журнале наблюдений должны быть время начала наблюдений (UT), координаты (RA2000, Dec2000) и название объекта (Object). Для унификации наблюдений при присвоении имени файлу с изображениями следует придерживаться следующей кодировки:

DDMMYY-Name-NNNNF.fit,

где DDMMYY - дата наблюдений,

Name - имя объекта (или сокращенный вариант имени),

NNNN - порядковый номер кадра, F - буквенное обозначение фильтра (B, V, R или I).

Температура, блюминг, засветка, все изображения (и калибровочные, и объектные) в течение всего периода наблюдений должны проводиться строго при одной и той же температуре охлаждения камеры и с отключенным режимом анти-блюминга. Важно следить за тем, чтобы исключить совсем или свести к минимуму паразитную засветку (засветка от лампочек-подсветок, от мониторов и другая паразитная засветка) при съемке как калибровочных изображений (байесы, дарки и флеты), так и объектных кадров.

Фокусировка. Звезды должны быть «не передержаны» (не пересвечены), не обрезаны, круглые, симметричные. Это необходимо проверять в каждом фильтре, особенно в R. При изменении температуры воздуха на несколько градусов - проверять и корректировать фокусировку. При фокусировке добиваться, чтобы значение FWНM (ширина на половине интенсивности) для звезд на кадре было минимальным.

Заголовки кадров. Регулярно просматривать, проверять и при необходимости изменять (с занесением записей в Журнал) заголовки fits-кадров. Обязательно проверять наличие и правильное соответствие информации в соответствующих строках заголовка: имя объекта, обозначение наблюдателя, название фильтра, правильное обозначение калибровочного кадра («Bias», «Dark», «Flat»).

Координаты и три «надо» для объектов. Регулярно проверять соответствие координат на датчиках реальным значениям (проверяется отождествлением с яркими звездами из каталогов). Если соответствия нет, сделать отметку в Журнале о необходимости учета поправки и записать в Журнал величину поправки. 3 важнейших «надо»: надо-1 удостоверяться в правильном отождествлении поля (по каталогу), надо-2 проверять и удостоверяться в наличии объекта на кадре и надо-3 делать оценку наполнения центрального пикселя объекта во избежание переполнения.

План наблюдений и калибровочные изображения. Планирование схемы наблюдений нужно проводить заранее, чтобы с вечера успеть снять соответствующие байесы, дарки и плоские поля с нужной экспозицией. Калибровочные кадры (байесы, дарки и флеты) должны получаться каждую ночь. Кадры токов смещения (байесы) - получаются не менее 30 кадров в ночь (желательный режим: 10-15 в начале, 10-15 в середине и 10-15 кадров в конце наблюдений). Кадры темновых токов (дарки) - получаются с теми же экспозициями, что и объектные кадры, и по времени сразу же за объектным кадром или сразу же после серии объектных кадров. Желательно, чтобы разрыв по времени между серией объектных кадров и ближайшим к ним дарком (серией дарков) не превосходил 1 часа. Кадры плоских полей (флеты) - получаются по беззвездным участкам вечернего и утреннего сумеречного неба. Следить за тем, чтобы наполнение пикселей при экспонировании сумеречного неба составляло в среднем 30-40% (примерно середина динамического диапазона типовой ПЗС-камеры) от максимально возможного наполнения в единицах АЦП. Например, для 16-битной ПЗС-камеры максимальное наполнение составляет чуть более 65,5 тысяч единиц АЦП, следовательно, для такой камеры все пиксели на рабочих флет-кадрах должны быть в среднем наполнены на величину 20-25 тысяч единиц АЦП.

Правильные плоские поля. Очень важным для правильной коррекции за плоское поле является учет «мертвого времени» (shutter dead time) при срабатывании затвора для коротких экспозиций и отсутствие звезд или их следов на кадре для длинных экспозиций. Во избежание этих проблем при дальнейшей обработке и «сшивании» фотометрических рядов, полученных на различных инструментах, мы строго рекомендуем снимать флет-кадры с экспозициями не короче 5-7 и не длиннее 90-100 секунд. Важно избегать звезд и следов звезд на флетах. Желательно телескоп сильно не наклонять и снимать флеты примерно в тех же положениях, какие будут использоваться в ночных наблюдениях. Рекомендуется на досуге просматривать полученные флеты и убеждаться в их пригодности. Также рекомендуется не тянуть с обработкой и, хотя бы вчерне, делать ее уже на следующий день.

