Методика наблюдений и обработкиКак уже отмечалось, зональный каталог основан на результатах работ двух станций наблюдений: базовой станции СН-1 (г.Алматы, Астрофизический институт) и станции СН-2 (г.Приозерск, ЗАО "Институт радиоэлектроники"). Последняя принимает участие в наблюдениях с 1998 года. Каждая из станций может работать как автономно, так и во взаимодействии друг с другом, (с учетом их индивидуальных особенностей) как единая сеть. При проведении совместных наблюдений существует следующее распределение функций.
Станция 1:
Станция 2:
Предварительная обработка наблюдений и расчет эфемерид обычно проводятся на каждой станции отдельно. Полная обработка всей информации, дополнение и сопровождение зонального каталога ГСС осуществляется в Астрофизическом институте.
2.1. Позиционные наблюденияМетодика проведения позиционных наблюдений, используемая в Астрофизическом институте, после первого выпуска Зонального каталога не претерпела принципиальных изменений. Для получения координатной информации используется автоматизированная астрономическая телевизионная система ААТС-2, проницающая способность системы составляет 15m, ошибка определения экваториальных координат - 1."5 - 2."0. [4], [8]. Более подробно остановимся на описании аппаратуры и методики, применяемой на второй наблюдательной станции.
Квантово-оптическая система "Сажень-С" полигона Сары-Шаган представляет собой современный измерительный комплекс, предназначенный для высокоточных измерений дальности и угловых координат КО, находящихся на орбитах с высотами от 1.9х103 км до 4х104 км; одновременно с координатной возможно получение фотометрической информации.
Наблюдения проводятся на телескопе АЗТ-28, который фактически состоит из двух соосных 50-см телескопов, смонтированных на одной параллактической установке. Это позволяет сравнительно просто реализовать два информационных канала: астрометрический - для определения координат, и фотометрический - для измерения блеска объекта в разных диапазонах длин волн. Соответственно, в зависимости от поставленной задачи и приоритетов возможно проведение только позиционных или только фотометрических наблюдений, но наиболее эффективным и информационно полным является синхронное определение координат и блеска ИСЗ. Высокоточная безлюфтовая механика телескопа АЗТ-28 позволяет наблюдать как геостационарные, так и низкоорбитальные объекты с угловыми скоростями до 2.5°/сек.
В состав комплекса обслуживающей аппаратуры входят:
Поле зрения основного астрометрического канала сравнительно невелико: 12'× 9', и это существенно затрудняет проведение обзорных и поисковых работ. Поле зрения телегида равно 2°×2°, диаметр входного зрачка - 20 см. Специальное электронно-механическое устройство обеспечивает автоматическое удержание изображения наблюдаемого объекта вблизи центра кадра. В настоящее время ТВ-кадр полностью не оцифровывается, вместо этого имеется возможность фиксировать небольшие отклонения центра тяжести изображения объекта от оптического центра кадра по обеим координатным осям.
Измерения координат ИСЗ производятся по схеме: звезда - спутник - звезда или спутник - звезда - спутник (дифференциальный метод прямых отсчетов). В качестве астрометрического каталога опорных звезд используется PPM [9], в котором содержится информация о 378910 звездах, расположенных по всему небу. Если при наведении на спутник и соседнюю звезду перемещение телескопа невелико (до 1-2 градусов), координаты ГСС определяются просто по разности отсчетов между ними. В более сложных случаях предварительно устанавливается связь между инструментальной и звездной системами координат. Для этого используется 4-х - 8-ми параметрическая редукция, коэффициенты которой вычисляются по совокупности наблюдений 5-10 звезд. Точность определения координат составляет 1".5 - 2", оперативность - 5 - 7 сек. на одно положение, предельная звездная величина - 15m .
2.2. Фотометрические наблюденияОбнаружение и сопровождение объекта при проведении фотометрических наблюдений на КОС "Сажень-С" осуществляется с помощью астрометрического канала, который в этом случае помимо своей основной функции (определение координат) параллельно выполняет вспомогательную функцию автоматического гида. Прием фотометрической информации ведется в режиме счета фотонов одноканальным электрофотометром, в котором реализована схема Фабри. Приемником излучения служит ФЭУ-136, набор светофильтров позволяет реализовать трехцветную фотометрическую BVR-систему, близкую к стандартной. Регистрация моментов наблюдений, хранение и обработка поступающей информации осуществляется ПЭВМ типа Pentium-2. Привязка ко всемирному времени осуществляется с точностью не хуже 0.01 сек., продолжительность экспозиции (от 10-4сек. до 30 сек.) фиксируется с ошибкой, не превышающей 10-5 сек. Максимальный объем одного массива - 20000 единичных отсчетов. Ошибка измерения блеска не превышает 3%.
Для стандартизации блеска ГСС создан каталог фотометрических стандартов в системе BVR Джонсона, основанный на работах [10-14]. Каталог содержит 200 звезд, достаточно равномерно распределенных вдоль небесного экватора, и звезды со склонениями от 30° до 40°, необходимые для контроля за прозрачностью атмосферы в течение ночи.
В Астрофизическом институте НАН РК электрофотометрические наблюдения ГСС начали проводиться в 1979 году. С 1982 года в наблюдениях участвует 1-метровый телескоп фирмы "Карл Цейсс" Ассы-Тургеньской обсерватории. Начиная с этого времени, сформирован и постоянно дополняется соответствующий банк данных. Позднее на его основе была разработана программа "Phantom-2", позволяющая по совокупности фотометрической и координатной информации с той или иной степенью достоверности решать следующие основные задачи:
Эти задачи взаимосвязаны и дополняют друг друга. Так, задачу идентификации можно рассматривать либо в узком смысле, как формальную классификацию кривых блеска и цвета (фазовых кривых), либо в более широком плане. В последнем случае она включает в себя и первые две задачи. Не вдаваясь в детали соответствующих алгоритмов обработки, остановимся лишь на некоторых положениях, лежащих в их основе.
