Астрометрия

УДК 528.281

Гиенко Е.Г. Астрометрия: Конспект лекций.-Новосибирск: СГГА, 2007.- …с.

ISBN 5-87693 – 0

Учебное пособие одобрено кафедрой астрономии и гравиметрии и рекомендовано к изданию методической комиссией Института геодезии и менеджмента Сибирской государственной геодезической академии.

редакционно-издательского совета СГГА

© Сибирская государственная

геодезическая академия (СГГА), 2004.

© Гиенко Е.Г. 2004

Содержание

Введение

1. Основные задачи астрометрии и методы их решения

2. Астрометрические инструменты

3. Установление систем координат

3.1 Общие положения

3.2 Принципы построения фундаментальной системы координат

3.2.1 Этапы построения фундаментальной системы координат

3.2.2 Определение прямых восхождений и склонений небесных тел

3.2.3 Определение параллаксов и собственных движений звезд

3.2.4 Международные фундаментальные системы координат. Фундаментальные каталоги

3.3 Построение инерциальной системы координат

3.3.1 Теория прецессии и нутации (движения оси Мира)

3.3.2 Небесная система координат ICRS/ICRF

3.3.3 Земные системы координат

4. Установление систем измерения времени и параметров ориентировки Земли

4.1 Установление шкалы точного времени

4.1.1 Общие положения

4.1.2 Установление шкалы времени, основывающейся на суточном вращении Земли вокруг оси

4.1.3 Создание высокоточных атомных часов

4.1.4 Шкала всемирного координированного времени

4.2 Определение параметров вращения Земли

5. Согласованная система фундаментальных астрономических постоянных

Заключение

Список литературы

Темы рефератов или исследовательской работы

Фундаментальные астрономические постоянные

Глоссарий
Введение
Цели и задачи дисциплины.

В настоящем издании рассматриваются вопросы, относящиеся к разделу специальной дисциплины «Астрометрия». Изучение этой дисциплины предусматривает приобретение студентами теоретических знаний и практических навыков в области сферической и геодезической астрономии и астрометрии. В результате выпускники специальности 300500 – Космическая геодезия должны не только уметь решать задачи, относящиеся непосредственно к упомянутым выше разделам астрономии, но также применять полученные знания при изучении и практическом использовании теории и методов других специальных дисциплин. К этим дисциплинам относятся небесная механика, космическая геодезия, космическая навигация, космическая радионавигация, высшая геодезия, теория фигуры Земли и планет и другие.

В результате изучения дисциплины «Астрометрия» дипломированные специалисты по космической геодезии должны знать:

- геометрию небесной сферы, явления суточного движения звезд;

- системы координат и системы измерения времени, применяемые в астрономии и астрометрии, и принципы их установления;

- основные задачи астрометрии и методы их решения;

- организацию и работу Служб определения параметров вращения Земли и координат полюса;

- теорию и методику астрономических редукций координат, создание звездных каталогов;

- интерполирование видимых мест светил и вычисление их на ПЭВМ;

- устройство астрономических инструментов;

- теорию и практику астрономических определений;

- точные способы определения астрономических координат и азимутов, их назначение;

А так же уметь:

- составлять эфемериды светил;

- вычислять видимые места звезд;

- работать с Астрономическим Ежегодником;

- пользоваться бюллетенями Служб определения ПВЗ и координат полюса;

- работать с астрономическими инструментами;

- выполнять астрономические наблюдения и их обработку.

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.

Теоретической основой курса является сферическая астрономия – раздел астрономии, в котором рассматриваются математические методы решения задач, связанных с положением светил и видимым их движением, с использованием вспомогательной небесной сферы. В сферической астрономии рассматриваются следующие разделы: системы небесных координат и связь между ними, астрономические системы измерения времени, методы учета изменений координат светил, вызванных различными явлениями. Данные разделы приведены в достаточном объеме в учебном пособии Гиенко Е.Г. и Канушина В.Ф. “Геодезическая астрономия”[], и в настоящем конспекте лекций не рассматриваются.