Пылинки на кадре плоского поля. Изображение пылинки на кадре имеет вид входного зрачка телескопа, но в «негативе» - темное пятно на светлом фоне. Пылинки на входном окне матрицы имеют меньший размер на кадре, пылинки на фильтрах - больший. Пылинки могут двигаться (смещаться). Стабильность полей проверяется так: берем утренние поля и исправляем их за байесы и дарки, затем берем поле, снятое вечером или в предыдущую ночь, также исправляем его за соотвествующие байсы и дарки, после этого делим поля друг на друга, в результате должен получиться совершенно равномерный кадр. Если пылинка между съемкой полей успела сдвинуться, это сразу проявится на результирующем кадре деления. Самые плохие («запыленные») места следует знать и следить, чтобы астероид или звезда не попадали на это место. Здесь же будет нелишним напомнить о том, чтобы объекты не попадали на «горячий» (яркий) или «мертвый» (темный) пиксель. Такие кадры плохо поддаются обработке - в горячем и мертвом пикселе все нестабильно и трудно (чаще невозможно) корректно все учесть. Строго рекомендуется такие пиксели просто избегать. Если горячий пиксель виден на объектном кадре, то пылинки не видны. Поэтому рекомендуется запоминать их положение и держать наготове текущие плоские поля для всех фильтров (в разных фильтрах могут быть свои места «запылений»), чтобы быстро посмотреть и проверить, куда попадает объект.

Экспозиции. Все экспозиции для фотометрических и позиционных наблюдений должны подбираться, исходя из следующих двух основных ограничений. Первое ограничение - по потоку: ни объект, ни стандартные звезды и по возможности никакие другие референтные звезды не должны «заплывать» (быть переполнены или наполнены близко к границе заполнения пикселей) ни на одном кадре. Второе ограничение - по угловому движению объекта на небе: и сам объект и используемые для его фотометрических и позиционных привязок референтные звезды не должны сильно «размазываться» по кадру из-за длительной экспозиции. «Размазывание» не должно превышать нескольких пикселей с учетом углового размера пикселя и качества изображения.

3. Объекты наблюдений

Актуальной задачей экологии космического пространства является раннее обнаружение объектов, опасно сближающихся с Землей, и элементов космического мусора[8].

В 2007 г. сотрудниками физико-технического факультета была начата работа по созданию оптико-электронного астрофизического комплекса. Основной целью являлась полная автоматизация процесса наблюдений от выбора объектов наблюдений до получения рабочего материала для дальнейшей обработки.

Астероиды. С точки зрения физики астероиды или, как их еще называют, малые планеты - это плотные и прочные тела. По составу и свойствам их можно условно разделить на три группы: каменные, железокаменные и железные. Астероид является холодным телом. Но он, как, например, и Луна, отражает солнечный свет, и поэтому мы можем наблюдать его в виде звездообразного объекта. Отсюда и происходит название "астероид", что в переводе с греческого означает звездообразный. Так как астероиды движутся вокруг Солнца, то их положение по отношению к звездам постоянно и довольно быстро меняется. По этому первоначальному признаку наблюдатели и открывают астероиды.

Кометы, или "хвостатые звезды", известны с незапамятных времен. Комета - это сложное физическое явление, которое кратко можно описать с помощью нескольких понятий. Ядро кометы представляет собой смесь или, как говорят, конгломерат пылевых частиц, водяного льда и замерзших газов. Отношение содержания пыли к газу в кометных ядрах составляет примерно 1:3. Размеры кометных ядер, по оценке ученых, заключены в интервале от 1 до 100 км. Сейчас дискутируется возможность существования как более мелких, так и более крупных ядер. Известные короткопериодические кометы имеют ядра размером от 2 до 10 км. Размер же ядра ярчайшей кометы Хейли-Боппа, которая наблюдалась невооруженным глазом в 1996 году, оценивается в 40 км.

Метеороид - это небольшое тело, обращающееся вокруг Солнца. Метеор - это метеороид, влетевший в атмосферу планеты и раскалившийся до блеска. А если его остаток упал на поверхность планеты, его называют метеоритом. Метеорит считают «упавшим», если есть очевидцы, наблюдавшие его полет в атмосфере; в противном случае его называют «найденным».

Рассмотрим выше указанные малые тела Солнечной системы более подробно.

