WWW.KONF.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Авторефераты, диссертации, конференции
 


Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |

«МОНИТОРИНГ ОБЪЕКТОВ ОКОЛОЗЕМНОГО КОСМИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА НАЗЕМНЫМИ ОПТИЧЕСКИМИ И РАДИО СРЕДСТВАМИ ...»

-- [ Страница 6 ] --

Для выявления и исследования систематических погрешностей координат, связанных с цветом звезды, использовался массив наблюдений, полученный на телескопе Мобител в 2011–2012гг. Массив включал положения 172530 звезд, со средним числом наблюдения одной звезды более 7 раз. В качестве характеристики цвета, которой можно было обеспечить практически все звезды, было решено выбрать величину (r'–J), где r'– звездная величина в полосе близкой к R из каталога СМС14, J –звездная величина в полосе J из каталога 2MASS.


Гистограмма распределения (r'–J) (рис. 4.6) показывает, что 90% звезд каталога имеют значение (r'–J) в пределах от 0..5m до 3.0m. Графики зависимости усредненных разностей положений (Мобител – СМС14) по прямому восхождению и склонению от цветового показателя (r'–J) (рис. 4.7), показывают наличие систематической погрешности, связанной с не исключенным уравнением цвета. Его величина не превышает 50 mas по обеим координатам, что значительно ниже уровня случайных ошибок при наблюдениях быстродвижущихся объектов, но требует исключения при выполнении редукций во время проведения работ, связанных с определением положений звезд [200].

Рис. 4.6. Гистограмма распределения величины (r'–J).

Рис. 4.7. Зависимость усредненных разностей (Мобител – СМС14) по прямому восхождению и склонению от цветового показателя (r'–J).

Также, учитывая, что реальное поле используемых телескопов составляет 15% – 63% от расчетного, в основном исследовалась аберрация типа дисторсия, фактически изменяющая метрику по полю ПЗС-изображения.

Для выбора модели редукции наблюдений проводятся исследования влияния модели редукции [201] на значение (О–С) опорных звезд. Для этого на исследуемом телескопе получают 10–20 кадров звездных площадок. Далее программой Astrometrica вычисляются экваториальные координаты звезд и их (О–С) с каталогом UCAC2, UCAC4 или XPM [202] с применением линейной, квадратичной и кубической моделей редукции. Используя результаты вычислений по каждому кадру, строились трехмерные графики распределения (О–С) в зависимости от прямоугольных координат в системе ПЗС-матрицы.

Изображение разбивается на ячейки 1515 для камеры U9000 и 1616 для ТВ камер. В каждой ячейке проводится усреднение невязок.

Телескоп КТ-50. Для исследования неравномерности поля ПЗС-камеры телескопа КТ-50 использовалось 20 кадров с экспозицией 10 с. В среднем использовалось 176 звезд для одного кадра. Для линейной и кубической редукций не выявлено систематической неравномерности распределения (О–С) по полю матрицы (рис.4.8).

а) б) Рис. 4.8. Распределение (О–С) по полю ПЗС матрицы для телескопа КТ-50 при применении: а) линейной модели редукции, б) кубической модели редукции.

Применение кубической редукции позволяет убрать влияние искажений оптической системы до уровня случайной ошибки в ±0.12 Зависимость СКО по прямому восхождению и склонению звезд от звездной величины для линейной и кубической моделей редукции представлена на рис.

4.9. Обработка выполнена в системе каталога UCAC4.

Рис. 4.9. Зависимость ошибки единичного наблюдения для телескопа КТ-50 по прямому восхождению и склонению.

Проницающая способность телескопа КТ-50 представлена на рис. 4.10.

Рис. 4.10. Распределение опорных звезд по звездной величине для телескопа КТ-50. N – количество звезд в процентах.

Телескоп САК. На телескопе САК для исследования систематических поправок по полю использовались ПЗС-кадры, полученные в режиме СПЗ с экспозицией 0.5 с. В среднем использовалось 149 звезд для одного кадра каталога UCAC2. В результате исследования для линейной модели редукции была выявлена неравномерность распределения (О–С) по прямому восхождению и склонению (рис. 4.11а). Кубическая модель редукции позволила получить равномерное распределение (О–С) по полю ПЗС-матрицы (рис. 4.11б). Применение кубической редукции позволяет убрать влияние искажений оптической системы до уровня случайной ошибки в ±0.2 Рис. 4.11. (О–С) по ПЗС-матрице узкого поля телескопа САК: а) линейной модели редукции, б) кубической модели редукции.

Зависимость СКО определения прямого восхождения звезд и склонения от звездной величины для различных моделей редукции представлена соответственно на рис.4.12а и 4.12б.

–  –  –

На рис. 4.13 представлено распределение количества опорных звезд по звездной величине для телескопа САК.

Рис. 4.13. Распределение опорных звезд по звездной величине N – количество звезд в процентах.





Телескоп АФУ-75. Для исследования аберраций объектива телескопа АФУ-75 были проведены наблюдения звездных площадок в меридиане и экваторе. Получено 38 кадров с экспозицией 10 с. В среднем использовалось 160 звезд для одного кадра. Для обработки использовались линейная (рис. 4.14а) и кубическая (рис. 4.14б) модели редукции.

–  –  –

Усредненные невязки были использованы для внесения поправок в данные наблюдений. Распределение (О–С) по полю ПЗС-матрицы для линейной редукции с учетом средних значений невязок приведено на рис. 4.15.

Рис. 4.15. Распределение (О–С) по полю ПЗС-матрицы телескопа АФУ-75 с учетом средних значений невязок.

Учитывая рост аберраций в краевых зонах объектива, для обработки использовалось 80% изображения с применением кубической редукции, что позволило избавиться от систематических трендов и достичь уровня случайной ошибки в ±1.2 (рис. 4.16).

Рис. 4.16. Распределение невязок по полю матрицы телескопа АФУ-75 с использованием кубической редукции.

По данным обработки вычислены СКО по прямому восхождению и склонению для случаев применения линейной, кубической и линейной с учетом средних по ячейкам невязок моделей редукции (рис. 4.17), а также проницающую способность телескопа (рис. 4.18).

Рис. 4.17. Зависимость СКО невязок от звездной величины.

