6.2. Условия наблюдений и требования к перспективным наблюдательным системам

6.2. Условия наблюдений и требования к перспективным наблюдательным системам

Рассмотрим подробнее условия наблюдений и требования к современным и будущим системам наблюдений.

Для осуществления мероприятий по защите Земли от столкновений с астероидами система наблюдений должна обнаруживать опасные объекты, когда они находятся еще на достаточно большом расстоянии от Земли.

Условия видимости астероида P на геоцентрической небесной сфере зависят от расстояний r (Солнце — астероид) и ? (Земля — астероид), а также от величины угла ? между направлениями Земля — Солнце и Земля — астероид, называемого элонгацией астероида, и угла ? между направлениями астероид — Земля и астероид — Солнце (угла фазы). Наилучшие условия видимости с Земли для внешнего астероида имеют место в оппозиции (при ?, близком к 180°), а для внутреннего — в случае, когда элонгация астероида максимальна (? от 60° до 90°) (рис. 6.3).

^{Рис. 6.3. Взаимное расположение наблюдаемого астероида P и Земли E относительно}

Солнца S в двух характерных случаях: a — для внешнего астероида (r > R) и б — для внутреннего (r < R)

Видимая звездная величина астероида m зависит от его поперечного размера d, отражательной способности его поверхности (альбедо) ?, расстояния от астероида до Солнца и Земли, а также от фазы следующим образом:

m = 15,6 — lg d — 2,5 lg ? + 51 lg r? + f(?).

Здесь f(?) = -2,5 lg[(1 — G)?₁ + ?₂],

A₁ = 3,33, A₂ = 1,87, B₁ = 0,63, B₂ = 1,22.

В общем случае можно принять для всех астероидов в качестве среднего значения величину альбедо ? = 0,15 и G = 0,15 и считать астероиды сферическими.

На рис. 6.4–6.6 представлены значения видимой звездной величины астероидов разных размеров (0,2 км, 0,5 км и 1 км) в зависимости от элонгации, вычисленные для разных значений гелиоцентрических расстояний r — от 1,1 а.е. до 2 а.е.

Видно, что блеск астероида километрового размера может лежать в пределах m = 13 при расстоянии r = 1,1 а.е. в оппозиции (? = 0,1 a.e.) до m = 22 при r = 2,0 а.е. и ? = 45°. Астероид диаметром 0,1 км при тех же условиях слабее первого на 5 звездных величин.

^{Рис. 6.4. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ? для астероидов диаметром 0,2 км}

^{Рис. 6.5. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ? для астероидов диаметром 0,5 км}

^{Рис. 6.6. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ? для астероидов диаметром 1 км}

Внутренние астероиды могут быть доступны для наземных наблюдений при величине элонгации, начиная примерно с 45°. Ниже представлены (табл. 6.3.) вычисленные значения видимой звездной величины астероидов разных размеров d на разных гелиоцентрических расстояниях r при величине элонгации ? = 60°. Два значения звездной величины соответствуют двум разным положениям астероида на орбите при одном и том же значении угла ? (рис. 6.3 б). Зависимость размера объекта 24 звездной величины от расстояния до него показана на рис. 6.7.

Таблица 6.3. Значения видимой звездной величины астероидов (? = 60°)

^{Рис. 6.7. Зависимость диаметра r обнаружимого объекта 24 звездной величины от расстояния до него R (величины r и R — в м, ? — альбедо)}

Расстояние ? = 0,2 а.е. = 30 млн км следует признать в качестве допустимого «последнего рубежа» обнаружения приближающихся опасных астероидов. При скорости сближения 10 км/с астероид пройдет это расстояние за месяц. В случае обнаружения опасного объекта на более близком расстоянии времени, остающегося до столкновения, может не хватить на приведение в действие средств защиты. Для обнаружения опасных астероидов крупнее 0,1–0,2 км на этом предельном расстоянии наблюдательные средства должны иметь проницающую способность не хуже 22^m. Такой блеск имеют астероиды крупнее 0,1–0,2 км при их расстояниях от Земли 0,2–0,5 а.е. и углах элонгации более 45–60°, т. е. находящиеся на ночном небе вне заревого сегмента.

Какого диаметра необходим телескоп, чтобы обнаруживать астероиды 22 звездной величины и слабее? Предельная звездная величина, регистрируемая телескопом c ПЗС-камерой, может быть определена следующим выражением:

где S — эффективная площадь телескопа в см², ? — квантовая эффективность ПЗС-матрицы, T — время накопления в секундах,? — поперечник изображения звезды в угловых секундах, точнее, сторона квадрата из целого числа элементов изображения (пикселов), накрываемых изображением звезды на матрице, k — отношение сигнала к шуму, µ — фон неба в звездных величинах на квадратную секунду дуги.