3.1 Астероиды

Эти космические тела отличаются от планет прежде всего своими размерами. Так, самая большая из маленьких планет Церера имеет в поперечнике 995 км; следующая за ней (по размеру): Палада-560 км, Хигея - 380 км, Психея - 240 км и т.д. Для сравнения можно указать, что наименьшая из больших планет Меркурий имеет диаметр 4878 км, т.е. в 5 раз превосходит - поперечник Цереры, а массы их различаются во многие сотни раз.

Общее число малых планет, доступных наблюдению современными телескопами, определяется в 40 тыс., но общая их масса в 1 тыс. раз меньше массы Земли.

Движение малых планет вокруг Солнца происходит по эллиптическим орбитам, но более вытянутым (средний эксцентриситет орбит у них 0,51), чем у больших планет, а наклон орбитальных плоскостей к эклептике у них больше, чем у больших планет (средний угол 9,54). Основная масса планет вращается вокруг Солнца между орбитами Марса и Юпитера, образуя так называемый пояс астероидов. Но имеются и малые планеты, орбиты которых располагаются ближе к Солнцу, чем орбита Меркурия. Самые же далекие находятся за Юпитером и даже за Сатурном.

Исследователи космоса высказывают различные соображения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера. Одной из наиболее распространенных гипотез происхождения тел пояса астероидов является представление о разрушении мифической планеты Фаэтон. Сама по себе идея о существовании планеты поддерживается многими учеными и даже как будто подкреплена математическими расчетами. Однако необъяснимой остается причина разрушения планеты. Высказываются различные предположения. Одни исследователи считают, что разрушение Фаэтона произошло вследствии его столкновения с каким-то крупным телом. По мнению других, причинами распада планеты были взрывные процессы в ее недрах. В настоящее время проблема происхождения тел астероидного пояса входит составным элементом в обширную программу исследований космоса на международном и национальных уровнях.

Среди малых планет выделяется своеобразная группа тел, орбиты которых пересекаются с орбитой Земли, а следовательно, имеется потенциальная возможность их столкновения с нею. Планеты этой группы стали называть Apollo object, или просто Apollo (Wetherill, 1979). Впервые о существовании Apollo стало известно с 30-х годов текущего столетия. В 1932 г. был обнаружен астероид. Его назвали

Apollo 1932 HA. Но он не возбудил особого интереса, хотя его название стало нарицательным для всех астероидов, пересекающих земную орбиту.

В 1937 г. космическое тело с поперечником приблизительно в 1 км прошло в 800 тыс. км от Земли и в двукратном расстоянии от Луны. Впоследствии его назвали Гермес. На сегодняшний день выявлено 31 такое тело, и каждое из них получило собственное название. Размеры их поперечников колеблются от 1 до 8 км, а наклон орбитальных плоскостей к эклиптике находиться в пределах от 1 до 68. Пять из них вращаются на орбитах между Землей и Марсом, а остальные 26 - между Марсом и Юпитером (Wetherill, 1979). Полагают, что из 40 тыс. Малых планет астероидного пояса с поперечником более 1 км может оказаться несколько сот Apollo. Поэтому столкновение таких небесных тел с Землей вполне вероятно, но через весьма длительные интервалы времени.

Можно полагать, что раз в столетие одно из таких космических тел может пройти вблизи Земли на расстоянии меньше, чем от нас до Луны, а раз за 250 тыс. лет может произойти столкновение его с нашей планетой. Удар такого тела выделяет энергию равную 10 тыс. Водородных бомб каждая мощностью 10 Мт. При этом должен образоваться кратер диаметром около 20 км. Но такие случаи редки и за человеческую историю неизвестны. Гермес относится к астероидам III класса, а ведь много таких тел и более крупного размера - II и I классов. Удар при столкновении их с Землей, естественно, будет еще более значительным.

Когда в 1781 г. был открыт Уран его средняя гелиоцентричекое расстояние оказалось соответствующим правилу Тициуса - Бодэ, то с 1789 г. начались поиски планеты, которая, согласно этому правилу, должна была находиться между орбитами Марса и Юпитера, на среднем расстоянии а=2,8 а.е. от солнца. Но разрозненные обзоры неба не приносили успеха, и поэтому 21 сентября 1800 г. несколько немецких астрономов во главе с К. Цахом решили организовать коллективные поиски. Они разделили весь поиск зодиакальных созвездий на 24 участка и распределили между собой для тщательных исследований. Но не успели они поступить к систематическим розыскам, как 1-го января 1871г. итальянский астроном Дж. Пиации (1746-1826) обнаружил в телескоп звездообразный объект седьмой звездной величины, медленно перемещавшийся по созвездию Тельца. Вычисленная К. Гаусом (1777-1855) орбита объекта оказалась планетой, соответствующей правилу Тициуса-Бодэ: большая полуось а=2,77 а.е. и эксцентриситет е=0,080. Вновь открытую планету Пиации назвал Церерой.