Рис. 4.18. Распределение количества звезд от звездной величины.

Телевизионный телескоп. Для исследования неравномерности поля ПЗСкамеры телевизионного телескопа использовалось 1094 кадра с экспозицией 4 с. В среднем использовалось 60 звезд для одного кадра. Для линейной редукций выявлены систематические неравномерности распределения (О–С) по краям поля матрицы (рис. 4.19).

–  –  –

Зависимость СКО по прямому восхождению и склонению звезд от звездной величины для линейной и кубической моделей редукции представлена на рис. 4.20. Обработка выполнена в системе каталога UCAC3. Проницающая способность ТВТ представлена на рис. 4.21.

Рис. 4.20. Зависимость ошибки единичного наблюдения для ТВТ по прямому восхождению и склонению.

Рис. 4.21. Распределение опорных звезд по звездной величине для ТВТ: N – количество звезд в процентах.

Ломо Р0501 (Метеорный телескоп). Для исследования неравномерности поля ПЗС-камеры метеорного телескопа Ломо Р0501 использовалось 88 кадров с экспозицией 2.56 с. В среднем использовалось 89 звезд для одного кадра. Для линейной (рис. 4.22а) и кубической (рис. 4.22б) редукции не выявлены систематические неравномерности распределения (О–С) по полю матрицы.

–  –  –

Зависимость СКО по прямому восхождению и склонению звезд от звездной величины для линейной модели редукции представлена на рис. 4.23.

Обработка выполнена в системе каталога USNO-B1.0.

Рис. 4.23. Зависимость ошибки единичного наблюдения для метеорного телескопа Canon 85mm по прямому восхождению и склонению.

Проницающая способность метеорного телескопа Ломо Р0501 представлена на рис. 4.24.

Рис. 4.24. Распределение опорных звезд по звездной величине для метеорного телескопа Ломо Р0501: N – количество звезд в процентах.

Canon 85mm (Метеорный телескоп). Для исследования неравномерности поля ПЗС-камеры метеорного телескопа Canon 85mm использовалось 44 кадра с экспозицией 2.56 с. В среднем использовалось 137 звезд для одного кадра.

Для линейной (рис.4.а) и кубической (рис. 4.25) редукции не выявлены систематические неравномерности распределения (О–С) по полю матрицы.

–  –  –

Зависимость ошибки единичного наблюдения по прямому восхождению и склонению звезд от звездной величины для линейной модели редукции представлена на рис. 4.26. Обработка выполнена в системе каталога USNOB1.0.

Рис. 4.26. Зависимость ошибки единичного наблюдения для телевизионного телескопа по прямому восхождению и склонению.

Проницающая способность телевизионного телескопа представлена на рис. 4.27.

Рис. 4.27. Распределение опорных звезд по звездной величине для телевизионного телескопа: N – количество звезд в процентах.

Исследования приводов телескопов проведено с целью обеспечения максимально точной установки телескопа в точку наблюдения. Объем исследований включает определение систематических поправок, прибавляемых к расчетным координатам КО, для обеспечения наблюдения КО в нужной части поля телескопа. Систематические поправки определялись для привода телескопа по азимуту, углу места и привода ПП.

Систематические поправки вычислялись исходя из расчета параметров движения объекта в поле зрения телескопа [203, 204]. Способ НКС требует расчета видимых угловых скоростей объекта вдоль сторон ПЗС-матрицы (VObjX, VObjY). Способ УСПЗ требует расчета видимой угловой скорости объекта (VObj), а также угла поворота камеры (CCDTel). Для получения и обработки изображений опорных звезд требуется расчет угла движения звезд в системе ПЗС-матрицы (StrCCD) а также угловых скоростей звезд вдоль сторон ПЗС-матрицы (VStrX, VStrY).

Необходимые расчеты осуществляются через сферическую систему координат телескопа, с углами – зенитный (в некоторых случаях угол подъема) и – азимутальный. Принимается допущение, что азимутальная и зенитная оси телескопа перпендикулярны. Ориентация системы координат телескопа определяется координатами направления азимутальной оси телескопа в экваториальной системе 0, 0. Начало отсчета азимутального угла системы телескопа соответствует направлению на небесный меридиан в фундаментальной плоскости системы телескопа.

Такой подход позволяет одинаково оперировать с любым типом двухосной астрономической монтировки: экваториальная, альт-азимутальная (горизонтальная), альт-альт (двойная горизонтальная). Для экваториальной монтировки направление азимутальной оси системы телескопа соответствует северному полюсу мира 0 = 0°, 0 = 90°; для горизонтальной монтировки соответствует зениту 0 = 0°, 0 = Latitude. Также отпадает необходимость в прецизионной ориентации вертикальной (часовой) оси монтировки, что особенно критично для перемещаемых телескопов.

Система координат телескопа и экваториальная связаны через следующую систему уравнений:

где:

– азимутальный угол системы телескопа;

– угол подъема системы телескопа;

– часовой угол экваториальной системы;

– склонение экваториальной системы;

0,0 – координаты направления первой оси телескопа в небесной системе координат.

Из приведенной системы уравнений выводятся функции прямого и обратного преобразования систем координат:

из экваториальной в систему телескопа = F(, ), = F(, );

из системы телескопа в экваториальную = F(, ), = F(, ).

Положение и направление движения КО в системе координат телескопа на заданный момент времени определяется по эфемериде. Эфемерида представляет собой рассчитанную последовательность сферических топоцентрических координат объекта через заданный интервал времени.

Система координат телескопа привязывается к экваториальной системе координат, поэтому удобно работать с эфемеридой КО, рассчитанной в той же системе координат: i – номер положения, Ti – момент времени, i – часовой угол, i – склонение.

Через эфемеридные положения объекта (Ti, i, i) вычисляются его видимая угловая скорость (VObj) и угол движения в экваториальной системе координат (ObjStr):

Видимая угловая скорость звезд (VStr) зависит от склонения:

Через функции преобразования из экваториальной системы в звездную (F, F) рассчитывается угол движения звезд в системе координат телескопа (StrTel):

–  –  –

По углам ObjStr и StrTel рассчитывается угол движения объекта в системе координат телескопа (ObjTel):

Затем через угол поворота ПЗС-матрицы в системе координат телескопа (CCDTel) определяются углы движения объекта (ObjCCD) и звезд (StrCCD) в системе координат ПЗС-матрицы:

Угол CCDTel отсчитывается от фундаментальной плоскости системы телескопа в направлении положительного вращения азимутальной оси. В случае использования способа НКС угол CCDTel постоянен, в случае использования способа УСПЗ он рассчитывается по показаниям угла поворотной платформы.