Вычисления показывают (и это подтверждает опыт наблюдений с ПЗС-камерами; см., напр., табл. 6.3), что для уверенной регистрации объектов 22 звездной величины нужен телескоп диаметром 1,2–1,5 м, а телескопы диаметром от 0,5 до 1,0 м позволяют наблюдать объекты 20–21 звездной величины.

Все малые тела Солнечной системы являются несамосветящимися и видны лишь благодаря рассеиванию ими падающего на них солнечного света. Вследствие этого такие тела можно наблюдать в оптическом диапазоне электромагнитных волн, поскольку на него приходится большая часть солнечного излучения. Однако наиболее эффективны наблюдения в инфракрасном (ИК) диапазоне, поскольку вследствие низкого альбедо в видимом диапазоне астероиды переизлучают солнечную энергию в основном именно в ИК-диапазоне. Возможности радиолокаторов лучше всего проявляются при изучении отдельных крупных объектов, положение которых на небе известно достаточно хорошо, чтобы на них можно было направить узкий луч радиоизлучения; для поиска новых объектов радиолокаторы мало применимы, поскольку их эффективность обратно пропорциональна четвертой степени расстояния до объекта, а искать объекты необходимо на больших расстояниях от Земли. Поэтому ниже рассмотрены вопросы поисковых наблюдений по большей части оптическими телескопами.

На оптических инструментах специализированных служб получают большое количество наблюдений. Точность определения координат астероидов различными службами неодинакова и в целом не превышает нескольких десятых долей угловой секунды (табл. 6.2). Несмотря на массовое обнаружение новых объектов специальными службами, более половины открываемых тел теряются, так как для них не успевают получить надежную орбиту и посчитать точную эфемериду на следующий период наблюдений. Для определения точных орбит необходимы наблюдения на достаточно длительном интервале времени (порядка 2–3 месяцев). Такие наблюдения могут выполняться на различных астрономических инструментах, а не только на специализированных. В перспективе, при наличии оперативной связи между обсерваториями, возможно уже на следующую ночь после обнаружения проводить одновременные наблюдения из нескольких пунктов, что существенно повысит надежность определяемых орбит.

Однако при развертывании системы противодействия опасным небесным телам необходимо участие в наблюдениях наземных радиолокаторов. Только радиолокационные наблюдения способны обеспечить точность, необходимую для наведения ракет и КА для сближения с угрожающим телом, его отклонения и (или) разрушения. Но для проведения радиолокации астероидов необходимо целеуказание с высокой точностью, порядка нескольких десятков угловых секунд по положению, около 100 м/с по лучевой скорости и нескольких тысяч км по дальности. Такое целеуказание могут обеспечить только оптические средства наблюдения.

По оценкам, основанным на предположении об одинаковой зависимости в распределении малых тел по размерам, вплоть до малых, которые несут потенциальную опасность локального характера, численность потенциально опасных объектов с размерами свыше 100 м составляет свыше нескольких сотен тысяч. Условия обнаружения этих объектов должны быть таковы, чтобы обеспечить их последующие наблюдения для получения надежных орбит и каталогизации, с тем чтобы за время порядка 10 лет обнаружить и каталогизировать свыше 90 % подобных тел. Моделирование наблюдений, проведенное двумя экспертными группами, работавшими по эгидой НАСА (результаты моделирования опубликованы в отчетах «Study to Determine the Feasibility of Extending the Search for Near-Earth Objects to Smaller Limiting Diameters», 2003, и «Near-Earth Object Survey and Deflection Study», 2007), показало, что при выполнении требования массовости обнаружения и выполнении планов каталогизации в течение 10 лет при надежном определении орбит поставленная задача обеспечивается при дальности обнаружения около 1 а.е. инструментами с полем зрения порядка 10 квадратных градусов и временем экспозиции не более 1 минуты. При этом для объектов размером порядка 140 м проницающая способность инструмента должна быть не хуже 23^m–24^m. Такие телескопы должны получать изображения всего неба не менее 3 раз в месяц, причем в течение ночи один и тот же участок неба должен сканироваться не менее 4 раз. При этом для успешного решения задачи оперативного определения предварительных орбит вновь открываемых тел и для эффективного улучшения орбит уже открытых объектов точность измерения координат должна быть не хуже 0,2?. Желательно также производить оценку блеска объекта с максимально возможной точностью.

Многие страны мира, имеющие достаточный научный и экономический потенциал, занимаются созданием национальных служб обнаружения АСЗ либо входят в состав международных служб (США, Англия, Австралия, Япония, Франция, Германия, Китай, Италия). Основные усилия этих стран на современном этапе направлены на создание наземной службы обнаружения. Требования к телескопам и системам обработки для таких наземных пунктов можно сформулировать следующим образом.