28 марта 1802 г. немецкий врач и астроном В.Ольберс (1758-1840) обнаружил вблизи Цереры еще одну планету (8m) , названную Палладой (а=2,77 а.е., е=0,235). 2-го сентября 1804 г. была открыта третья планета, Юнона (а=2,67 а.е.), а 29 марта 1807 г.- 4, Веста (а=2,36 а.е.). Все вновь открытые планеты имели звездообразный вид, без дисков, свидетельствующий об их небольших геометрических размерах. Поэтому эти небесные тела назвали малыми планетами или, по предложению В. Гершеля , астероидами ( от греч. «астр» - звездный и «еидос»- вид).

К 1891 г. визуальными методами было обнаружено около 320 астероидов. В конце 1891 г. немецкий астроном М. Вольф (1863-1932) предложил фотографический метод поисков: при 2-3- часовой экспозиции изображения звезд на фотопластинке получались точечные , а след движущегося астероида - в виде небольшой черточки. Фотографические методы привели к резкому увеличению открытий астероидов. Особенно интенсивные исследования малых планет проводятся сейчас в Институте теоретической астрономии ( в Петербурге ) и в Крымской астрофизической обсерватории Академии наук России.

Астероидам , орбиты которых надежно определены, присваивают имя и порядковый номер. Таких астероидов сейчас известно свыше 3500, но в Солнечной системе значительно больше.

Из указанного числа известных астероидов астрономы Крымской астрофизической обсерватории открыли около 550, увековечив в их названиях имена известных людей.

Подавляющее большинство ( до 98% ) известных астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера, на средних расстояниях от Солнца от 2,06 до 4,30 а.е. ( периоды обращения от 2,96 до 8,92 года). Однако встречаются астероиды с уникальными орбитами, и им присваиваются мужские имена, как правило из греческой мифологии.

Первые три из этих малых планет движутся вне пояса астероидов, причем в перигелии Икар подходит к Солнцу вдвое ближе Меркурия, а Гермес и Адонис - ближе Венеры. Они могут сближаться с Землейна расстоянии от 6 млн. до 23 млн. км, а Гермес в 1937 г. прошел вблизи Земли даже на расстоянии 580 тыс. км, т.е. всего лишь в полтора раза дальше Луны. Гидальго же в афелии уходит за орбиту Сатурна. Но Гидальго не является исключением. За последние годы открыто около 10 астероидов, перигелии которых расположены вблизи орбит планет земной группы, а афелии - вблизи орбит Юпитера. Такие орбиты характерны для комет семейства Юпитера и указывают на возможное общее происхождение астероидов и комет.

В 1977 г. обнаружен уникальный астероид, который обращается вокруг Солнца по орбите с большой полуосью а=13,70 а.е. и эксцентриситетом е=0,38, так что в перигелии (q=8,49 а.е.) он заходит внутрь орбиты Сатурна, а в афелии (Q=18,91 а.е.) приближается к орбите Урана. Он назван Хироном. По-видимому, существуют и другие подобные далекие астероиды, поиски которых продолжаются.

Блеск большинства известных астероидов во время противостояния от 7m до 16m , но есть и более слабые объекты. Самым ярким (до 6m ) является Веста.

Поперечники астероидов вычисляются по их блеску и отражательной способности в визуальных и инфракрасных лучах. Оказалось, что крупных астероидов не так уж много. Наиболее крупные - это Церера (поперечник 1000 км), Паллада (610 км), Веста (540 км) и Гигия (450 км). Только у 14 астероидов поперечники более 250 км, а у остальных меньше, вплоть до 0,7 км. У тел таких малых размеров не может быть сфероидальной формы, и все астероиды (кроме, может быть, наиболее крупных) представляют собой бесформенные глыбы.