Рассечет угловых скоростей объекта вдоль сторон ПЗС-матрицы:

Исследование монтировки. Механические погрешности монтировки, выделяемые в ходе исследования:

истинные экваториальные координаты направления азимутальной оси;

биение направления оси азимута;

систематическая погрешность по азимуту, вызванная эксцентриситетом червячного колеса;

систематическая погрешность по азимуту, вызванная неперпендикулярностью осей монтировки (ось зенитного угла по отношению к оси азимута; ось камеры по отношению к оси зенитного угла);

систематическая погрешность по углу поворота камеры, вызванная неперпендикулярностью осей монтировки;

систематическая погрешность по зенитному углу, вызванная эксцентриситетом червячного колеса и неперпендикулярностью осей монтировки;

систематическая погрешность угла поворота камеры, вызванная эксцентриситетом червячного колеса.

Истинные экваториальные координаты направления азимутальной оси используются для преобразования из экваториальной системы координат в инструментальную. При наведении телескопа учитываются все перечисленные систематические погрешности.

Биение направления азимутальной оси показывает качество работы подшипников, удерживающих ось азимута. На всех исследуемых телескопах амплитуда биения направления азимутальной оси пренебрежительно мала по сравнению с размером поля зрения и поэтому не учитывается.

Для определения механических погрешностей монтировки по каждой оси отдельно осуществляется калибровочный проход с фиксированным положением двух других осей. Калибровочный проход заключается в последовательном формировании кадров со звездами при смещении оси на определенный угол, в максимальном диапазоне угла данной оси. По обработке полученных кадров со звездами определяются часовой угол и склонение центра кадра, при каждом положении телескопа во время калибровочного прохода.

Экваториальные координаты преобразуются в систему координат телескопа:

азимут и зенитный угол (через истинные экваториальные координаты направления азимутальной оси). Систематические погрешности осей монтировки определяются из сравнения координат в инструментальной системе телескопа, полученных по датчикам угла (измеренные) и из обработки звезд (истинные). По множеству истинных экваториальных координат определяется равноудаленная на сфере точка с использованием метода наименьших квадратов. Полученные при этом невязки характеризуют биение направления оси азимута.

Поправки механизмов наведения монтировок телескопов КТ-50 и ТВТ представлены в табл. А11 – А15.

4.2. Результаты исследования АПК определения координат ТК ГСС

4.2.1. Испытания АПК с нулевой базой. На начальном этапе испытания АПК проводились в условиях расположения станций в одной точке («нулевая»

база) и с использованием одного и того же сигнала PPS для синхронизации записи выборок во внутреннюю память осциллографов. На этом этапе вместо Thunderbolt-E использовался более дешевый приемник GPS-приемника Расстояние между антеннами приемников цифрового Resolution-T.

спутникового телевидения было порядка 10 м.

Целью испытаний было определение дополнительной задержки TVсигнала вызванной включением в один из приемных трактов коаксиального кабеля длинной 6.94 м. Во время испытаний принимался транспортный поток DVB-S со спутника, размещенного на 13° в.д. Символьная частота потока составляла 27.5 МГц при максимальной частоте спектра равной порядка 30 МГц [165]. Измерения дополнительной задержки проводились с использованием двух частот дискретизации, одна из которых была выше (102.4 МГц), а вторая – ниже (25.6 МГц) частоты дискретизации Найквиста [205], равной удвоенному значению максимальной частоты спектра сигнала.

Вычислялось отношение физической длины кабеля к измеренной длине, которая предполагалась равной произведению скорости света и полученной величины дополнительной задержки. Результаты испытаний приводятся в табл. 4.4.

–  –  –

Приведенные в таблице 4.4 отношения физической длины кабеля к измеренной, находятся для обеих частот дискретизации в хорошем соответствии с величиной коэффициента укорочения длины кабеля, обусловленной влиянием диэлектрической проницаемости материала изоляции кабеля. Учитывая условия испытаний (синхронизация станций от одного GPSприемника), значения СКО = 7 нс и отношения сигнал/шум = 11, полученные для частоты дискретизации 102.4 МГц, можно считать предельно возможными для АПК. Использование частоты дискретизации 25.6 МГц и минимального объема выборки для вычисления свертки (1192 отсчетов) приводит к увеличению ошибки измерений и уменьшению отношения сигнал/шум. Однако эти измерения дают устойчивый результат, а ошибка близка к точности сигнала PPS GPS-приемника Resolution-T (СКО=15 нс) [185]. Следовательно, данный набор параметров можно использовать при проведении измерений разнесенными в пространстве АПК станциями приема транспортного потока DTV-S.

4.2.2 Базисные испытания АПК. Целью следующих испытаний являлась оценка суточных вариаций разности наклонных дальностей от станций до ТК ГСС в условиях с «ненулевой» базой. Для этого одна из станций была размещен в НИИ НАО (г. Николаев), а вторая в НИИ ОАО (п. Маяки, Одесская область) на расстоянии примерно 150 км от первой. Как и в случае с «нулевой» базой, во время испытаний принимался транспортный поток DVB-S с символьной частотой 27.5 МГц со спутника, размещенного на 13° в.д., а для синхронизации комплекса использовались GPS-приемники Resolution-T. В дальнейшем эти GPS-приемники были заменены более совершенными приемниками Thunderbolt-E, имеющими в 1.7 раза меньшую ошибку формирования секундного синхроимпульса. В рассматриваемых испытаниях начальная задержка сигналов PPS также была равна нулю для обеих станций.

Поэтому для обеспечения максимально возможного диапазона анализа по задержке измерения проводились с использованием частоты дискретизации, равной 25.6 МГц, и с объемом выборки коррелятора, равным 1192 отсчетов.