В конспекте лекций значительное место занимает рассмотрение современных методов астрометрии, основанных на наблюдениях Луны, искусственных спутников Земли, галактик и квазаров. Изложение материала выполнено в соответствии с решаемыми задачами астрометрии.

Перспективы развития астрометрии в России – необходимость в кадрах. Решение астрометрических задач – КВО – работа для специалистов в области космической геодезии. ИПА, СНИИМ, и т.д.

2 Обзор методов астрометрии

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 служба на обсерваториях всего мира, фундаментальные астрооптические наблюдения практически автоматизированы. Основное ограничение на точность астрооптических методов накладывает атмосферная турбулентность. Из-за этого недостатка астрооптические 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.

1) использование космических аппаратов для составления каталогов звезд;

2) радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой – РСДБ;

3) лазерная локация ИСЗ и Луны;

4) радиотехнические методы космической геодезии – доплеровские (пример) и радиодальномерные (GPS, ГЛОНАСС, GALILEO).
При использовании космических аппаратов для составления каталогов звезд выполняется определение координат звезд и параллаксов по измерениям относительно опорных объектов. Примеры - HIPPARCOS, TYCHO, Хаббла…

Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой – РСДБ 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. Пример: межд. Служба РСДБ, российский проект “Квазар”. Проект “Радиоастрон”. Проект “ОЗИРИС”.

При лазерной локации ИСЗ и Луны измеряется расстояние от отражателя, установленного на ИСЗ или Луне, до приемника. Полученные данные используются для определения параметров ориентировки Земли (координат полюса и неравномерности вращения Земли). Примеры: программы межд. Службы лазерной локации, а что в России?.

В глобальных спутниковых радионавигационных системах (ГНСС - GPS, ГЛОНАСС, GALILEO) измеряются положения ИСЗ. В результатах обработки измерений радиоконтроля орбит в центре управления системой. содержатся

- координаты полюса Земли

- разности между шкалами всемирного времени (UT1-UTC)

- эксцесс длительности суток.

Международной команде инженеров и астрономов удалось создать телескоп, сопоставимый по качеству изображения с орбитальным телескопом Хаббла. Чтобы компенсировать атмосферные помехи, от которых страдают все наземные телескопы, в новинке используется гибкое зеркало. Постоянно наблюдая за контрольной звездой, прибор измеряет искажения, вносимые турбулентностью атмосферы, а компьютер пятьсот раз в секунду рассчитывает необходимую коррекцию и меняет форму зеркала так, чтобы свести погрешность к минимуму.

Такой системой адаптивной оптики оборудованы четыре восьмиметровых рефлектора, установленных в Паранальской обсерватории (Южная Америка). Приборы могут работать согласованно, как один очень большой телескоп, что позволяет получать изображения космических объектов недостижимого прежде качества. - Г.А.

Оптические телескопы 21 века. Глаз и телескоп. Подробности для любознательных

Чем больше света "соберет" оптический прибор, тем менее яркие и более далекие объекты он "увидит". Именно поэтому зеркала телескопов становятся все больше и больше. Посмотрим, насколько современный 8-метровый телескоп (см. рис. слева) "зорче" человеческого глаза. В сумерках зрачок расширяется до диаметра 0,5 см. Его площадь, через которую проходит световой поток, - около 0,2 см² (S =pr2 =p/4 d2 ). Площадь главного зеркала телескопа диаметром 8 м - 480 000 см². Телескоп соберет во столько раз больше света, во сколько его площадь больше площади зрачка, то есть в 2,4×10⁵ - 2,5×10⁶ - в два с половиной миллиона раз! Известный ирландский астроном Уильям Парсонс (лорд Росс) в 1845 году построил рефлектор (см. рис. справа) длиной 16 м с зеркалом диаметром 182 см, поставленным под небольшим углом к оптической оси телескопа (такую конструкцию предложили М. В. Ломоносов и независимо от него английский астроном Уильям Гершель). Изображение формировалось вблизи края трубы, наблюдатель рассматривал его в окуляр или невооруженным глазом, стоя на платформе. С помощью этого рефлектора Парсонс установил спиральную структуру многих галактик.