Массы астероидов крайне различные: наибольшей, близкой к 1,5. 1021 кг (т.е. в 4 тыс. раз меньше массы земли), обладает Церера. Суммарная масса всех астероидов не превышает 0,001 массы Земли. Конечно, все эти небесные тела лишены атмосферы. У многих астероидов по регулярному изменению их блеска обнаружено осевое вращение.

В частности, период вращения Цереры равен 9,1 ч , а Паллады - 7,9ч .

Быстрее всех вращается Икар, за 2ч 16м .

Изучение отражательной способности многих астероидов позволило объединить их в три основные группы: темные, светлые и металлические. Поверхность темных астероидов отражает всего лишь до 5% падающего на нее солнечного света и состоит из веществ, сходными с черными базальтовыми и углистыми породами. Эти астероиды часто называют углистыми. Светлые астероиды отражают от 10% до 25% солнечного света, что роднит их поверхность с кремниевыми соединениями - это каменные астероиды. Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже светлые, но по своим отражательным свойствам их поверхность похожа на железоникелевые сплавы. Такое подразделение астероидов подтверждается и химическим составом выпадающих на Землю метеоритов . Незначительное число изученных астероидов не относится ни к одной из трех основных групп.

Показательно, что в спектрах углистых астероидов обнаружена полоса поглощения воды (l= 3мкм). В частности, поверхность астероида Цереры состоит из минералов, похожих на земные глины и содержащих около 10% воды.

При небольших размерах и массах астероидов давление в их недрах невелико: даже у самых крупных астероидов оно не превышает 7 105

8 10 5 Гпа (700 - 800 атм) и не может вызвать разогрева их твердых холодных недр. Лишь поверхность астероидов очень слабо нагревается далеким от них Солнцем, но и эта незначительная энергия излучается в межпланетное пространство. Вычисленная по законам физики температура поверхности подавляющего большинства астероидов оказалась близкой к 150 - 170 К (-120...-100°С).

И только у немногих астероидов, которые проходят вблизи Солнца, поверхность в такие периоды сильно нагревается . Так, температура поверхности Икара повышается почти до 1000 К (+730°С), а при удалении от Солнца снова резко понижается.

Орбиты остальных астероидов подвержены значительным возмущениям от гравитационного воздействия больших планет, главным образом Юпитера. Особенно сильные возмущения испытывают небольшие астероиды, что приводит к столкновениям этих тел и их дроблению на соколки самых разнообразных размеров -б от сотен метров в поперечнике до пылинок.

В настоящее время физическая природа астероидов изучается, потому что по ней можно проследить эволюцию (развитие) вещества, из которого сформировалась Солнечная система.

3.2 Метеориты

В околоземном космическом пространстве движутся самые различные метеороиды (космические осколки больших астероидов и комет). Их скорости лежат в диапазоне от 11 до 72 км/с. Часто бывает так, что пути их движения пересекаются с орбитой Земли и они залетают в её атмосферу.

Метеориты - каменные или железные тела, падающие на Землю из межпланетного пространства. Падение метеоритов на Землю сопровождается звуковым, световым и механическим явлением. По небу проносится яркий огненный шар называемый болидом, сопровождаемый хвостом и разлетающимися искрами. После того как болид исчезает, через несколько секунд раздаются похожие на взрывы удары, называемые ударными волнами, которые иногда вызывают значительное сотрясение грунта и зданий.

Явления вторжения космических тел в атмосферу имеют три основные стадии:

1. Полёт в разреженной атмосфере (до высот около 80 км), где взаимодействие молекул воздуха носит карпускулярный характер. Частицы воздуха соударяются с телом, прилипают к нему или отражаются и передают ему часть своей энергии. Тело нагревается от непрерывной бомбардировки молекулами воздуха, но не испытывает заметного сопротивления, и его скорость остаётся почти неизменной. На этой стадии, однако, внешняя часть космического тела нагревается до тысячи градусов и выше. Здесь характерным параметром задачи является отношение длины свободного пробега к размеру тела L, которое называется числом Кнудсена Kn. В аэродинамике принято учитывать молекулярный подход к сопротивлению воздуха при Kn >0.1.

2. Полёт в атмосфере в режиме непрерывного обтекания тела потоком воздуха, то есть когда воздух считается сплошной средой и атомно-молекулярный характер его состава явно не учитывается. На этой стадии перед телом возникает головная ударная волна, за которой резко повышается давление и температура. Само тело нагревается за счет конвективной теплопередачи, а так же за счет радиационного нагрева. Температура может достигать несколько десятков тысяч градусов, а давление до сотен атмосфер. При резком торможении появляются значительные перегрузки. Возникают деформации тел, оплавление и испарение их поверхностей, унос массы набегающим воздушным потоком (абляция).