При этом диапазон анализируемых задержек был равен примерно 353 с, что соответствует 106 км. Испытания проводились с максимальным темпом записи выборок – раз в секунду.

При определении корреляционной функции в качестве первой бралась выборка, записанная в Николаеве, соответственно, вторая выборка, записанная в Маяках. На рис. 4.28. приводится пример корреляционной функции. На рисунке по оси абсцисс отложено значение разности задержек = (1 – 2), а по оси ординат – значение корреляционной функции.

Рис. 4.28. Пример корреляционной функции, полученной в результате свертки сигналов DVB-S, одновременно принятых в Николаеве и в Маяках.

На рис. 4.28 сплошной линией показан уровень шумов, который полагался равным величине СКО, умноженной на коэффициент 1.6, а рядом с пиком корреляционной функции приводится соответствующее ему значение отношения сигнал/шум (Q).

Суточные вариации разности наклонных дальностей от станций Николаев и Маяки до ТК ГСС представлены на рис. 4.29.

Рис. 4.29. Вариации разности наклонных дальностей ( r ) по данным наблюдения ТК ГСС двумя станциями, расположенными в Николаеве и Маяках, а также сглаженные значения (rs).

–  –  –

выбрасывалось. Если объем выборки был меньшим 5, то оценка r и не проводилась. Интегральное распределение показано на рис. 4.30. Из вида распределения P(x) следует, что примерно в 10% случаев наблюдались значения СКО, существенно превышающие медиану.

Рис. 4.30. Интегральное распределение величины СКО разности наклонных дальностей P( x).

В этих условиях правомерно в качестве оценки для ошибки единичных измерений разности наклонных дальностей использовать, как более устойчивое, медианное значение равное 7.3 м, что во времени задержки соответствует 24 нс.

4.2.3. Тестовые наблюдений ТК ГСС. В 2013 г. были начаты регулярные наблюдения ТК ГСС в условиях с «ненулевой» базой. Одна станция приема спутникового телевидения располагалась в Николаеве на территории НИИ НАО, а вторая в селе Крыжановка, на территории загородной станции НИИ АО ОНУ. Расстояние между станциями (база) примерно 100 км. Карта размещения станций приводится на рис. 4.31.

Рис. 4.31. Карта размещения станций приема спутникового телевидения.

С апреля 2013 г. наблюдался ТК ГСС «Eutelsat-25C», расположенный на геостационарной позиции 25.5° в.д.. Наблюдения этого спутника были прекращены 29 октября 2013 г. в связи с его заменой на спутника «EutelsatB», не имеющий покрытия Украины. С 5 декабря 2014 г. АПК станций были настроены на прием сигнала спутника «Eutelsat-13B», геостационарная позиция 13° в.д. Наблюдения спутника «Eutelsat-13B» продолжались практически непрерывно до 16 июля 2014 г.

Во время наблюдений спутника «Eutelsat-25C» регистрировался сигнал транспондера со следующими параметрами:

- несущая частота 11585 МГц;

- поляризация вертикальная;

- символьная частота 27500 кГц;

- вид модуляции DVB-S.

Частота дискретизации была равной 25.6 МГц, а темп записи выборок – максимальный, равный одной секунде. Синхронизация комплекса осуществлялась с помощью GPS-приемников Resolution-T. Задержка сигналов PPS относительно начала секунды была нулевой для обеих станций в течение всего периода наблюдений.

На рис. 4.32 приводится график регулярного изменения разности наклонных дальностей r от АПК станций до ТК ГСС «Eutelsat 25C», полученный для 40-суточного интервала наблюдений спутника в сентябреоктябре 2013 года.

Рис. 4.32. Вариации разности наклонных дальностей по наблюдениям ТК ГСС «Eutelsat 25C» АПК станций в Николаеве и в Крыжановке.

Для оценки по корреляционной функции относительной задержки сигналов DVB-S и последующего определения r, первой бралась выборка, регистрируемая в Николаеве. Объем второй выборки, регистрируемой в Одессе, для повышения отношения сигнал/шум в пике корреляционной функции был увеличен по сравнению с испытаниями с 1119 до 4768 отсчетов. Был увеличен интервал оценки r с 10 секунд до 60, а также была изменена методика отбраковки сбойных оценок r. Если на 60-ти секундном интервале времени объем выборки был меньшим 10 или СКО () величины r было больше порогового, равного x = 9.3 м, то оценка r не проводилась. Для определения x было построено интегральное распределение СКО разности наклонных дальностей P( x), аналогичное распределению, приведенному на рис. 4.28.

Была получена медианная оценка, равная 7.2 м, которая совпала с наиболее вероятным значением СКО и, как более устойчивая величина, может быть взята в качестве оценки случайной ошибки единичного измерения r. Как и во время испытаний с не «нулевой» базой, примерно в 10% случаев наблюдались значения СКО, более чем в 1.3 раза превышающие медиану.

Значение СКО, соответствующее вероятности P( x)=0.9, было взято в качестве порогового при отбраковке сбойных оценок r.

Часть временной реализация r с 20.09.2013 г. по 22.10.2013 г. была подвергнута спектральной обработке с помощью ДПФ. Результаты спектральной обработки представлены на рис. 4.33. Из данных, приведенных на рисунке, следует, что в спектре r присутствуют две основных составляющих с периодами, равными 23.9 часа и 15.9 суток (382 часа). С учетом точности вычислений меньший период (23.9 часа) соответствует звездным суткам.

Возможной причиной появления спектральной составляющей с большим периодом, равным 15.9 суток, может быть влияние Луны и Солнца на движение спутника, искаженное коррекцией его орбиты.

Рис. 4.33. Спектр разности наклонных дальностей r, полученный по данным измерений с 20.09.2013 г. по 22.10.2013 г.

Во время наблюдений спутника «Eutelsat-13B» регистрировался сигнал транспондера со следующими параметрами:

- несущая частота 11541 МГц;

- поляризация вертикальная;

- символьная частота 22000 кГц;

- вид модуляции DVB-S.