В условиях априорной неопределенности типичными являются ситуации, когда значительную долю полезной информации, которую содержат фазовые кривые, трудно формализовать, т.е. не удается построить математический алгоритм, способный выделить эту информацию в рафинированном виде. В этом случае задача сводится к определению набора инвариантных признаков, более или менее однозначно описывающих тип ГСС.
Наиболее простой характеристикой типа космического аппарата (КА) может служить форма изменения его блеска. В видимом диапазоне ИСЗ не имеет собственного свечения, и его блеск зависит в основном от индивидуальных особенностей (формы конструкции, ориентации, свойств материалов покрытия и т.п.) и условий освещенности. Последние определяются геометрией движения системы "наблюдатель - ИСЗ - Солнце", взаимным затенением и переотражением светового потока между от-дельными элементами конструкции спутника, а также освещением от Луны и Земли. Исследования [15] подтвердили существование зависимости формы изменения кривой блеска КА от его типа, наиболее четко это проявляется при заходе ГСС в земную тень и при выходе из нее.
Измеренную фазовую кривую блеска ГСС с некоторой вероятностью можно представить суммой аналитических фазовых зависимостей простых форм [16,17]. Метод разложения экспериментально полученной фазовой кривой на составляющие предполагает, что известны такие параметры, как альбедо А, эффективная площадь отражения S, спектральные коэффициенты отражения. Придавая площади отражения S некоторое условное значение, можно найти относительные коэффициенты отражения. Они характеризуют распределение энергии в отраженном ГСС световом потоке и не зависят от принятой условной величины S. Обнаруженная нами зависимость этих величин от времени пребывания ГСС на орбите, по-видимому, связана со старением покрытий аппарата, что и приводит к перераспределению энергии в спектре отраженного светового потока. Характер изменения этих величин для объектов разного типа индивидуален.
Eсли пренебречь пиком яркости вблизи нулевой фазы, связанного с зеркальным отражением ( показатели цвета при этом, как правило, заметно изменяются ) и дополнительными "горбами", создаваемыми отражением света от приемно-передающих антенн спутника, то изменение звездной величины в зависимости от фазового угла можно представить функцией, где наклон линейной части характеризуется фазовым коэффициентом (зв.вел./градус). При одинаковых типах покрытий фазовые коэффициенты тем больше, чем больше эффекты затенения, и, наоборот, поверхности с преобладающим многократным переотражением света будут иметь значительно меньшие фазовые коэффициенты. Однако, однозначно оценить параметры отражающей поверхности ГСС, основываясь только на значениях этих коэффициентов, в настоящее время не удается.
Асимметрия фазовой кривой относительно минимальной фазы является характерным признаком ГСС с вынесенными элементами типа панелей солнечных батарей (СБ) и указывает на частичное их затенение корпусом ГСС или другими его частями. Очевидно, что максимальная величина затенения при соответствующих углах фазы будет в тот момент, когда Солнце находится на оси, перпендикулярной корпусу аппарата и проходящей через точки крепления СБ. Изменения величины затенения характеризуют форму и пространственную ориентацию панелей СБ.
Наконец, вариации блеска ГСС зависят от изменения условий освещения объекта в течение суток и от изменения склонения Солнца в течение года.
Представляя блеск ГСС вектором Е с составляющими B, V, R, получим его трехмерный "фазовый портрет" (при подключении других параметров портрет будет иметь размерность более трех). Величина вектора Е определяется отражательной способностью покрытия, а форма образованной поверхности связана с цветовыми характеристиками объекта. Наблюдения ГСС известного типа позволяют получить эталонный фазовый портрет, который характеризует данный тип. Последующие наблюдения неизвестного объекта сравниваются с тем или иным "эталоном", что позволяет определять не только тип ГСС, но и его пространственную ориентацию. В случае неотождествления типа проводятся высокоточные фотометрические наблюдения этого спутника в течение полугода, и создается "эталон" нового типа ГСС. При построении фазового портрета объекта переменной яркости необходимо учесть короткопериодическую составляющую, связанную с его собственным вращением, хотя сама по себе эта составляющая также содержит полезную информацию.
В 1999 году на КОС "Сажень-С" одновременно с координатной была получена точная фотометрическая информация для 40 избранных ГСС. Выбор этих объектов обусловлен тем, что среди них присутствуют все основные типы КА, и они достаточно репрезентативны по отношению ко всей совокупности ГСС.
Обработка наблюдений осуществлялась с помощью комплекса программ, входящих в "Phantom-2". Для обнаружения периодических компонент применялась стандартная процедура Блэкмана-Тьюки. В процессе обработки проводился учет коротковолновых гармоник, обусловленных влиянием земной атмосферы [16]. Уровень доверительной вероятности всех значимых спектральных пиков по критерию Уокера превышает 95%.
Для всех наблюдавшихся объектов в диапазонах B, V, R вычислены звездные величины (в пересчете на нулевую фазу), периоды вращения вокруг собственной оси Р1 и периоды прецессии оси вращения Р2. (если таковая имеется). При этом предполагалось, что ГСС представляет собой сферу с диффузно отражающей поверхностью (по закону Ламберта). Зеркальная составляющая кривой блеска отсекалась, т.к. ее форма зависит, в первую очередь, от ориентации объекта относительно наблюдателя и различна даже для однотипных ГСС. Результаты расчетов представлены в Таблице, где в последнем столбце (Примечания) указан номер(а) рисунка(ов) в Приложении, на котором(ых) показаны фрагменты кривой блеска и кривая блеска, усредненная за период.
|