3. При приближении к поверхности Земли плотность воздуха растёт, сопротивление тела увеличивается, и оно либо практически останавливается на какой-либо высоте, либо продолжает путь до прямого столкновения с Землёй. При этом часто крупные тела разделяются на несколько частей, каждая из которых падает отдельно на Землю. При сильном торможении космической массы над Землёй сопровождающие его ударные волны продолжают своё движение к поверхности Земли, отражаются от неё и производят возмущения нижних слоёв атмосферы, а так же земной поверхности.

Процесс падения каждого метеороида индивидуален. Нет возможности в кратком рассказе описать все возможные особенности этого процесса.

«Найденных» метеоритов значительно больше, чем «упавших». Часто их находят туристы или крестьяне, работающие в поле. Поскольку метеориты имеют темный цвет и легко различимы на снегу, прекрасным местом для их поиска служат ледяные поля Антарктики, где уже найдены тысячи метеоритов. Впервые метеорит в Антарктике обнаружила в 1969 группа японских геологов, изучавших ледники. Они нашли 9 фрагментов, лежавших рядом, но относящихся к четырем разным типам метеоритов. Оказалось, что метеориты, упавшие на лед в разных местах, собираются там, где движущиеся со скоростью несколько метров в год ледниковые поля останавливаются, упираясь в горные хребты. Ветер разрушает и высушивает верхние слои льда (происходит его сухая возгонка - абляция), и метеориты концентрируются на поверхности ледника. Такие льды имеют голубоватый цвет и легко различимы с воздуха, чем и пользуются ученые при изучении мест, перспективных для сбора метеоритов.

Важное падение метеорита произошло в 1969 в Чиуауа (Мексика). Первый из множества крупных осколков был найден вблизи дома в деревеньке Пуэблито де Альенде, и, следуя традиции, все найденные фрагменты этого метеорита были объединены под именем Альенде. Падение метеорита Альенде совпало с началом лунной программы «Аполлон» и дало ученым возможность отработать методы анализа внеземных образцов. В последние годы установлено, что некоторые метеориты, содержащие белые обломки, внедренные в более темную материнскую породу, являются лунными фрагментами.

Метеорит Альенде относится к хондритам - важной подгруппе каменных метеоритов. Их называют так, потому что они содержат хондры (от греч. chondros, зёрнышко) - древнейшие сферические частицы, сконденсировавшиеся в протопланетной туманности и затем вошедшие в состав более поздних пород. Подобные метеориты позволяют оценивать возраст Солнечной системы и ее исходный состав. Богатые кальцием и алюминием включения метеорита Альенде, первыми сконденсировавшиеся из-за своей высокой температуры кипения, имеют измеренный по радиоактивному распаду возраст 4,559 ± 0,004 млрд. лет. Это наиболее точная оценка возраста Солнечной системы. К тому же все метеориты несут в себе «исторические записи», вызванные длительным влиянием на них галактических космических лучей, солнечного излучения и солнечного ветра. Изучив повреждения, нанесенные космическими лучами, можно сказать, как долго метеорит пребывал на орбите до того, как попал под защиту земной атмосферы.

Прямая связь между метеоритами и Солнцем следует из того факта, что элементный состав наиболее старых метеоритов - хондритов - точно повторяет состав солнечной фотосферы. Единственные элементы, содержание которых различается, - это летучие, такие, как водород и гелий, обильно испарявшиеся из метеоритов в ходе их остывания, а также литий, частично «сгоревший» на Солнце в ядерных реакциях. Понятия «солнечный состав» и «хондритный состав» используют как равнозначные при описании упомянутого выше «рецепта солнечного вещества». Каменные метеориты, состав которых отличается от солнечного, называют ахондритами.