Синхронизация комплекса осуществлялась с помощью GPS-приемников Resolution-T. До 16:00:34 UTC 22.06.2014 г. частота дискретизации была равной

25.6 МГц, а задержка сигналов PPS относительно начала секунды была нулевой для обеих станций. Начиная с указанного времени и до окончания наблюдений 16.07.2014 г., частота дискретизации была равной 51.2 МГц, то есть длительность выборки Ts была уменьшена с 400 µс до 200 µс (см. формулу 2.1), а задержка сигнала PPS в Одессе была изменена с нулевой на –210 µс.

На рис. 4.34 приводится график регулярного изменения разности наклонных дальностей r от АПК станций до ТК ГСС «Eutelsat-13B», полученный для 224-суточного интервала наблюдений спутника в период времени с 05.12.2013 г. по 16.07.2014 г.

Рис. 4.34. Вариации разности наклонных дальностей по наблюдениям ТК ГСС «Eutelsat-13B» АПК станций в Николаеве и в Крыжановке.

Для ТК ГСС “Eutelsat 13В” приведено внешнее сравнение измеренных вариаций дальности с расчетными (рис. 4.35).

Рис. 4.35. Сравнение измеренных и расчетных значений разности наклонных дальностей для ТК ГСС «Eutelsat 13В».

Представленные на этом рисунке данные получены в интервале времени с 05.12.2013 по 09.12.2013 гг. Измеренные секундные значения разности наклонных дальностей (график “Obs”) определялись с использованием действующей частоты дискретизации цифрового USB-осциллографа DSO5200A. Соответствующие расчетные значения r, полученные по эфемеридам SpaceTrack приводяться на графике “Calc”. Разности измеренных и расчетных значений r соответствует график “O–C”.

Из данных, приведенных на рис. 4.34, следует, что регулярная составляющая “O–C” изменяется в пределах ±20 м, тогда как случайная составляющая находится в диапазоне порядка 10 м.

Выборочная проверка “O–C” для других моментов времени и для другого спутника “Eutelsat 25С”, показывает, что регулярная составляющая “O–C” не выходит за пределы интервала ±40 м, а случайная составляющая остается на уровне порядка 10 м.

4.3. Результаты наблюдения АСЗ и ПОА

Наблюдения АСЗ в НИИ НАО на телескопе КТ-50 регулярно проводятся с 2008 г. [206,207]. Результатам наблюдений используются для ведения каталога положений АСЗ в НИИ НАО. Также эти наблюдения используются для функционирования международного проекта NEODyS-2 [208]. Ежегодное наполнение каталога наблюдений АСЗ НИИ НАО представлено на рис.4.36.

Распределение наблюдений АСЗ по годам представлено на рис.4.37.

Рис. 4.36. Наполнение каталога АСЗ НИИ НАО по годам.

Рис. 4.37. Распределение наблюдений АСЗ по годам.

Для определения эффективности наблюдений ПОА и АСЗ по теме проведен анализ мировых данных, представленных в МПЦ. По данным циркуляров малых планет за январь – ноябрь 2013 г. сформирована статистика наблюдений в обсерваториях мира и оценена точность наблюдений. Данные распределения количества наблюденных за 2013 г. в обсерваториях мира представлены на рис. 4.38, а точность наблюдений НИИ НАО в отношении обсерваторий мира на рис. 4.39.

Рис. 4.38. Количество наблюдений ПОА в обсерваториях, представленных в МПЦ.

Рис. 4.39. СКП наблюдений АСЗ в НИИ НАО относительно других обсерваторий мира.

В последние годы все больший интерес представляют поиск и наблюдения малоразмерных астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ) [209].

Малоразмерные АСЗ могут представлять угрозу для населенных пунктов, что подтверждено на примере падения Челябинского метеорита, в результате которого многие люди получили травмы, были повреждены здания [210].

Малоразмерные АСЗ (диаметром менее 140 м) являются наименее изученными малыми телами Солнечной системы, в силу того что могут быть зарегистрированы только в периоды сближения с Землей. По данным международного астрономического союза на октябрь 2013 г. найдено [211]:

861 АСЗ диаметром более 1000 м, включая 155 потенциально опасных астероидов (ПОА) (предполагаемое количество АСЗ такого размера – 966± 45);

5784 АСЗ диаметром более 140 м, включая 1424 ПОА (предполагаемое количество ~15000);

6448 АСЗ диаметром более 100 м (предполагаемое количество ~20000);

8398 АСЗ диаметром более 40 м (предполагаемое количество ~300000);

Зачастую малоразмерные АСЗ считаются потерянными, так как малая дуга наблюдений не позволяет вычислить орбиты с необходимой точностью.

Наблюдения АСЗ в условиях малой солнечной элонгации необходимы для увеличения дуги наблюдений и, как следствие, улучшения точности определения элементов орбит АСЗ. По данным проекта NEODyS отобрана информация по количеству наблюдений АСЗ, проведенных в обсерваториях Украины (табл. 4.5).

–  –  –

Как видно из таблицы 4.6, НИИ НАО занимает лидирующую позицию по наблюдениям АСЗ в Украине. За период 2008–2014 гг. в НИИ НАО получено 4046 положений АСЗ. Все наблюдения получены с использованием комбинированного метода наблюдений и режима работы ПЗС-камеры time delay and integration. Для наблюдений выбирались потенциально опасные, быстродвижущиеся, малоразмерные АСЗ, а также АСЗ в условиях малой элонгации и кандидаты в АСЗ.

Условия наблюдения малоразмерных АСЗ можно рассмотреть на примере АСЗ 2012LJ (диаметр 20–50 м). При сближении на расстояние менее 0.05 а.е.

увеличивается блеск АСЗ, но также растет скорость видимого движения (рис. 4.40а). Астероид был открыт 9 июня 2012 г. на расстоянии 0.016 а.е. С момента открытия астероид был доступен для наблюдений двое суток, на третьи сутки блеск АСЗ уменьшился до 24 звездной величины. Наблюдения АСЗ были проведены в 6 обсерваториях мира. На рис. 4.40б пунктирной линией представлена зависимость скорости наблюдений от расстояния до Земли для АСЗ 2012 LJ, знаками отмечены моменты наблюдений в разных обсерваториях, представленных на сайте проекта NEODyS. Названия обсерваторий, а также основные характеристики их телескопов приведены в таблице 4.3.

Рис. 4.40. Условия наблюдения АСЗ 2012LJ: а) расчет по эфемеридам, б) по отношению к данным других обсерваторий.