Наиболее распространенные схемы телескопов-рефлекторов: а - Ньютона, b - Грегори, c - Кассегрена, d - Ломоносова-Гершеля. (изображение слева). Первый телескоп-рефлектор длиной около 16 см изготовил Исаак Ньютон в 1668 году. Его главное зеркало имело диаметр 1,5 дюйма (3,7 см) и было сделано из специальной "зеркальной" бронзы, рецепт которой составил сам Ньютон, - сплава меди, олова и мышьяка. (на изображении справа).

Чтобы увидеть слабый объект, астрономы используют более яркие звезды для измерения атмосферной турбулентности (1). Этот метод, однако, работает только в том случае, когда яркая звезда находится достаточно близко от наблюдаемого объекта. Если она находится далеко, то свет от объекта и от звезды проходит через области с различной степенью турбулентности (2). Так как звезд, могущих служить в качестве опорных, немного, то метод можно применять лишь на небольших участках неба. Один из путей преодоления этого ограничения заключается в создании искусственной опорной звезды при помощи направляемого вверх лазерного луча (3). Используя "решетку" из таких лазерных маяков, астрономы могут "заполнить светом" все поле зрения (4). Близко расположенная звезда, однако, требуется, чтобы навести телескоп на объект.(см. изображ. слева вверху)

Качество изображения удаленной звезды зависит от степени сохранения сферической формы волнового фронта приходящего света. Если все участки волнового фронта могут быть сфокусированы в одной точке, мы получаем качественное точечное изображение (слева). Однако атмосферная турбулентность искажает фронт волны случайным образом, что приводит к расфокусировке в фокальной плоскости и к размытию изображения (справа).

Как работает адаптивная оптика.

Адаптивная оптика может компенсировать искажения фронта световой волны от звезды. Сначала оптическая система телескопа собирает приходящий свет и формирует из него узкий параллельный пучок. Этот пучок отражается от гибкого зеркала и от второго (плоского) зеркала, предназначенного для коррекции случайных смещений изображения. Далее пучок расщепляется на две части светоделительной пластинкой. Одна из них отражается от пластинки и поступает на датчик волнового фронта, измеряющий степень искажения каждого участка фронта волны. Сигнал от датчика приходит в процессор, управляющий гибким зеркалом и зеркалом, корректирующим смещения изображения. Поэтому вторая часть пучка, прошедшая через светоделитель, оказывается свободной от искажений волнового фронта и стабильной по положению. Этот корректированный пучок направляется на фото- или видеокамеру, регистрирующую изображение, свободное от искажений.

Схема VLT-интерферометра с двумя телескопами. Изображения одного и того же объекта строятся в кудэ-фокусах обоих телескопов, и в один из них вводится оптическая задержка, чтобы пучки рекомбинировали при нулевой разности хода.

Авторство, источник и публикация:

1. Доктор технических наук А.Голубев.

2. Публикация проекта 05.02.2005
Сравнительный анализ методов астрометрии.

2 Инструменты 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 (п.1). 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.

1. 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: 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. В целях возможно большей устойчивости – значительная масса, не менее 280 кг, большая часть которой приходится на основание инструмента.

Горизонтальная ось снабжена вертикальным кругом-искателем для установки трубы по заданному зенитному расстоянию. Все современные пассажные инструменты имеют приспособления для фотоэлектрической регистрации звездных прохождений.

Зрительная труба центральная ломаная, диаметр объектива 100 мм, фокусное расстояние 1000 мм, разрешающая способность 1,2″, проницающая сила 13^m.
2. 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. Меридианный круг изобретён в конце 17 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.

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

Перед объективом 3 (рис.) 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.

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