3.3 Мелкие осколки

Околосолнечное пространство заполнено мелкими частицами, источниками которых служат разрушающиеся ядра комет и столкновения тел, в основном, в поясе астероидов. Самые мелкие частицы постепенно приближаются к Солнцу в результате эффекта Пойнтинга - Робертсона (он заключается в том, что давление солнечного света на движущуюся частицу направлено не точно по линии Солнце - частица, а в результате аберрации света отклонено назад и поэтому тормозит движение частицы). Падение мелких частиц на Солнце компенсируется их постоянным воспроизводством, так что в плоскости эклиптики всегда существует скопление пыли, рассеивающее солнечные лучи. В самые темные ночи оно заметно в виде зодиакального света, тянущегося широкой полосой вдоль эклиптики на западе после захода Солнца и на востоке перед его восходом. Вблизи Солнца зодиакальный свет переходит в ложную корону (F -корона, от false - ложный), которая видна только при полном затмении. С ростом углового расстояния от Солнца яркость зодиакального света быстро падает, но в антисолнечной точке эклиптики она вновь усиливается, образуя противосияние; это вызвано тем, что мелкие пылевые частицы интенсивно отражают свет назад.

Время от времени метеороиды попадают в атмосферу Земли. Скорость их движения так велика (в среднем 40 км/с), что почти все они, кроме самых мелких и самых крупных, сгорают на высоте около 110 км, оставляя длинные светящиеся хвосты - метеоры, или падающие звезды. Многие метеороиды связаны с орбитами отдельных комет, поэтому метеоры наблюдаются чаще, когда Земля в определенное время года проходит вблизи таких орбит. Например, ежегодно в районе 12 августа наблюдается множество метеоров, поскольку Земля пересекает поток Персеиды, связанный с частицами, потерянными кометой 1862 III. Другой поток - Ориониды - в районе 20 октября связан с пылью от кометы Галлея.

Частицы размером менее 30 мкм могут затормозиться в атмосфере и упасть на землю, не сгорев; такие микрометеориты собирают для лабораторного анализа. Если частицы размером в несколько сантиметров и более состоят из достаточно плотного вещества, то они также не сгорают целиком и выпадают на поверхность Земли в виде метеоритов. Более 90% из них каменные; отличить их от земных пород может только специалист. Оставшиеся 10% метеоритов железные (в действительности они состоят из сплава железа и никеля).

Метеориты считаются осколками астероидов. Железные метеориты были когда-то в составе ядер этих тел, разрушенных соударениями. Возможно, некоторые рыхлые и богатые летучими веществами метеориты произошли от комет, но это маловероятно; скорее всего, крупные частицы комет сгорают в атмосфере, а сохраняются лишь мелкие. Учитывая, как трудно достигнуть Земли кометам и астероидам, ясно, сколь полезным является изучение метеоритов, самостоятельно «прибывших» на нашу планету из глубин Солнечной системы.

3.4 Кометы

Кометы являются самыми эффективными небесными телами в Солнечной системе. Кометы - это своеобразные космические айсберги, состоящие из замороженных газов, сложного химического состава, водяного льда и тугоплавкого минерального вещества в виде пыли и более крупных фрагментов[11].

Хотя кометы подобно астероидам движутся вокруг Солнца по коническим кривым, внешне они разительно отличаются от астероидов. Если астероиды светят отражённым солнечным светом и в поле зрения телескопа напоминают медленно движущиеся слабые звёздочки, то кометы интенсивно рассеивают солнечный свет в некоторых наиболее характерных для комет участках спектра, и поэтому многие кометы видны невооружённым глазом, хотя диаметры их ядер редко превышают 1 - 5 км[8].

Кометы интересуют многих учёных: астрономов, физиков, химиков, биологов, газодинамиков, историков и др. И это естественно. Ведь кометы подсказали ученым, что в межпланетном пространстве дует солнечный ветер; возможно кометы являются "виновниками" возникновения жизни на Земле, так как могли занести в атмосферу Земли сложные органические соединения. Кроме того, кометы, по-видимому, несут в себе ценную информацию о начальных стадиях протопланетного облака, из которого образовались также Солнце и планеты.

При первом знакомстве с яркой кометой может показаться, что хвост - самая главная часть кометы. Но если в этимологии слова "комета" хвост явился главной причиной для подобного наименования, то с физической точки зрения хвост является вторичным образованием, развившимся из довольно крохотного ядра, самой главной части кометы как физического объекта. Ядра комет - первопричина всего остального комплекса кометных явлений, которые до сих пор всё ещё не доступны телескопическим наблюдениям, так как они вуалируются окружающей их светящейся материей, непрерывно истекающей из ядер. Применяя большие увеличения, можно заглянуть в более глубокие слои светящейся вокруг ядра газо-пылевой оболочки, но и то, что остаётся, будет по своим размерам всё ещё значительно превышать истинные размеры ядра. Центральное сгущение, видимое в диффузной атмосфере кометы визуально и на фотографиях, называется фотометрическим ядром. Считается, что в центре его находится собственно ядро кометы, т.е. располагается центр масс кометы.