Как видно на рис.4.40, при сближении с Землей значительно возрастает скорость видимого движения АСЗ, что затрудняет наблюдения таких объектов классическим методом. В то же время применение КМН позволило провести наблюдения данного объекта в НИИ НАО.

Информация, представленная в таб. 4.6 указывает на то, что для наблюдений малоразмерных АСЗ в период сближений в основном используют светосильные объективы с фокусным расстоянием до 3 м и диаметром до 1 м (за исключением обзорных телескопов).

–  –  –

В НИИ НАО за период 2012 – 2014 г.г. проведены наблюдения 15 АСЗ размером до 140 м, 14 из них наблюдались при сближении с Землей на расстояние менее 0.05 а.е. Все наблюдения проведены с использованием КМН.

АСЗ 15 –17 звездной величины наблюдались с экспозицией 90 с, АСЗ 17 –

18.5 звездной величины с экспозицией 120 с. В табл. 4.7 представлены характеристики АСЗ на момент наблюдений и точность полученных положений.

–  –  –

Как видно из таблицы 4.8, все АСЗ наблюдались со скоростью видимого движения более 5/мин, при этом среднее (О–С) наблюдений НИИ НАО составило по прямому восхождению 0.06 по склонению 0.05. Все данные наблюдений отправлены в МПЦ.

Одной из приоритетных является задача обнаружения и сопровождения АСЗ в условиях малой солнечной элонгации (менее 90°) [212]. Поиск АСЗ в зоне малых элонгаций запланирован в космических миссиях Gaia, Near Earth Object Surveillance Satellite. Всего в НИИ НАО на малых углах солнечной элонгации (менее 90°) проводились наблюдения 8 АСЗ, из них 3 при элонгации менее 45°. Условия наблюдений приведены в табл. 4.8.

–  –  –

Результаты наблюдений АСЗ в условиях малой солнечной элонгации были обработаны и отправлены в МПЦ. Зависимость невязок (О–С) по прямому восхождению от (О–С) и по склонению приведена на рис.4.41.

Рис. 4.41. Точность наблюдений АСЗ в условиях низкой элонгации: – НИИ НАО, х – другие обсерватории.

Как видно на рис. 4.45, невязки наблюдений НИИ НАО находятся в пределах ±1 и равномерно распределены около нуля, что говорит об отсутствии систематических ошибок. В сравнении с другими обсерваториями, применяемый в НИИ НАО КМН позволяет получать положения АСЗ, наблюдаемых в условиях малой солнечной элонгации, с высокой точностью.

В 2012 г. в НИИ НАО начаты наблюдения кандидатов в АСЗ с использованием комбинированного метода. За 2012 – 2014 гг. проведены наблюдения 4 кандидатов в АСЗ, условия и точность наблюдений приведены в табл. 4.9.

–  –  –

За наблюдения кандидатов в АСЗ НИИ НАО включена в список обсерваторий, получивших благодарность от миссии Catalina Sky Survey [213].

4.4. Результаты наблюдений КО на околоземных орбитах 4.4.1. Наблюдение КО на геостационарных орбитах. Оптические наблюдения ГСС с использованием КМН [214, 215] начаты на телескопе САК с 2008 года [216]. Зона видимости телескопа САК по часовому углу составляет от

–30° до +60° от меридиана, по склонению от –25° до +70°, продуктивность в среднем составляет 25 КО за ночь. С учетом зоны видимости и продуктивности телескопа САК для наблюдений был составлен список ГСС, в который вошли 73 геосинхронных КО. В список включены неконтролируемые геосинхронные КО из каталога Европейского центра управления космическими объектами "Классификация геосинхронных объектов" в объеме:

- 38 ГСС класса D – КО на дрейфующих орбитах;

- 33 ГСС класса L1 – КО, движущиеся в режиме либрации вокруг восточной устойчивой точки с долготой 75 с.д.;

- 2 ГСС класса С2 – КО с контролируемой долготой подспутниковой точки и наклонением более 0.3.

В список вошли ГСС со скоростью дрейфа по долготе менее 20°/сутки.

Ограничение скорости дрейфа было необходимо для того, чтобы отобранные КО как можно дольше пребывали в зоне видимости телескопа САК.

Наблюдения КО на телескопе САК проводились по предварительно рассчитанным эфемеридам из элементов орбит каталога Space – Track.

За 2008–2010 гг. было получено 37321 положений избранных геосинхронных КО. Около 85% всех полученных положений были использованы для расчетов элементов орбит или для сравнения с эфемеридами.

В табл. 4.10 приведено распределение полученных положений по годам.

–  –  –

По результатам обработки наблюдений ГСС сформирован каталог 31883 положений 67 КО. По данным каталога проведена оценка точности наблюдений относительно Кеплеровой орбиты. Невязки (О–С) группировались по звездной величине с шагом 0.5m. Для каждой группы вычислялись СКО (рис. 4.42).

Значения СКО лежат в пределах ±(0.26–0.91)". Яркость большинства ГСС, вошедших в каталог находится в пределах 12.5–14 звездной величины (рис. 4.43) [217].

Рис. 4.42. Точность наблюдений ГСС: – СКО по прямому восхождению, – СКО по склонению.

Рис. 4.43. Распределение ГСС по звездной величине: N – количество положений КО в процентах.

Наблюдения геосинхронных КО продолжены на телескопе КТ-50 комплекса МОБИТЕЛ и за период 2011–2013 годов получено 2598 положений 29 ГСС. СКО наблюдений находятся в пределах ±(0.16 – 0.60)" для КО 12.5–16 звездной величины.

По данным каталога положений вычислены элементы орбит ГСС. Для вычисления вектора состояния, элементов орбит и эфемерид КО применялась численная модель движения, разработанная совместно в НИИ НАО и АО ОНУ.

Изначально в модели движения не учитывались возмущающие факторы [218] и рассчитывались Кеплеровы элементы орбиты. В 2007–2008 г. численная модель движения была доработана [219], и модели движения учитывают следующие возмущения от:

- геопотенциала (разложение до 15-того порядка по зональным и тессеральным гармоникам);

- Луны и Солнца (где положения рассчитываются с применением численной модели DE/LE 405);

- приливов в твердой коре (модель Лява в виде добавочных коэффициентов ко второй и третьей зональной гармонике геопотенциала);

- светового давления.