Для того чтобы производительность инструмента была достаточно высокой, т. е. была возможность в обозримые сроки обнаружить или обеспечить сопровождение большинства АСЗ, несущих угрозу серьезных катастроф, необходимо обеспечить такой режим работы специализированного телескопа, чтобы площадь сканируемого им неба была максимально возможной. По этому показателю до недавнего времени вне конкуренции была астрофотография. Широкоугольный астрограф способен на одном кадре фиксировать область неба площадью до тысячи квадратных градусов. Однако такие инструменты ни по проницающей способности, ни по оперативности обработки полученной информации не могут удовлетворять современным требованиям, какие бы технические ухищрения при этом ни применялись. Так, например, 46-см телескоп системы Шмидта Паломарской обсерватории имеет поле зрения 56 квадратных градусов. При сканировании 80–100 тыс. квадратных градусов за год количество обнаруженных АСЗ могло достигать всего 20! Это количество может быть обнаружено за месяц наблюдений на такой обсерватории, как LINEAR.

Самым оптимальным приемником излучения на сегодняшний день по проницающей способности и возможности оперативной обработки информации, стабильности и надежности работы является камера на основе матричного приемника с зарядовой связью — ПЗС-камера. Современные ПЗС-матрицы обладают квантовой эффективностью, достигающей 80 %, что позволяет при временах накопления порядка минуты и максимально возможном охлаждении получать изображения точечных источников до 24 звездной величины на телескопе с диаметром зеркала 2 м. К сожалению, современные ПЗС-матрицы, как правило, имеют недостаточные размеры для обеспечения необходимых полей зрения. Самое большое поле зрения для известных оптических инструментов, задействованных в обнаружении потенциально опасных небесных тел, не превышает нескольких квадратных градусов (максимальное поле зрения у LONEOS — около 10 квадратных градусов). Однако существуют отработанные технологии сканирования неба, которые позволяют в течение месяца обнаруживать порядка 150 000 астероидов (новых, ранее неизвестных, среди них может быть около нескольких десятков). С другой стороны, уже отработаны технологии изготовления склеек (мозаик) из нескольких ПЗС-матриц с единой светочувствительной поверхностью, площадь которой может достигать десятков сантиметров. Такие приемники позволяют сканировать максимально возможные области неба с минимальными временными потерями. Очевидно, что достижение такого результата может быть обеспечено только при использовании современных компьютеров (количество информации, получаемой за ночь, может достигать терабайтов), оснащенных хорошо отработанным программным обеспечением, дающим результаты в унифицированном формате (например, формате Центра малых планет), что позволит непосредственно и немедленно использовать их для анализа. Оперативность обработки данных должна позволять получать предварительные результаты об обнаруженных объектах во время наблюдений и окончательный результат — к началу следующей наблюдательной ночи.

Еще одним требованием к инструменту является выбор места для его установки. Это место должно обеспечивать большое количество ясного времени для проведения наблюдений и хорошие параметры астроклимата для обеспечения высокой проницающей способности инструмента и точности измерения координат и блеска. Пункт наблюдений должен обладать достаточной инфраструктурой и оперативной связью. Эксплуатация инструмента не должна быть ограничена общей политической или правовой нестабильностью в регионе.

Многие аспекты космической деятельности находятся под международным контролем, тем не менее, наличие национальных средств является необходимым условием, позволяющим определять достоверность публикуемых данных и оценивать текущие, недекларируемые изменения состояния космической обстановки. Использование национальных средств позволяет ограничить стремление отдельных государств к получению односторонних преимуществ за счет развития и применения своих собственных средств.

Еще раз важно отметить, что создание современного телескопа, вне зависимости от его диаметра, обеспечивается не только высоким уровнем оптического и механического производства. Не менее важным является оснащение его современными электромеханическими устройствами, светоприемной аппаратурой, аппаратно-программным комплексом системы управления и сбора данных наблюдений. Исключительно важным качеством современной системы управления телескопом являются ее совместимость с современными информационными технологиями. Возможность доступа к процессу получения данных и самим данным наблюдений с удаленного терминала существенно повышают эффективность работы телескопа, делают телескоп открытым для широкого круга научной общественности.

Прорабатываются также возможности создания специализированных систем обнаружения малых тел Солнечной системы космического базирования. Такие системы на порядок сложнее в проектировании, изготовлении и эксплуатации и на несколько порядков дороже, чем наземные системы. Однако очевидные преимущества оптических инструментов за пределами земной атмосферы и важность вопроса обеспечения безопасности жителей Земли делают необходимыми и такие разработки.

Данный текст является ознакомительным фрагментом.