Туманная атмосфера, окружающая фотометрическое ядро и постепенно сходящая на нет, сливаясь с фоном неба, называется комой. Кома вместе с ядром составляют голову кометы. Вдали от Солнца голова выглядит симметричной, но с приближением к Солнцу она постепенно становится овальной, затем голова удлиняется ещё сильнее, и в противоположной от Солнца стороне из неё развивается хвост.

Итак, ядро - самая главная часть кометы. Однако, до сих пор нет единодушного мнения, что оно представляет собой на самом деле. Ещё во времена Бесселя и Лапласа существовало представление о ядре кометы как о твердом теле, состоящем из легко испаряющихся веществ типа льда или снега, быстро переходящих в газовую фазу под действием солнечного тепла. Эта ледяная классическая модель кометного ядра была существенно дополнена и разработана в последнее время. Наибольшим признанием среди исследователей комет пользуется разработанная Уиплом модель ядра - конгломерата из тугоплавких каменистых частиц и замороженной летучей компоненты (СН4, СО2, Н2О и др.). В таком ядре ледяные слои из замороженных газов чередуются с пылевыми слоями. По мере прогревания солнечным теплом газы типа испаряющегося "сухого льда" прорываются наружу, увлекая за собой облака пыли. Это позволяет, например, объяснить образование газовых и пылевых хвостов у комет, а также способность небольших ядер комет к активному газовыделению[4].

Головы комет при движении комет по орбите принимают разнообразные формы. Вдали от СОЛНЦА головы комет круглые, что объясняется слабым воздействием солнечных излучений на частицы головы, и её очертания определяются изотропным расширением кометного газа в межпланетное пространство. Это бесхвостые кометы, по внешнему виду напоминающие шаровые звездные скопления. Приближаясь к Солнцу, голова кометы принимает форму параболы или цепной линии. Параболическая форма головы объясняется "фонтанным" механизмом. Образование голов в форме цепной линии связано с плазменной природой кометной атмосферы и воздействием на неё солнечного ветра и с переносимым им магнитным полем.

Иногда голова кометы столь мала, что хвост кометы кажется выходящим непосредственно из ядра. Кроме изменения очертаний в головах комет то появляются, то исчезают различные структурные образования: галсы, оболочки, лучи, излияния из ядра и т.п.

Большие кометы с хвостами, далеко простиравшимися по небу, наблюдались с древнейших времен. Некогда предполагалось, что кометы принадлежат к числу атмосферных явлений. Это заблуждение опроверг Браге, который обнаружил, что комета 1577 года занимала одинаковое положение среди звёзд при наблюдениях из различных пунктов, и, следовательно, отстоит от нас дальше, чем Луна.

Движение комет по небу объяснил впервые Галлей (1705г.), который нашёл, что их орбиты близки к параболам. Он определил орбиты 24 ярких комет, причём оказалось, что кометы 1531 и 1682 г.г. имеют очень сходные орбиты. Отсюда Галлей сделал вывод, что эта одна и та же комета, которая движется вокруг Солнца по очень вытянутому эллипсу с периодом около 76 лет. Галлей предсказал, что в 1758 году она должна появиться вновь и в декабре 1758 года она действительно была обнаружена. Сам Галлей не дожил до этого времени и не мог увидеть, как блестяще подтвердилось его предсказание. Эта комета (одна из самых ярких) была названа кометой Галлея.

Кометы обозначаются по фамилиям лиц, их открывших. Кроме того, вновь открытой комете присваивается предварительное обозначение по году открытия с добавлением буквы, указывающей последовательность прохождения кометы через перигелий в данном году.

Лишь небольшая часть комет, наблюдаемых ежегодно, принадлежит к числу периодических, т.е. известных по своим прежним появлениям. Большая часть комет движется по очень вытянутым эллипсам, почти параболам. Периоды обращения их точно не известны, но есть основания полагать, что они достигают многих миллионов лет. Такие кометы удаляются от Солнца на расстояния, сравнимые с межзвездными. Плоскости их почти параболических орбит не концентрируются к плоскости эклиптики и распределены в пространстве случайным образом. Прямое направление движения встречается так же часто, как и обратное.