Всего по данным наблюдений было получено 179 орбит 65 геосинхронных КО. Из полученных элементов орбит сформирован каталог, который представлен в двух видах. В виде таблицы векторов состояния, формат каталога представлен в таблице 4.11, и элементов орбит, формат каталога представлен в таблице 4.12 для объекта с международным номером 7392.

–  –  –

Используя полученные из наблюдений вектора состояния, рассчитаны эфемериды на интервал прогнозирования от нескольких дней до двух лет. На рис. 4.44 приведено сравнение эфемерид с положениями ГСС, полученными из наблюдений. На интервал прогнозирования до 200 суток значения (О–С) не превышают ±0.15° по прямому восхождению и ±0.05° по склонению.

Рис. 4.44. Зависимость (О–С) ГСС от разности эпох: – (О–С) по прямому склонению, – (О–С) по склонению Используя положительный опыт наблюдения ГСС, в 2012 году НИИ НАО принял участие в международной программе «Эксперимент по радиолокации околоземных объектов с применением VLBI». Эксперимент проводился Институтом Радиоастрономии НАН Украины. Целью эксперимента было проведение тестовых сеансов радиолокации 9 КО на геосинхронных орбитах с использованием дифференциального метода радиолокации со сверхдлинной базой. Для наблюдений на излучение использовался радиотелескоп РТ-70 в Евпатории (Украина), а на прием – антенны в Симеизе (Украина), в Медичине (Италия), в Вентспилсе (Латвия), в Урумчи (Китай). В НИИ НАО были проведены астрометрические и фотометрические наблюдения избранных ГСС для поддержки радионаблюдений. Астрометрические наблюдения были переданы в Институт радиоастрономии (г. Харьков) и были использованы для уточнения эфемерид КО перед радионаблюдениями сетью радиотелескопов [220].

4.4.2. Результаты наблюдений КО на низких и средних орбитах. На телескопах ТВТ и КТ-50 с 2011 года осуществлялись регулярные позиционные наблюдения КО на низких и высоких орбитах (таб. 4.13) [221]. В списки наблюдений включены ИСЗ и КС. Начиная с 2012 года результаты наблюдений стали включаться в базу данных положений КО сети УМОС.

–  –  –

В период 2012–2014 годов телескоп ТВТ являлся ведущим телескопом сети УМОС по объему наблюдений низкоорбитальных КО, а телескоп КТ-50 являлся ведущим по объему наблюдений высокоорбитальных КО (таб. 4.14).

–  –  –

По результатам позиционных наблюдений КО, полученных на телескопах ТВТ, КТ-50, а также всех телескопах сети УМОС, выборочно осуществлялась проверка точности в случайном и систематическом отношениях [222]. С использованием данных положений КО, полученных сетью УМОС [223], проведен расчет элементов орбиты КО и эфемерид (прогнозов траектории). Для орбитальных расчетов использовалось разработанное в НИИ АО ОНУ ПО, реализующее численную модель движения КО. Данное ПО есть усовершенствованный вариант эфемеридного ПО, используемого для расчета элементов орбит ГСС [224]. Полученные орбитальные параметры в виде каталога геоцентрических векторов состояния и каталога элементов орбит в формате TLE представлены на сайте УМОС [225].

По результатам сравнения наблюдений КО и рассчитанных по ним элементов орбиты проведен анализ погрешностей эфемерид.

Для оценки точности результатов позиционных наблюдении КО использовалась специальная методика, отличающаяся от общепринятых подходов к оценке точности наблюдений звезд и астероидов. Такая необходимость вызвана тем, что (в отличие от астероидов) во время наблюдения КО его координаты постоянно меняются в значительном диапазоне по сложному закону. Также значительно меняются условия наблюдений, которые могут влиять на точность определения координат КO. Погрешности позиционных наблюдений КО оценивались в случайном и систематическом отношении исходя из факторов влияния.

Случайная составляющая погрешности складывается из влияния:

- инструментальной погрешности измерения координат X,Y изображений КО и опорных звезд на ПЗС-кадре, эта погрешность зависит от соотношения сигнал/шум (яркости) и степени вытянутости изображений;

- количества опорных звезд и погрешности их каталожных координат;

- подвижки телескопа во время формирования серии кадров.

Систематическая составляющая погрешности является в основном методической и может зависеть от ряда величин: склонение, угол места, угловая скорость, координаты X, Y на ПЗС-кадре, экспозиция и т.д. Во время наблюдения КО эти величины постоянно меняются в широком диапазоне значений.

Точность наблюдений КО оценивалась в виде СКО как для случайной, так и для систематической составляющих погрешностей. Для оценки систематической составляющей погрешностей было выбрано СКО, так как закономерность ее изменения для разных КО (как по модулю, так и по знаку) во время наблюдения имеет случайный вид. Погрешности положений КО вычислялись во второй экваториальной системе координат: по прямому восхождению – RA и по склонению – Dec. Так как КО на низких и средних орбитах имеют значительную скорость относительно звезд, то дополнительно рассматривались погрешности вдоль направления движения – L и поперек направления движения – H.

Определение случайных составляющих погрешности наблюдений осуществлялось по ряду наблюдений КО на одном витке относительно используемой модели движения КО. Невязки, полученные в результате расчета орбиты, содержат случайную составляющую погрешностей наблюдений, а также некоторую долю систематической составляющей (не “выбранной” методом наименьших квадратов в процессе поиска орбиты, наилучшим образом удовлетворяющей наблюдениям). Остаточные значения систематических погрешностей выделяются аппроксимацией полиномом. Невязки наблюдений относительно аппроксимирующего полинома используются для расчета СКО случайной погрешности наблюдений. Примеры невязок расчета орбиты с выделенной систематической составляющей приведены на рис. 4.45, 4.46.

Рис. 4.45. (О–С) наблюдений низкоорбитального КО относительно аппроксимирующего полинома для телескопа ТВТ.

Рис. (О–С) наблюдений низкоорбитального КО относительно 4.46.

аппроксимирующего полинома для телескопа КТ-50.

Систематическая погрешность наблюдений определялась относительно высокоточного прогноза траекторий предоставляемых ILRS для ИСЗ, оснащенных уголковыми отражателями. Систематические составляющие погрешностей наблюдений выделяются аппроксимацией полиномиальной зависимостью полученных (О–С). Примеры разностей между результатами наблюдений и высокоточным прогнозом ILRS c выделенной систематической составляющей приведены на рис. 4.47, 4.48.

Рис. 4.47. (О–С) наблюдений низкоорбитальный КО относительно эфемериды ILRS для телескопа ТВТ.

Рис. 4.48. (О–С) наблюдений низкоорбитальный КО относительно эфемериды ILRS для телескопа КТ-50.

Результаты оценки точности в случайном и систематическом отношениях позиционных наблюдений, выполненных на телескопах ТВТ и КТ-50 по КО с разной высотой орбиты, приведены в табл. 4.15.

–  –  –

Элементы орбиты КО рассчитываются в виде геоцентрического вектора состояния (X, Y, Z, VX, VY,VZ) и элемететов орбиты в формате TLE, усовершенствованном варианте эфемеридного ПО, разработанного в НИИ АО ОНУ. Дифференциальные уравнения численной модели движения КО интегрируются классическим методом Эверхарта 19 порядка с переменным шагом. Также для первоначального определения круговой орбиты космического объекта по данным нескольких сеансов оптических наблюдений использовалось ПО, разработанное в сотрудничестве с харьковскими астрономами [226].

Последовательность расчета элементов орбиты.

1. Расчет начальных элементов орбиты по трем положениям опорного витка (начальное, среднее, конечное).

2. Уточнение элементов орбиты методом дифференциальных поправок на основе аналитической модели (задача двух тел) с использованием всех положений опорного витка.

3. Уточнение элементов орбиты по положениям опорного витка с использованием численной модели.

4. Уточнение элементов орбиты по положениям всех витков с использованием численной модели.

Для надежного расчета элементов орбиты КО используются наблюдения c как минимум двух витков. Для расчета орбит низкоорбитальных КО подбирались наблюдения на отрезке времени до 2 суток; для высокоорбитальных КО – до 8 суток.

По каждому полученному набору элементов орбиты рассчитывалась эфемерида (прогноз траектории) на интервале ±300 витков от момента времени элементов орбиты. Для расчета орбиты использовалась та же численная модель движения, что и для расчета элементов орбиты. Эфемерида представляет собой последовательность геоцентрических координат X, Y, Z с шагом времени равным 1/32 периода орбиты, в формате международной службой ILRS. Расчет элементов орбит/эфемерид был осуществлен по всей базе каталога положений КО сети УМОС [227, 228].

Для получения погрешностей рассчитанных эфемерид как действительные значения использовались положения КО из каталога положений. При сравнении эфемериды с наблюденным положением КО геоцентрические декартовы координаты эфемериды интерполировались на момент времени наблюдения и преобразовывались в систему координат результатов наблюдений (топоцентрические экваториальные координаты).

Изначально погрешности эфемерид вычислялись в экваториальной системе координат: по прямому восхождению – RA и по склонению – Dec.

Затем из погрешности в экваториальной системе координат преобразовывались в погрешность вдоль направления движения – L, и погрешность поперек направления движения – H. Погрешность вдоль направления движения дополнительно преобразовывалась в погрешность времени прохождения через видимую скорость объекта – Lt. Погрешности эфемериды КО вдоль (L, Lt) и поперек (H) направления движения определяют возможность наблюдения КО на неподвижном телескопе с использованием КМН. Примеры погрешностей эфемериды низкоорбитального КО, наблюдаемого на телескопе ТВТ, представлены на рис. 4.49, 4.50.

Рис. 4.49. Погрешность эфемериды вдоль и поперек орбиты: L – вдоль орбиты, H – поперек орбиты.

Рис. 4.50. Погрешность времени прохождения момента наблюдения.

Из зависимости погрешности эфемериды низкоорбитального КО от длительности прогноза можно сделать следующие выводы [229, 230]:

- точность эфемериды поперек орбиты значительно лучше, чем вдоль орбиты (стабильно держится плоскость орбиты);

- погрешность эфемериды вдоль орбиты имеет зависимость от времени близкую к линейной;

- погрешность эфемериды вдоль орбиты приводит к задержке прохождения КО через расчетную точку на 1 с при времени прогнозирования 15 суток;

- погрешность эфемериды поперек орбиты в течении 15 суток находится в пределах 200".

По тематике наблюдений низкоорбитальных КО последние 15 лет НИИ НАО активно сотрудничает с Шанхайской астрономической обсерваторией [231]. Основным направлением сотрудничества является развитие методов наблюдения и ПО для их реализации, а также создание современной аппартуры для наблюдений КО [232].

В 2013–2014 гг. в НИИ НАО выполнялась Украинско-Китайская научноисследовательская работа «Система централизованного управления сетью телескопов» [233]. Целью работы было создание системы централизованного управления Украинско-Китайской сетью телескопов для оперативного контроля орбит низкоорбитальных КО с использованием оптических телескопов НИИ «Николаевская астрономическая обсерватория» (НИИ НАО) и Шанхайской астрономической обсерватории (ШАО). В НИИ НАО для наблюдений использовался телескоп АФУ-75. В ШАО использовался телескоп ADK-30 (D=250 мм, F=300мм). Телескоп оснащен ПЗС-камерой Apogee Alta U9000 (30563056). Поле зрения телескопа составляет 8.35° 8.35°.

Во время выполнения проекта получены следующие результаты [234]:

- каждая сторона создала собственный сервер для обмена FTP результатами наблюдений;

- результаты наблюдений поступают на оба FTP сервера для параллельной обработки;

- проведено 23 ночи наблюдений и получено 905 положений 15 низкоорбитальных КО;

- вычислены элементы орбит по данным наблюдений НИИ НАО и ШАО.



Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |
 


Похожие работы:

«Бурданов Артем Юрьевич Результаты поиска кандидатов в транзитные экзопланеты на телескопе МАСТЕР-II-Урал Коуровской астрономической обсерватории 01.03.02 – Астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата...»







 
2016 www.konf.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Авторефераты, диссертации, конференции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.